Olypus Mons
La montagne Olympus Mons demeure une des structures géologiques les plus spectaculaires de notre Système solaire. S'élevant à plus de 21 km au-dessus du niveau de référence et s'étendant sur environ 600 km de diamètre, elle devance largement toute montagne terrestre.
La reconnaissance de la structure que l'on appelle aujourd'hui Olympus Mons s'inscrit dans le cadre des premières missions orbitales vers Mars. Dès les premières photographies de la surface martienne, une forte anomalie d'albédo (une région brillante), baptisée Nix Olympica, avait été repérée.
Ce n'est qu'avec l'arrivée de la sonde Mariner 9 en orbite autour de Mars en 1971 que l'on put reconnaître véritablement la nature volcanique de cette structure. Mariner 9 arriva alors que la planète était enveloppée dans une tempête de poussière globale : les sommets des grands édifices du plateau de Tharsis émergèrent progressivement des nuages de poussière, révélant leur hauteur remarquable.
Les images de Mariner 9 montrèrent que Nix Olympica n'était pas simplement une formation d'albédo mais un grand volcan en bouclier et l'altimétrie ultérieure confirma que sa hauteur dépassait largement les montagnes terrestres. Avec le temps, ce volcan fut rebaptisé « Olympus Mons » pour marquer son statut.
Olympus Mons est classé comme un volcan en « bouclier », c'est-à-dire une structure à pente relativement douce construite essentiellement par l'accumulation de coulées de lave fluides. Au sommet se trouve une vaste caldeira composée de plusieurs segments imbriqués, témoignant de phases successives d'effondrement et de vidanges de réservoir magmatique. Les relevés géologiques montrent des coulées à différents âges, et des terrains stratifiés dans la caldeira.
La taille exceptionnelle d'Olympus Mons provient de plusieurs facteurs conjoints.
D'une part, la gravité martienne étant plus faible, les contraintes sur les pentes et la rupture de la croûte sont diminuées, ce qui permet une accumulation plus importante de lave avant effondrement.
D'autre part, l'absence de tectonique mobile signifie qu'un point chaud du manteau peut rester sur un seul endroit pendant très longtemps, permettant au volcan de croître.
En outre, la faible érosion sur Mars permet à l'édifice de se préserver sur de longues durées et de conserver sa structure.
Enfin, la fluidité de la lave martienne favorise l'expansion horizontale à faibles pentes, ce qui permet à la base de s'étendre largement en entraînant une distribution du poids et un affaissement progressif plutôt qu'un effondrement brutal et donc une croissance en hauteur plus importante.
Le volcan se serait formé au Noachien, il y a plus de 3,8 milliards d'années, et l'activité la plus récente dans les caldeiras serait intervenue il y a entre 150 et 100 millions d'années.