Alba Patera

Alba Mons
Vue satellite d'Alba Mons.
Géographie & Géologie
Coordonnées	40,5° N • 250,4° E [1]
Région	Renflement de Tharsis
Type de relief	Mons
Nature géologique	Volcan bouclier
Époque de formation	au moins 3,5 Ga[2]
Surfaces récentes	environ 180 Ma
Inclinaison des pentes	~ 1°
Diamètre	~ 1 600 km
Hauteur	~ 8 000 m
Point culminant	~ 6 600 m[3]
Dimensions caldeira	~ 120 km
Profondeur caldeira	~ 1 km
Quadrangle(s)	Arcadia
Localisation sur Mars
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Alba Mons (littéralement « Mont Blanc » en latin^[4]), plus connu sous le nom d'Alba Patera bien que cette appellation ne désigne stricto sensu que sa caldeira sommitale, est le plus vaste volcan bouclier de la planète Mars (et de l'ensemble du système solaire), situé par 40,5° N et 250,4° E dans le quadrangle d'Arcadia, au nord-ouest du renflement de Tharsis et exactement aux antipodes du bassin d'impact d'Hellas Planitia.

Géographie et géologie

Alba Mons s'étend sur environ 1 600 km de diamètre à la base mais ne s'élève qu'à 6,6 km au-dessus du niveau de référence martien^[5]. L'analyse topographique détaillée de cet édifice volcanique parmi les plus volumineux du système solaire révèle trois grandes périodes d'activité à travers les ruptures de pente et les flux de lave particuliers relevés autour du système de caldeiras^[6]. Les premières éruptions auraient consisté en des laves fluides qui se seraient répandues sur une large surface, puis des éruptions plus localisées auraient donné naissance au bouclier central, et enfin une phase finale aurait abouti au dôme portant le système de caldeiras, dont la masse aurait favorisé l'apparition des fosses d'Alba et de Tantalus ainsi que la faible inclinaison du sommet vers l'est.

Topographie d'Alba Mons par le MOLA.

Alba Mons se situe exactement aux antipodes du bassin d'impact d'Hellas Planitia, et sa formation serait peut-être due au contre-coup de l'impact à l'origine de ce bassin, il y a environ 4 milliards d'années. La datation de cet ensemble est cependant délicate, son aspect général plutôt érodé et couvert de poussières^[7] suggérant un âge ancien, mais la faible cratérisation de ses surfaces (comparée par exemple à celles de Syrtis Major, autre volcan bouclier clairement plus ancien au point de n'être plus vraiment identifiable comme tel) et sa morphologie générale finalement assez proche de celle des volcans du renflement de Tharsis, avec leurs grands épanchements de lave en lobes latéraux et des éruptions successives se resserrant autour des caldeiras, plaident plutôt pour une activité centrée au milieu de l'Hespérien et se prolongeant au début de l'Amazonien. Ce scénario en quatre épisodes majeurs datés successivement, sur le flanc occidental, de 3,4 Ga, 2 Ga, 800 Ma et 250 Ma, avec une activité prolongée entre 800 Ma et 180 Ma autour de la caldeira la plus grande, est conforme aux estimations de l'équipe de Gerhard Neukum à l'Université libre de Berlin^[2], qui conclut à un âge minimum, pour l'édification du volcan, de 3,5 Ga.

Possible corona à l'image de celles de Vénus

L'apparence particulière d'Alba Mons, qui semble atypique sur Mars au premier abord, avec ses reliefs peu marqués et étendus comprenant tout un ensemble de plis, de failles et de fossés dessinant une structure ovoïde, a d'emblée été rapprochée des coronae vénusiennes dès leur découverte par les Soviétiques au début des années 1980^[8],[9],[10]. Un parallèle peut être plus précisément dressé avec un volcan d'Eistla Regio, près de l'équateur de Vénus, correspondant à Irnini Mons et Sappho Patera, deux toponymes vénusiens désignant en fait respectivement l'édifice volcanique (de 525 km de diamètres) et sa caldeira (large de 225 km)^[11]. L'ambiguïté de cette structure résulterait de l'évolution depuis un volcan bouclier vers une corona tardive par amincissement progressif de l'écorce vénusienne sous l'effet du réchauffement par un panache mantellique (diapir), schéma qui pourrait avoir été partiellement à l'œuvre sur Mars au niveau d'Alba Mons.

Notes et références

1. ↑ (en) Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Information « Alba Mons. »
2. ↑ ^{a et b} (en) Freie Universität Berlin « 15. Volcanic Activity on Mars. »
3. ↑ (en) U. S. Geological Survey – 2003 « Color-Coded Contour Map of Mars. »
4. ↑ (fr) Le Gaffiot albus, a, um (grec ἀλφός) « blanc mat, » opposé à candidus « blanc éclatant. »
5. ↑ (en) American Geophysical Union, Conférence du printemps 2002, résumé #P32A-06 Mikhail A. Ivanov et James W. Head, « Alba Patera, Mars: Assessment of its Evolution With MOLA and MOC Data. »
6. ↑ (en) Mikhail A. Ivanov et James W. Head, « Alba Patera, Mars: Topography, structure, and evolution of a unique late Hesperian–early Amazonian shield volcano », dans Journal of Geophysical Research – Planets, vol. 111, 2 septembre 2006, p. E09003 [texte intégral (page consultée le 27 février 2010)] 
   DOI:10.1029/2005JE002469
7. ↑ (en) HiRISE High Resolution Imaging Science Experiment « Dusty Top of Alba Patera Volcano (PSP_001510_2195). »
8. ↑ (en) Lunar and Planetary Science XIX (1988) N. G. Barlow et J. R. Zimbelman, « Venusian coronae: comparison with Alba Patera, Mars. »
9. ↑ (en) E. Illés-Almár, « Alba Patera: A possible trace of a corona structure on Mars », dans Advances in Space Research, vol. 20, n^o 8, 1997, p. 1561-1564 [texte intégral (page consultée le 17 juin 2010)] 
   DOI:10.1016/S0273-1177(97)00878-8
10. ↑ (en) Lunar and Planetary Science XXIX (1998) Heinz-Peter Joens, « Comparative planetology: Coronae on Venus, Mars, and Earth. »
11. ↑ (en) Lunar and Planetary Science XXXV (2004) D. L. Buczkowski, G. E. McGill et M. L. Cooke, « Anomalous radial structures at Irnini Mons, Venus: a parametric study of stresses on a pressurized hole. »

Voir aussi

Articles connexes

• Géologie de la planète Mars
• Volcanisme sur Mars
• Échelle des temps géologiques martiens

Liens externes

• MGS Mars Orbiter Laser Altimeter Carte topographique du quadrangle d'Arcadia (USGS MC-03)