Mondes actifs : nouvelles découvertes en géologie planétaire

Introduction

La géologie planétaire a connu un essor rapide au cours de la dernière décennie : de nouvelles missions et de nouvelles études ont mis au jour des processus dynamiques sur d’autres mondes. Des planètes telluriques internes (Mercure, Vénus, Mars) aux lunes glacées du Système solaire externe, les scientifiques ont recensé le volcanisme, la tectonique, la sédimentation et d’autres processus qui façonnent ces corps. Fait notable, on sait désormais que plusieurs mondes « morts » sont aujourd’hui géologiquement actifs. Cette synthèse présente les principales découvertes de 2015–2025 – en privilégiant les résultats évalués par les pairs et les données officielles des missions – et en tire les chiffres clés (avec leurs incertitudes) ainsi que des citations d’experts issues de la littérature scientifique. Nous passons en revue la contraction et les séismes de Mercure, le volcanisme toujours en cours de Vénus, les lacs anciens et les séismes actuels de Mars, les éruptions volcaniques d’Io, la lune de Jupiter, la tectonique glacée d’Europe, les paysages d’hydrocarbures de Titan, la lune de Saturne, les geysers d’Encelade et le cryovolcanisme surprenant de Pluton.

Mercure : une planète à plaque unique, toujours en mouvement

On a longtemps cru que Mercure était une relique de la géologie des débuts du Système solaire, mais l’orbiteur MESSENGER de la NASA (2011–2015) a révélé un passé étonnamment actif – et des signes d’activité jusqu’à aujourd’hui. L’unique plaque lithosphérique rigide de Mercure se contracte à mesure que son noyau de fer se refroidit, ce qui produit d’immenses escarpements de failles chevauchantes (des falaises) sur tout le globe[1][2]. Lors de la dernière campagne d’imagerie à basse altitude de MESSENGER, les scientifiques ont découvert de petits escarpements de faille récents, ne dépassant pas quelques dizaines de mètres de haut et quelques kilomètres de long. Ces minuscules falaises sont si bien conservées qu’elles doivent être récentes à l’échelle géologique – elles se sont probablement formées au cours des 50 derniers millions d’années (voire plus récemment encore), car le bombardement incessant de météoroïdes aurait effacé des reliefs plus anciens[3][4]. Comme l’a expliqué un membre de l’équipe : « Le bombardement continu de météoroïdes dégrade et détruit rapidement des structures de cette taille, ce qui indique qu’elles se sont formées relativement récemment »[4]. Leur jeunesse laisse fortement penser que l’intérieur de Mercure continue de se refroidir et de se contracter, ce qui en fait une planète « tectoniquement active » aujourd’hui[5]. De fait, une étude de 2016 dirigée par Thomas Watters a annoncé que Mercure rejoint la Terre parmi les planètes tectoniquement actives, de nouvelles failles se formant probablement « aujourd’hui, alors que l’intérieur de Mercure continue de se refroidir »[5]. Cela balaie l’ancienne idée selon laquelle la Terre serait la seule planète tectoniquement active de notre Système solaire.

Séismes mercuriens : si les failles de Mercure glissent aujourd’hui, il pourrait y avoir en ce moment des « séismes mercuriens ». Par analogie avec les séismes lunaires superficiels sur notre Lune (qui ont atteint une magnitude d’environ 5), les scientifiques s’attendent à ce que le glissement le long des failles de Mercure puisse produire des séismes de magnitude comparable, d’environ 5 sur l’échelle de Richter[6]. Aucun sismomètre ne s’est encore rendu sur Mercure, mais de futures missions pourraient mettre cette prédiction à l’épreuve[7]. La présence d’un noyau actif est corroborée par le champ magnétique durable de Mercure, qui persiste depuis des milliards d’années – ce qui suggère un noyau externe en partie liquide, qui se refroidit lentement[8]. Tous ces indices (escarpements jeunes, champ magnétique ancien, séismes possibles) convergent vers une chaleur interne de longue durée qui entretient une tectonique de contraction prolongée sur Mercure[8].

Un volcanisme ancien et une carte globale : MESSENGER a aussi confirmé que le volcanisme avait façonné la surface de Mercure, surtout au cours de ses 2 premiers milliards d’années. La planète est recouverte de plaines volcaniques lisses (des mers de lave solidifiées) qui ont inondé des bassins d’impact il y a des éons. Les plaines volcaniques du nord, par exemple, couvrent environ 6 % de la surface de Mercure. Ces laves et les plaines intercratères plus anciennes ont permis de dresser la première carte géologique globale de Mercure[9][10]. À partir de plus de 100 000 images, les cartographes de l’USGS ont produit en 2016 une carte globale montrant que la topographie de Mercure varie d’environ 10 kilomètres (de ≈ –5 380 m dans les basses terres à +4 480 m sur les terrains les plus élevés)[11]. Le plus grand bassin volcanique, Caloris, s’étend sur 1 550 km et est rempli de plaines lisses, plus tard plissées par des contraintes tectoniques[12]. MESSENGER a trouvé des indices d’un volcanisme pyroclastique également : plus de 100 sites d’éruptions explosives de cendres issues d’évents, signe que l’intérieur de Mercure a jadis renfermé des gaz volatils[13]. Bien que le volcanisme de Mercure ait pris fin pour l’essentiel il y a des milliards d’années, ces dépôts et ces « creux » (d’étranges dépressions peu profondes, vraisemblablement formées par la sublimation de matériaux riches en éléments volatils) révèlent une planète plus riche en éléments volatils qu’on ne le pensait[13]. Aujourd’hui encore, de la glace d’eau se conserve dans des cratères polaires en ombre permanente ; le spectromètre à neutrons de MESSENGER a confirmé la présence d’importantes quantités de glace d’eau aux pôles de Mercure, sous une couche isolante de poussière riche en matière organique[1][2].

En somme, Mercure – souvent qualifiée de planète « morte » – est géologiquement dynamique à sa manière. Sa plaque unique et gigantesque est sillonnée de failles nées de la contraction globale. La planète a connu un volcanisme ancien d’une grande ampleur et subit peut-être encore, de temps à autre, un séisme à mesure qu’elle rétrécit. Comme l’a fait remarquer un chercheur, découvrir de minuscules escarpements frais sur Mercure « revient à trouver un jeune plant d’un arbre que l’on croyait disparu depuis longtemps »[14] – signe que, sous sa surface ancienne, le moteur géologique de Mercure ne s’est pas tout à fait refroidi.

Vénus : un volcanisme toujours en cours et une tectonique « de banquise »

Vénus – dont la taille est proche de celle de la Terre – possède une géologie radicalement différente, caractérisée par une lithosphère stagnante (pas de tectonique des plaques à la manière de la Terre) et par une surface remodelée par le volcanisme. On se demandait depuis longtemps si Vénus était encore volcaniquement active aujourd’hui ou si ses volcans s’étaient éteints il y a des éons. Au cours de la dernière décennie, plusieurs études ont fini par trancher : Vénus est active aujourd’hui.

Des coulées de lave actives détectées : en 2015, des scientifiques utilisant l’orbiteur Venus Express de l’ESA ont repéré à la surface des points chauds infrarouges transitoires[15][16]. Ils sont apparus dans la zone de rift de Ganiki Chasma (près des volcans Ozza Mons et Maat Mons) et ont été vus s’intensifier puis s’estomper en quelques jours seulement, ce qui concorde avec de la lave fraîche qui jaillit puis se refroidit[17][18]. Quatre événements de ce type ont été enregistrés. L’un de ces points chauds (surnommé « objet A ») avait une superficie d’environ 1 km² et une température d’environ 830 °C – bien au-dessus de la température de surface normale, d’environ 470 °C[19]. Comme la vue était floue (Venus Express observait à travers les nuages depuis l’orbite), chaque point chaud apparaissait étalé sur plus de 100 km, mais la zone réellement chaude au sol était probablement très petite (environ 1 km de large)[20][19]. « Nous avons maintenant observé plusieurs événements au cours desquels un point de la surface devient soudain beaucoup plus chaud, puis se refroidit à nouveau », a rapporté Eugene Shalygin, auteur principal de l’étude de 2015, qui y voit « l’indice le plus alléchant à ce jour d’un volcanisme actif » sur Vénus[16][21]. Ces observations font entrer Vénus dans le club très fermé des corps du Système solaire actuellement actifs sur le plan volcanique (aux côtés de la Terre et d’Io, la lune de Jupiter)[22].

Les preuves se sont encore renforcées en 2023, lorsque des chercheurs ont réanalysé des images radar de l’orbiteur Magellan datant des années 1990 et découvert des changements directs sur un volcan. Ils ont constaté qu’un évent volcanique de Maat Mons (le plus haut volcan de Vénus) s’était visiblement agrandi et avait changé de forme sur une période de 8 mois en 1991[23][24]. L’évent est passé d’une superficie d’environ 2,2 km² à un cratère irrégulier d’environ 4 km², et il présentait à proximité des signes de coulées de lave fraîches[23][25]. Cela indique qu’une éruption s’est produite sur Vénus en 1991 ; par un heureux hasard, Magellan en a saisi l’avant et l’après. Les auteurs de l’étude de 2023 ont noté qu’il s’agit de « la première preuve directe d’une éruption volcanique récente sur [Vénus] », puisque, sur l’image la plus tardive, le cratère de l’évent était rempli de roche en fusion toute neuve, qui avait débordé sur ses pentes[25]. Par ailleurs, en 2024, une équipe dirigée par des chercheurs italiens a annoncé avoir trouvé deux autres dépôts de coulées volcaniques en comparant des données radar de Magellan de 1990 et de 1992[26][27]. Ces coulées, à Sif Mons et dans l’ouest de Niobe Planitia, présentaient une réflectivité radar accrue, compatible avec de la lave nouvellement solidifiée qui n’était pas là deux ans plus tôt[28]. Pris ensemble, ces résultats suggèrent que les éruptions volcaniques sont relativement fréquentes sur Vénus et ne sont pas des événements isolés. « En analysant les coulées de lave que nous avons observées, nous avons découvert que l’activité volcanique sur Vénus pourrait être comparable à celle de la Terre », a déclaré le Dr Davide Sulcanese, auteur principal de l’étude de 2024[29][30]. Autrement dit, Vénus connaît peut-être des éruptions tous les quelques années ou décennies, qui entretiennent par endroits une surface jeune.

Une tectonique sans plaques : contrairement à la Terre, Vénus ne semble avoir ni plaques crustales mobiles ni zones de subduction à l’échelle du globe. Son atmosphère énorme, véritable cocotte-minute (90 bars), et son climat chaud et sec ont abouti à une enveloppe lithosphérique unique et stagnante. Des recherches récentes montrent cependant que la croûte de Vénus n’est pas totalement immobile : elle pourrait plutôt être fragmentée en grands blocs qui s’entrechoquent et pivotent, à la manière de la banquise sur un océan gelé[31][32]. En 2021, Paul Byrne et ses collègues ont repéré dans les basses plaines de Vénus des bandes de crêtes et de sillons qui délimitent des blocs plats. Ils en ont conclu que ces blocs « se sont déplacés, ont tourné et ont glissé les uns le long des autres au fil du temps… un peu comme la tectonique des plaques terrestre, mais à plus petite échelle, plutôt comme des morceaux de banquise » flottant sur un fluide[32][33]. Cette « tectonique de banquise » sur Vénus provient probablement de la convection du manteau sous une croûte mince et cassante, qui fragmente la surface sans qu’il existe de véritables limites de plaques[34]. C’est un style tectonique récemment reconnu – propre à Vénus – qui suggère que son intérieur est toujours en pleine agitation. « Ce n’est pas de la tectonique des plaques comme sur Terre… mais c’est bien la preuve d’une déformation due à l’écoulement du manteau interne », a souligné Byrne, « un style de couplage entre l’intérieur et la surface que l’on ne voit nulle part ailleurs… sauf à l’intérieur de [certains] continents terrestres »[35][36]. La découverte de ce mécanisme tectonique implique que le manteau de Vénus se retourne activement et peut renouveler périodiquement la surface. De fait, une grande partie de la surface de Vénus paraît jeune (couverte à moins de 20 % de cratères d’impact), ce qui laisse penser qu’elle a été entièrement remodelée par le volcanisme et la déformation tectonique il y a environ 0,5 milliard d’années – peut-être lors d’un événement de renversement catastrophique[37][38]. Aujourd’hui, nous savons qu’une activité localisée persiste.

Reliefs géologiques et missions : Vénus est parsemée de plus de 1 600 grands volcans (pour la plupart éteints) et d’immenses structures tectoniques circulaires appelées coronae (probablement formées par des panaches mantelliques). Certaines coulées de lave de Vénus sont extrêmement longues : l’une d’elles s’étire sur plus de 7 000 km à travers les plaines. Venus Express a notamment observé une forte hausse du SO₂ atmosphérique en 2006–07, que certains ont attribuée à un dégazage éruptif[39]. Et le radar de Magellan a cartographié de jeunes coulées de lave qui semblent recouvrir des cratères d’impact, ce qui confirme que le volcanisme s’est manifesté au cours des derniers millions d’années[40][41]. Maintenant que de la lave active a été observée directement, les scientifiques ont hâte d’y retourner. La NASA et l’ESA ont approuvé de nouvelles missions (VERITAS, DAVINCI, EnVision) pour les années 2030, qui cartographieront Vénus à plus haute résolution et prélèveront même des échantillons de l’atmosphère pour y rechercher des gaz volcaniques. Elles prolongeront les avancées de 2015–2025. Comme l’a fait remarquer Håkan Svedhem, scientifique du projet Venus Express : « Il semble que nous puissions enfin faire entrer Vénus dans le petit club des corps du Système solaire volcaniquement actifs… Vénus, notre plus proche voisine, est toujours active et en évolution à l’heure actuelle »[22][42].

Mars : lacs anciens, séismes actuels et éruptions récentes

Mars a fait l’objet d’une exploration géologique intensive au cours de la dernière décennie, grâce à des rovers (Curiosity, Perseverance, Zhurong), à des atterrisseurs (InSight) et à des orbiteurs (de la NASA, de l’ESA, de l’ISRO, des Émirats arabes unis et de la Chine). Le tableau qui se dessine est celui d’une planète semblable à la Terre dans sa jeunesse – avec des lacs, des rivières, du volcanisme et peut-être un océan – mais devenue froide et aride, sans être pour autant complètement morte sur le plan géologique. Parmi les principaux processus à l’œuvre sur Mars figurent le dépôt sédimentaire par l’eau et le vent, un volcanisme qui s’étend sur des milliards d’années, la fracturation tectonique sous l’effet des contraintes crustales, et même une activité sismique et hydrologique actuelle.

Les archives sédimentaires de l’eau : le rover Curiosity de la NASA a mis au jour, dans le cratère Gale, un riche enregistrement stratigraphique d’un ancien système lacustre vieux d’environ 3,5–3,8 milliards d’années. Curiosity a trouvé des argilites finement stratifiées, déposées dans un lac d’eau douce paisible qui remplissait le bassin de Gale, large de 150 km[43][44]. Ces sédiments lacustres présentent des figures (de fines laminations, voire des fentes de dessiccation surnommées « Old Soaker ») qui indiquent que le lac a connu des cycles d’humidification et d’assèchement pendant des millions d’années[43][45]. « Imaginez des étangs parsemant le fond du cratère Gale… des ruisseaux ont pu sillonner les parois du cratère… déborder puis s’assécher, un cycle qui s’est probablement répété de nombreuses fois pendant des millions d’années », ont écrit les scientifiques de Curiosity[43][46]. En 2019, une étude publiée dans Nature Geoscience (auteur principal : William Rapin) a signalé des dépôts de sels minéraux (sulfates et chlorures) dans une succession de strates de 150 m d’épaisseur appelée Sutton Island, signe que de petites mares de saumure peu profondes se sont évaporées sous le climat ancien de Mars[47][48]. Ces sels – mêlés à des sédiments plutôt que formant de pures croûtes d’évaporites – suggèrent des lacs salés éphémères qui « ont traversé des épisodes de débordement et d’assèchement », laissant un « filigrane » des fluctuations du climat[49][48]. Ces roches enregistrent le passage de Mars d’un environnement plus humide au désert glacial d’aujourd’hui[49]. De fait, la détection par Curiosity de fentes de dessiccation dans des roches vieilles de plus de 3 milliards d’années prouve directement qu’une nappe d’eau stagnante s’est un jour asséchée en surface, ce qui implique des conditions habitables (avec de l’eau liquide) qui ont duré, mais aussi évolué avec le temps[50][51]. Comme l’a dit A. Vasavada, scientifique de la mission, le cratère Gale offre « un témoignage unique d’une Mars en évolution… de la date et de la manière dont le climat de la planète a commencé à changer », ainsi que de la durée pendant laquelle une vie de surface a pu persister[51].

Dans le cratère Jezero, sur Mars, le rover Perseverance explore un ancien delta fluvial depuis 2021. Des images à haute résolution ont confirmé que le lac de Jezero était alimenté par une rivière qui a déposé des sédiments deltaïques stratifiés, notamment de gros blocs (jusqu’à l’échelle du mètre) en haut des affleurements – signe de crues soudaines épisodiques dans le passé de Mars[52][53]. La présence de ces grosses roches arrondies au sein des couches de l’ancien delta indique que l’eau s’écoulait par moments à grande vitesse, avant des périodes plus calmes qui ont laissé les sédiments fins se déposer. L’exploration du delta par Perseverance en 2022 a révélé des grès à stratification entrecroisée et des strates inclinées caractéristiques d’un environnement de delta fluvial à méandres. Ces observations confirment que Mars a connu des eaux de surface durables et des cycles hydrologiques actifs au début de son histoire, il y a environ 3,7 milliards d’années. En outre, Perseverance a fait une surprenante découverte magmatique : le plancher du cratère Jezero (sous le delta) est constitué de roches volcaniques – de la lave refroidie – plutôt que des sédiments lacustres attendus[54][55]. Les instruments ont détecté dans ces roches d’abondants cristaux d’olivine, ce qui indique qu’elles se sont solidifiées à partir d’un magma refroidi lentement, puis ont été mises en contact avec de l’eau, formant des minéraux d’altération[56][57]. Cela implique qu’après l’impact qui a formé Jezero, de la lave s’est épanchée ou s’est injectée dans le plancher du cratère. Ces roches magmatiques sont plus faciles à dater que les roches sédimentaires ; lorsque les échantillons seront rapportés sur Terre (retour prévu vers 2033), ils devraient donc permettre de caler la chronologie des phases volcanique et lacustre de Jezero[58][59]. La coexistence d’altérations par l’eau dans ces roches volcaniques est passionnante : « Découvrir le potentiel d’environnements habitables dans quelque chose d’aussi inhospitalier que les vieilles coulées de lave de Jezero fait naître l’espoir de ce que recèlent les roches sédimentaires » qu’il reste à échantillonner[59][60].

Au-delà des cratères, les orbiteurs ont cartographié sur Mars de vastes dépôts de minéraux hydratés (argiles, sulfates), qui signalent les endroits où des eaux souterraines ou de surface ont longtemps existé. Ainsi, Mars Express de l’ESA a trouvé des indices d’un possible lac d’eau liquide souterrain sous la calotte glaciaire polaire sud. Des sondages radar (instrument MARSIS) ont détecté en 2018 une « réflexion souterraine anormalement brillante » sous 1,5 km de glace, sur une zone de 20 km vers 81° S[61][62]. L’interprétation la plus plausible est celle d’une couche de saumure liquide d’environ 20 × 30 km d’étendue sous la glace[62]. Des travaux de suivi menés en 2020 ont identifié trois autres « mares » d’eau enfouies près du lac principal[63][64]. L’eau doit être extrêmement salée (riche en perchlorates ou en d’autres sels antigel) pour rester liquide à des températures d’environ –68 °C, mais cette découverte ouvre la possibilité d’un réseau d’anciens lacs sous-glaciaires sur Mars[65]. Le plus grand lac mesurerait 20 × 30 km et pourrait faire partie d’un système hydrologique caché tout entier, vieux de plusieurs millions ou milliards d’années[63][66]. Les scientifiques débattent toujours de la nature de ces réflexions radar : de l’eau liquide, ou peut-être des argiles hydratées inhabituelles (certaines études de 2022 ont suggéré que des argiles ou de la glace stratifiée pouvaient imiter le signal). S’il s’agit bien d’eau, ce serait une cible de choix dans la recherche d’une vie martienne actuelle (à l’image des lacs sous-glaciaires de l’Antarctique, qui abritent des écosystèmes microbiens)[67].

Le volcanisme d’hier à aujourd’hui : Mars abrite le plus grand volcan du Système solaire (Olympus Mons, environ 21 km de haut) et d’énormes provinces volcaniques (Tharsis et Elysium). L’essentiel du volcanisme martien s’est produit il y a 3 à 4 milliards d’années, édifiant des volcans boucliers et des coulées de lave d’inondation. Une question importante se posait toutefois : les volcans de Mars ont-ils pu se réveiller, par à-coups, dans un passé géologique récent ? Les indices actuels suggèrent que oui – Mars pourrait encore être volcaniquement active à petite échelle. Fin 2020, des chercheurs de l’université de l’Arizona et du PSI ont identifié sur Mars un dépôt volcanique jusque-là inconnu, qui pourrait n’avoir que 50 000 ans environ[68][69]. Ce dépôt, situé dans Elysium Planitia, au niveau d’une fissure appelée Cerberus Fossae, se présente comme un manteau sombre et lisse qui recouvre sur environ 8 miles (13 km) de large les plaines environnantes[70][71]. Il recouvre les coulées de lave locales (il est donc plus récent) et sa morphologie ressemble à celle d’une nappe de retombées pyroclastiques – des cendres et de la pierre ponce répandues par une explosion volcanique[72][73]. Les scientifiques y voient le produit d’un volcan adolescent à l’échelle martienne : « Ce pourrait être le plus jeune dépôt volcanique jamais documenté sur Mars », a déclaré David Horvath, auteur principal de l’étude[74]. Si l’histoire géologique de Mars, longue de 4,5 milliards d’années, était comprimée en une seule journée, « cela se serait produit dans la toute dernière seconde », a fait remarquer Horvath[75]. Le dépôt s’est probablement formé lorsque du magma souterrain a interagi avec de la glace ou des eaux souterraines, provoquant une éruption alimentée par les gaz (comparable à l’ouverture d’une cannette de soda secouée)[76][73]. L’explosion a projeté des cendres jusqu’à environ 6 miles (10 km) de hauteur dans le ciel de Mars[77]. Ce qui rend cette découverte particulièrement intrigante, c’est qu’elle se trouve à seulement 1 600 km environ de l’atterrisseur InSight de la NASA, qui a détecté en 2019–2022 des séismes martiens provenant de la région de Cerberus Fossae[78][79]. Deux des plus forts séismes (de magnitude 4,1) provenaient de cette zone. Ce lien spatial suggère que des mouvements de magma pourraient être à l’origine de l’activité sismique, et que des poches de roche en fusion subsistent sous Elysium Planitia[78]. Comme l’ont écrit Horvath et al., « le jeune âge de ce dépôt fait absolument surgir la possibilité qu’il puisse encore y avoir une activité volcanique sur Mars », et il est « intrigant que les séismes martiens récents détectés par InSight proviennent de Cerberus Fossae »[78][80]. En somme, Mars n’a peut-être pas fini d’entrer en éruption – du moins dans des endroits isolés où la chaleur interne persiste.

Mars a aussi connu, dans son passé lointain, des éruptions volcaniques véritablement colossales. Une étude de 2021 sur la région d’Arabia Terra (menée par P. Whelley et al.) a mis en évidence des milliers d’anciennes « super-éruptions » il y a environ 4 milliards d’années[81][82]. Ces explosions (semblables à celles des supervolcans terrestres) auraient expulsé du magma de façon explosive, recouvrant Mars de cendres et affectant probablement le climat[81][82]. Sept grandes dépressions d’Arabia Terra ont été identifiées comme des caldeiras, et non comme des cratères d’impact – chacune large de plusieurs dizaines de miles – formées par l’effondrement du sol après d’énormes éruptions[83]. Les chercheurs ont estimé que chaque super-éruption avait expulsé de l’ordre de 400 millions de piscines olympiques de magma et de gaz (soit des centaines à des milliers de kilomètres cubes)[84]. Ces éruptions se sont étalées sur une période de 500 millions d’années[81], ce qui signifie que Mars était extrêmement active sur le plan volcanique pendant son premier milliard d’années. Ces résultats soulignent que Mars a connu tout le spectre du volcanisme – des supervolcans anciens jusqu’à, peut-être, une minuscule fontaine de lave il y a à peine 50 millénaires.

Tectonique et séismes martiens : contrairement à la Terre, Mars n’a plus de tectonique des plaques aujourd’hui : sa croûte forme une seule plaque continue. Elle présente pourtant de nombreuses structures tectoniques : le grand système de canyons de Valles Marineris (4 000 km de long, formé par un rifting crustal), de vastes réseaux de failles et de rides de compression dus au refroidissement de la planète, et des fractures induites par des impacts. Jusqu’à récemment, tout cela relevait du passé. Les choses ont changé avec InSight (atterri en 2018), qui a déployé le premier sismomètre sur Mars. InSight a écouté les séismes martiens pendant quatre ans et en a détecté 1 319 au total[85][86]. La plupart étaient petits (magnitude 2–3), mais quelques-uns atteignaient une magnitude 4 ou plus, dont un séisme de magnitude 4,7 en mai 2022 – le plus fort jamais enregistré sur une autre planète. Les données d’InSight ont permis aux scientifiques de cartographier l’intérieur de Mars. Les ondes sismiques ont révélé que la croûte au site d’atterrissage mesure soit environ 20 km d’épaisseur (si l’on compte deux couches), soit environ 39 km (si l’on en compte trois)[87][88]. Les données de gravité globales, combinées à ce point d’« ancrage », suggèrent que l’épaisseur moyenne de la croûte martienne est de 24–72 km (probablement vers le bas de cette fourchette)[89]. Sous la croûte, Mars possède un manteau qui s’étend sur environ 1 500 km de profondeur et qui, contrairement à celui de la Terre, ne se différencie pas en manteau inférieur et manteau supérieur (il est plus uniforme, de composition proche de celle du manteau supérieur terrestre, riche en olivine)[90][91]. En 2021, les scientifiques d’InSight ont annoncé avoir déterminé la taille du noyau de Mars : environ 3 660 ± 80 km de diamètre (soit un rayon d’environ 1 830 ± 40 km)[92]. C’est plus grand et moins dense qu’on ne le pensait, ce qui implique un noyau liquide de fer et de nickel partiellement allié à des éléments plus légers comme le soufre, le carbone, l’oxygène et peut-être l’hydrogène[93]. Le noyau est en grande partie fondu (aucun noyau interne solide n’avait été détecté au départ, mais une analyse de 2025 suggère que Mars pourrait posséder un noyau interne solide d’environ 600 km de rayon)[94]. Comme le noyau de Mars est proportionnellement gros (la moitié du diamètre de la planète), le manteau qui le surmonte est relativement mince et la lithosphère (l’enveloppe externe rigide) est très épaisse – de l’ordre de 500 km d’épaisseur[95][96]. Une lithosphère aussi épaisse explique pourquoi Mars n’a pas de tectonique des plaques : la croûte et le manteau supérieur sont trop rigides pour se briser en plaques mobiles. Pourtant, Mars est toujours tectoniquement active, à petite échelle : les contraintes dues au refroidissement et à la contraction en cours, ainsi qu’à la charge des volcans, provoquent des séismes et des mouvements de failles occasionnels. Par exemple, le graben de Cerberus Fossae, d’où partent des séismes, pourrait s’ouvrir ou coulisser lentement sous l’effet de forces volcaniques ou tectoniques. De plus, Mars tout entière est ceinturée de rides de compression (de basses crêtes liées à des failles, dans les plaines volcaniques) qui témoignent d’une contraction globale (comme la peau d’un raisin sec qui se ride) – mais bien moins prononcée que celle de Mercure.

De l’eau qui suinte aujourd’hui ? Une activité géologique possible et alléchante sur la Mars actuelle est l’existence d’écoulements saisonniers sur les pentes, connus sous le nom de RSL (Recurring Slope Lineae). Ce sont des traînées sombres qui apparaissent en été sur des pentes raides et chaudes, s’allongent vers le bas, puis s’estompent pendant les saisons plus froides. En 2015, à partir des données de Mars Reconnaissance Orbiter, des scientifiques ont découvert que les sites de RSL présentent des minéraux de sels hydratés (des perchlorates) lorsque les traînées sont à leur maximum, mais pas pendant les périodes plus froides et sèches[97][98]. Cela laisse penser que de la saumure liquide joue un rôle, la glace fondant probablement juste assez pour humidifier le sol et dissoudre les sels, ce qui assombrit la surface[99][100]. « La détection de sels hydratés sur ces pentes signifie que l’eau joue un rôle essentiel dans la formation de ces traînées », a déclaré Lujendra Ojha, auteur principal de l’étude de 2015[101][102]. Ces sels (perchlorate de magnésium, chlorate, etc.) peuvent abaisser le point de congélation de l’eau, ce qui permet à des saumures de s’écouler de façon transitoire à –20 °C[99][100]. Mars pourrait donc connaître aujourd’hui une activité hydrique à très petite échelle – non pas de véritables « cours d’eau », mais un sol humide qui pourrait provenir de la fonte de glace souterraine, de la déliquescence de sels hygroscopiques ou d’aquifères peu profonds. Des recherches ultérieures, menées en 2017–2020, ont toutefois suggéré que de nombreux RSL pourraient en réalité être des écoulements de sable sec, l’hydratation des sels n’étant qu’un effet concomitant. Le débat n’est pas tranché. Si de l’eau liquide s’écoule bel et bien, brièvement, elle s’évapore probablement vite dans l’atmosphère ténue de Mars. Quoi qu’il en soit, les RSL représentent l’activité hydrologique marginale de Mars aujourd’hui – et tout liquide transitoire compte pour évaluer l’habitabilité actuelle (même si les saumures seraient extrêmement salées et de courte durée).

Résumé : Mars apparaît comme un monde doté d’un riche passé géologique d’eau et de feu, et d’un présent actif de manière subtile. Elle a connu dans les temps anciens des lacs, des deltas, des sources chaudes et des supervolcans, et elle connaît aujourd’hui des tempêtes de poussière, des cycles saisonniers de gel et de dégel, des séismes occasionnels et peut-être, ici ou là, un petit rot volcanique ou un filet de saumure. Selon les mots du géologue planétaire Alfred McEwen, « Mars n’est pas morte, elle se repose » – avec juste assez de grondements pour occuper les scientifiques. À mesure que nous poursuivons l’étude de Mars, notamment avec le retour d’échantillons en perspective, nous nous attendons à d’autres surprises sur sa chronologie géologique et son activité interne.

Les lunes de Jupiter : les enfers d’Io et l’océan caché d’Europe

Les lunes galiléennes de Jupiter offrent certaines des géologies les plus extrêmes et les plus fascinantes du Système solaire. Io est un paysage d’enfer où le volcanisme ne cesse jamais, tandis qu’Europe est un monde-océan recouvert de glace, dont la croûte glacée est animée par la tectonique. Ganymède et Callisto montrent moins d’activité, mais ont aussi leur histoire (Ganymède possède son propre champ magnétique et probablement un océan profond). Nous nous concentrons ici sur Io et Europe – exemples de processus géologiques volcaniques d’un côté, glaciaires de l’autre – avec un clin d’œil aux découvertes récentes.

Io volcanique – extrême et sans répit : Io est le corps le plus actif sur le plan volcanique du Système solaire, un monde volcanique véritablement extraterrestre. Chauffé par les intenses forces de marée de Jupiter, l’intérieur d’Io fond et donne naissance à des centaines de volcans en surface. Des caldeiras gigantesques, des lacs de lave et des coulées de lave sulfureuses longues de 200–300 km ont été observés par les missions passées. Avant 2015, on savait déjà qu’Io était active (Voyager y avait vu des éruptions en 1979, et Galileo avait cartographié plus de 100 évents actifs). Mais de récentes observations de la mission Juno de la NASA ont révélé sur Io des éruptions record. Fin 2024, lors d’un survol à distance, le cartographe infrarouge de Juno (JIRAM) a détecté une éruption si puissante qu’elle a saturé le détecteur[103]. Cet événement, survenu au pôle Sud d’Io, était un énorme point chaud volcanique qui rayonnait plus de 80 billions de watts de puissance thermique[104][105]. Pour mettre cela en perspective, c’est environ six fois la production d’énergie totale de toutes les centrales électriques du monde. La zone de lave chaude s’étendait sur environ 100 000 km² – à peu près la taille de l’Islande – ce qui en fait l’émission thermique la plus intense jamais enregistrée sur Io (loin devant l’ancienne championne d’Io, Loki Patera)[104][106]. « C’est l’événement volcanique le plus puissant jamais enregistré sur le monde le plus volcanique de notre Système solaire – et ce n’est pas peu dire », a déclaré le Dr Scott Bolton, chercheur principal de Juno[107][108]. La caméra de Juno a même relevé des changements visibles en surface près du pôle Sud d’Io entre des images prises en octobre et en décembre 2024, probablement dus à des dépôts frais[109]. Les scientifiques soupçonnent que l’éruption provenait d’un ensemble de fissures puisant dans un réservoir magmatique souterrain, peut-être analogue à une éruption de basaltes d’inondation sur Terre[103][110]. L’ampleur de l’éruption – « une région en feu plus vaste que le lac Supérieur sur Terre », qui libère « six fois la production d’énergie totale de toutes les centrales électriques du monde » – souligne la férocité du chauffage de marée d’Io[104][111]. Le volcanisme d’Io est si vigoureux qu’il renouvelle en permanence la surface de la lune et enfouit les cratères d’impact (de fait, Io n’a pratiquement aucun cratère d’impact ; sa surface est géologiquement jeune, avec un âge moyen de moins de 1 million d’années). La mission prolongée de Juno prévoit des survols rapprochés d’Io en 2025–2026, qui devraient fournir des données encore plus précises sur ces structures volcaniques et peut-être permettre de surprendre des éruptions en temps réel.

Le volcan le plus célèbre d’Io, Loki Patera, est un lac de lave de 200 km de large qui s’éclaircit périodiquement lorsque la croûte se retourne. Des observations depuis le sol (années 2010) ont montré que l’activité de Loki était quasi périodique, avec des éruptions environ tous les 500 jours[112]. Mais Io compte à tout moment des dizaines de panaches actifs. Ces panaches, composés de dioxyde de soufre gazeux et de cendres, peuvent jaillir jusqu’à 300–500 km au-dessus de la surface d’Io et ont d’abord été vus par Voyager sous la forme de nuages bleus en forme de parapluie. Juno a même photographié, début 2024, deux panaches volcaniques au-dessus du limbe d’Io lors d’un survol[113]. Avec plus de 400 volcans actifs recensés, Io est en fait une machine à pomper les marées, qui convertit l’énergie gravitationnelle de Jupiter en magma. Des températures de lave allant jusqu’à environ 1 600 °C ont été mesurées sur Io – plus chaudes que la plupart des laves terrestres – ce qui suggère des compositions ultramafiques (riches en magnésium) comme celles des anciennes komatiites terrestres. Le volcanisme d’Io offre une fenêtre sur le magmatisme de la jeune Terre et sur des processus de chauffage de marée extrêmes.

Europe – carapace de glace tectonique et océan souterrain : Europe, la lune de Jupiter recouverte d’une croûte de glace, a captivé aussi bien les géologues que les astrobiologistes. Bien qu’elle soit légèrement plus petite que notre Lune, Europe abrite probablement un océan global d’eau salée sous sa croûte glacée – un océan qui pourrait être un habitat pour la vie. Entre 2015 et 2025, les chercheurs ont fait des progrès dans la compréhension du comportement de la carapace de glace d’Europe et de la façon dont l’océan souterrain se manifeste en surface.

L’un des temps forts est la découverte, en 2022, que les omniprésentes doubles crêtes d’Europe (de longues crêtes parallèles séparées par un sillon central, qui s’étirent parfois sur des milliers de kilomètres) se forment probablement à partir d’eau souterraine proche de la surface. Une étude de Riley Culberg et de ses collègues a relevé la ressemblance troublante entre les doubles crêtes d’Europe et une double crête plus petite observée dans la calotte glaciaire du Groenland, sur Terre[114][115]. Les données radar du Groenland ont montré qu’une poche d’eau souterraine avait regelé et soulevé la glace, créant un profil de double crête en forme de lettre « M »[116]. En appliquant ce modèle à Europe, il semble que des lentilles d’eau au sein de la glace (peut-être alimentées par l’océan ou par une fonte venue d’en bas) pourraient regeler et fracturer la surface pour former les crêtes[115][117]. Si c’est le cas, cela signifie que la carapace de glace d’Europe est parsemée de poches d’eau liquide à faible profondeur (peut-être 1–3 km sous la surface)[118]. Elles pourraient se former par migration de saumure ou par fonte due à la flexion de marée. Fait important, de telles poches rapprocheraient la chimie de l’océan de la surface et pourraient constituer des cibles pour de futurs atterrisseurs (bien plus faciles à échantillonner qu’un forage à travers des dizaines de kilomètres de glace)[117][119]. Culberg a noté : « La présence d’eau liquide dans la carapace de glace laisserait penser que les échanges entre l’océan et la carapace de glace sont courants », ce qui pourrait faire circuler nutriments et énergie au profit de la vie[120][121]. Et « la présence d’eau peu profonde signifie qu’il pourrait exister des cibles plus faciles à imager ou à échantillonner pour de futures missions, qui pourraient conserver des traces de vie », sans qu’il soit nécessaire d’accéder pleinement à l’océan profond[120][121]. Bref, la croûte d’Europe n’est peut-être pas un bloc de glace massif : ce pourrait être un système dynamique et stratifié de glace et d’eau, doté d’une géologie active. Cela s’ajoute à des indices antérieurs de glace mobile : les terrains chaotiques (blocs en vrac qui rappellent des icebergs, pris dans une matrice gelée) indiquent probablement des zones où la carapace de glace a partiellement fondu ou s’est effondrée dans des lentilles d’eau souterraines[122] (un modèle proposé en 2011 par Schmidt et al.).

La géologie de surface d’Europe est jeune (âge moyen inférieur à 60 Ma environ) et sillonnée de fractures et de crêtes dues aux contraintes de marée. On pense que ces structures traversent une grande partie de la carapace de glace, épaisse de 20–30 km, et servent de conduits entre l’océan et la surface. De fait, depuis 2012, le télescope spatial Hubble a signalé des détections intermittentes de panaches de vapeur d’eau dans la région polaire sud d’Europe, s’élevant peut-être à 100–200 km d’altitude[123]. En 2018, des scientifiques sont retournés aux données de la sonde Galileo datant de 1997 et y ont trouvé un indice in situ alléchant que Galileo avait traversé un panache : son magnétomètre et ses capteurs de plasma avaient enregistré, lors du survol rapproché d’Europe E12, une perturbation compatible avec des particules chargées issues d’un panache d’eau[124][125]. Ce résultat, « vieilles données, nouveaux indices », laisse fortement penser qu’Europe rejette activement, par moments, de petites quantités de son océan dans l’espace[126][127]. (La vapeur pourrait jaillir par des fissures lorsque les contraintes de marée sont maximales.) Si ces panaches sont réels et contiennent de la matière océanique, ils offrent aux sondes un moyen d’échantillonner indirectement l’océan d’Europe en traversant le panache – ce que la mission Europa Clipper de la NASA (lancée en octobre 2024) compte faire si possible. Quoi qu’il en soit, l’océan d’Europe est déduit de plusieurs séries d’observations (induction magnétique, densité, géologie de surface) ; on estime qu’il atteint environ 100 km de profondeur sous la glace et qu’il contient 2 à 3 fois plus d’eau que les océans terrestres[128][129]. Cet océan est probablement en contact avec un plancher océanique rocheux, ce qui pourrait permettre l’existence de sources hydrothermales (comme sur Encelade). S’il existe un endroit, au-delà de la Terre, susceptible d’abriter actuellement la vie, l’océan d’Europe – maintenu liquide par le chauffage de marée, enrichi par la chimie eau-roche et peut-être en échange avec la surface – est l’un des meilleurs candidats.

La tectonique de la glace d’Europe intrigue elle aussi les géologues. Certains indices montrent qu’une portion de croûte a jadis été déplacée et pivotée de 80° (« plaquée » dans une nouvelle position), ce qui évoque un comportement proche de celui des plaques dans le passé d’Europe. Toutefois, contrairement aux plaques terrestres, celles d’Europe pourraient être épisodiques et entraînées par le bas, par des remontées d’océan ou de glace chaude, puisque la surface froide est cassante. Europe est dépourvue de relief élevé (elle est relativement plate, avec peu de zones dont le relief dépasse quelques centaines de mètres), probablement parce que la croûte glacée peut s’écouler à l’échelle des temps géologiques. On n’y voit que quelques cratères d’impact, le plus grand ne mesurant que ~50 km de diamètre, ce qui souligne le recyclage de cette surface jeune. De plus, la chimie de surface révèle des sels de sulfates et peut-être des composés organiques déposés par l’océan ou issus du traitement par le rayonnement de l’eau océanique éjectée – un autre indice d’une communication entre l’océan souterrain et la surface.

Pour la suite, Europa Clipper se placera en orbite autour de Jupiter et effectuera environ 50 survols rapprochés d’Europe au début des années 2030, emportant un radar capable de pénétrer la glace (pour détecter des poches d’eau), des spectromètres, des caméras haute résolution et un magnétomètre pour mesurer les propriétés de l’océan. La mission JUICE de l’ESA (lancée en 2023) survolera elle aussi Europe à deux reprises en 2032. Ensemble, ces missions enrichiront considérablement les résultats de 2015–2025 et dresseront probablement un tableau plus net de la géologie et de l’habitabilité d’Europe. À la mi-2025, Europe apparaît comme un monde doté d’une géologie active, qui se manifeste par sa déformation de surface et d’éventuels panaches, le tout provenant d’un océan interne qui en fait sans doute une sœur de la Terre par la présence d’un océan d’eau global et d’un intérieur actif (quoique pris dans la glace).

Les lunes de Saturne : les paysages d’hydrocarbures de Titan et les panaches d’Encelade

Le système de Saturne offre deux mondes particulièrement remarquables pour la géologie : Titan, dont l’épaisse atmosphère et le cycle hydrologique fondé sur le méthane sculptent un paysage semblable à celui de la Terre, et Encelade, une petite lune glacée dont les geysers cryovolcaniques jaillissent d’un océan souterrain. Ces corps ont été étudiés de façon intensive par l’orbiteur Cassini (qui a exploré Saturne de 2004 à 2017), et les chercheurs continuent d’analyser le trésor de données de Cassini au cours des années 2020.

Titan – rivières, lacs et cryovolcans possibles : Titan est unique : c’est la seule lune dotée d’une atmosphère dense (pression de 1,45 atm) et d’une météo active. Il y fait bien plus froid que sur Terre (environ 94 K à la surface, soit –179 °C), de sorte que le méthane et l’éthane liquides jouent le rôle de l’eau. Entre 2015 et 2025, les dernières observations de Cassini et les analyses qui ont suivi ont répondu à d’importantes questions sur les liquides de surface de Titan et laissé entrevoir une activité interne.

L’un des résultats majeurs a été de déterminer les profondeurs et la composition des mers de Titan. Le pôle Nord de Titan abrite de grands lacs et de grandes mers de méthane et d’éthane liquides, analogues aux lacs terrestres. La plus grande, Kraken Mare, est une mer plus vaste que la mer Caspienne (elle couvre environ 400 000 km², soit environ 1,6 fois la superficie cumulée des Grands Lacs)[130]. Lors du survol T104 de Cassini (2014), l’altimètre radar a sondé la surface et le fond de Kraken Mare dans une région d’estuaire (Moray Sinus). Les données ont montré que Moray Sinus a une profondeur d’environ 85 m (280 pieds), alors qu’au centre, Kraken Mare est si profonde qu’aucun écho radar du fond n’a été détecté – ce qui implique une profondeur supérieure à la portée de l’instrument, d’environ 100–300 m[131][132]. En analysant la perte de signal, les chercheurs ont estimé que la profondeur centrale de Kraken atteignait au moins 300 m (~1 000 pieds)[133][134]. « La plus grande mer de Titan… contient environ 80 % des liquides de surface de la lune », a noté l’auteur principal, Valerio Poggiali[135]. Le liquide est un mélange de méthane et d’éthane mais, fait intéressant, la composition de Kraken s’est révélée dominée par le méthane, comme celle de la deuxième plus grande mer, Ligeia Mare[131][136]. Les scientifiques s’attendaient à ce que Kraken (plus grande et située à une latitude plus basse) soit plus riche en éthane (un produit de la dégradation du méthane atmosphérique), mais elle ne semble pas nettement différente des autres mers du Nord[132][137]. Cette homogénéité aide à contraindre les modèles du cycle hydrologique du méthane de Titan. Les lacs et les mers de Titan communiquent probablement par des aquifères souterrains ou par des échanges de vapeur de méthane via l’atmosphère. Le fait que tout le méthane ne se soit pas transformé en éthane et n’ait pas sombré suggère un réapprovisionnement en méthane (puisque la chimie induite par la lumière du Soleil convertirait tout le méthane en éthane et en d’autres produits à l’échelle d’environ 10 millions d’années[138]). La solution de cette « énigme du méthane » pourrait être un dégazage géologique – peut-être Titan possède-t-il des cryovolcans ou des réservoirs souterrains qui libèrent du méthane au fil du temps pour réalimenter l’atmosphère. Cassini a bien trouvé des formes de relief candidates au cryovolcanisme, en particulier la région appelée Sotra Patera–Doom Mons. La cartographie radar y a révélé une dépression de 1,7 km de profondeur et de 30 km de large (Sotra Patera) à côté de deux montagnes d’environ 1 km de haut (Doom Mons et Erebor Mons), avec des structures lobées semblables à des coulées tout autour[139][140]. Ce terrain ressemble fortement aux caldeiras et aux coulées volcaniques de la Terre – sauf qu’il est fait de glace d’eau et d’autres bouillies glacées, et non de roche[141][139]. « La vue en 3D révèle plusieurs sommets montagneux, des dépressions profondes et des écoulements en forme de doigts à Sotra Facula… certains terrains ressemblent à des cônes volcaniques, des cratères et des coulées sur Terre », a rapporté l’équipe de l’USGS dirigée par Randolph Kirk[142][143]. Elle en conclut que le cryovolcanisme (volcanisme de glace) est la meilleure explication de cette structure, ce qui en fait « le meilleur candidat à ce jour pour un volcan de glace sur Titan »[141][139]. Deux sommets d’environ 1 000 m de haut et une caldeira de 1,7 km de profondeur suggèrent l’éruption d’un matériau qui a laissé un vide (la caldeira) et édifié de bas dômes[139][144]. Si cela se confirme, Titan possède (ou a possédé) assez de chaleur interne pour fondre la glace et expulser des liquides à la surface. Ce pourrait être le mécanisme qui réapprovisionne en méthane la surface et l’atmosphère : décomposition de clathrates ou d’hydrocarbures plus profonds, libérés par des cryovolcans. Cela implique aussi que l’intérieur de Titan, bien que froid, n’est pas entièrement gelé : il pourrait exister un océan souterrain profond d’eau riche en ammoniac, qui alimenterait le cryovolcanisme. De fait, les mesures gravimétriques de Cassini et l’oscillation de rotation induite de Titan indiquent que Titan possède bien un océan global à ~100 km de profondeur, pris en sandwich entre des couches de glace.

En surface, la géomorphologie de Titan est par endroits d’une ressemblance troublante avec celle de la Terre. Le radar et l’imagerie de Cassini ont montré des chenaux fluviaux dendritiques creusés dans des collines, des cônes alluviaux et même des dunes de sable. La région équatoriale de Titan compte de vastes champs de dunes de matières organiques sombres (hydrocarbures complexes), avec des dunes linéaires hautes de 100 m et longues de plusieurs dizaines de kilomètres, façonnées par des vents constants. Près des pôles, Cassini a repéré des traits de rivage, des vallées fluviales ramifiées et même des épisodes de pluie (nuages et taches de surface assombries observés), ce qui confirme un cycle météorologique actif. En 2016, Cassini a observé le phénomène de l’« île magique » : des structures brillantes transitoires dans Ligeia Mare, apparues puis disparues, probablement dues soit à la pluie de méthane qui provoque des vagues, soit à des bulles de gaz flottantes à la surface de la mer[145]. Titan connaît donc de vives interactions entre la surface et l’atmosphère : les rivières coulent quand il pleut du méthane, les lacs se remplissent et s’évaporent, et les vents transportent le sable.

Un analogue terrestre frappant a été trouvé en 2013, lorsque les données de l’altimètre radar de Cassini ont suggéré la présence de canyons remplis de liquide sur Titan. Ce sont des canyons de 300–700 m de profondeur (près de Ligeia Mare) où les réflexions radar indiquaient la présence de méthane et d’éthane liquides s’écoulant au fond (ce qui en fait le « Grand Canyon de Titan »). Le liquide est extrêmement lisse pour le radar et remplit presque jusqu’au bord ces chenaux, ce qui implique un niveau de mer stable relié aux principaux lacs. Cela renseigne sur la croûte de Titan : elle est assez solide pour soutenir des parois de canyon abruptes, peut-être grâce à un substratum rigide de glace d’eau.

La géologie de Titan est étroitement liée à son climat. Sur des dizaines de milliers d’années (les cycles orbitaux de Titan), la répartition du chauffage solaire se déplace, transférant peut-être le méthane d’un pôle à l’autre et provoquant des hausses et des baisses cycliques du niveau des mers. De fait, le pôle Sud de Titan présente des bassins lacustres vides et des structures qui laissent penser qu’il s’est asséché et que nous nous trouvons dans une période pluviale d’été boréal.

En résumé, entre 2015 et 2025, Titan s’est révélé géologiquement riche : on y trouve une érosion fluide active, un cycle « hydrologique » complet (avec le méthane comme fluide de travail), une géologie du solide dotée de structures de type tectonique (chaînes de montagnes atteignant ~3 km de haut, dues à d’anciennes contraintes ou à une contraction), et peut-être une activité interne en cours qui libère du méthane. Comme l’a plaisanté un scientifique de Cassini, « Titan représente un environnement modèle de ce que pourrait être l’atmosphère de la Terre primitive »[130] – à ceci près qu’il y règne un froid extrême. Avec le giravion Dragonfly de la NASA, qui doit se rendre sur Titan dans les années 2030, la géologie in situ à venir sondera les dunes et les dépôts vraisemblablement cryovolcaniques, à la recherche d’une chimie organique complexe et d’indices sur le passé géologique de Titan.

Encelade – geysers cryovolcaniques et océan hydrothermal : la petite lune Encelade (500 km de diamètre) a stupéfié le monde lorsque Cassini a découvert, en 2005, ses geysers polaires sud. Plus de 100 panaches de vapeur d’eau et de particules de glace jaillissent de quatre fractures dites « rayures de tigre », signe d’une source interne d’eau liquide. Au cours de la dernière décennie, les plongées profondes de Cassini à travers le panache d’Encelade (notamment le survol de 2015, E-21) ont détaillé sa composition et fourni des preuves d’un plancher océanique hydrothermal actif sous la glace d’Encelade.

Le spectromètre de masse (INMS) et l’analyseur de poussière cosmique (CDA) de Cassini ont montré que le panache est constitué surtout d’eau, mais qu’il contient environ 1 % d’autres composés volatils et de minuscules particules[146][147]. Fait notable, en 2017, des scientifiques ont rapporté que le panache contient une grande quantité d’hydrogène moléculaire (H₂)[148][149]. Cet H₂ s’explique au mieux par des réactions eau-roche au fond de l’océan – plus précisément, de l’eau chaude qui réagit avec des roches riches en fer par serpentinisation, un processus qui produit de l’H₂[148][149]. Cassini a aussi détecté des particules de silice de taille nanométrique dans l’anneau E de Saturne (alimenté par le panache d’Encelade)[150][151]. Ces grains de silice (SiO₂) se forment probablement lorsque des fluides hydrothermaux alcalins se mélangent à de l’eau plus froide – exactement ce qui se passe autour des sources hydrothermales du plancher océanique terrestre, où la silice précipite au contact entre la roche chaude et l’eau de mer. La présence de ces matériaux laisse penser que l’eau de l’océan d’Encelade circule à travers un noyau rocheux à des températures d’environ 90 °C, voire davantage, en lessivant des minéraux[150][151]. « La découverte récente de nanoparticules de silice issues d’Encelade montre la présence de réactions hydrothermales en cours à l’intérieur », écrivait un article de Nature Communications de 2015[150][151]. C’est capital : Encelade possède un océan souterrain global (d’une profondeur de ~30–40 km) sous une carapace de glace épaisse d’environ 20 km aux pôles (plus épaisse à l’équateur), et cet océan est probablement chaud en profondeur en raison du chauffage de marée dans le noyau[152]. Cet environnement – eau + chaleur + minéraux + molécules organiques (également détectées dans le panache) – coche pratiquement toutes les cases de l’habitabilité. En 2017, la NASA a annoncé que l’océan d’Encelade recèle une source d’énergie potentielle pour la vie : à la découverte de l’H₂, elle a noté que des microbes méthanogènes terrestres pouvaient utiliser H₂ + CO₂ pour produire du méthane et s’en servir pour leur métabolisme[146][153].

Sur le plan géologique, le terrain polaire sud d’Encelade est le siège d’un cryovolcanisme actif. Les « rayures de tigre » sont des fractures de 130 km de long par lesquelles l’océan s’échappe. La région est chaude (jusqu’à ~190 K mesurés par endroits, bien au-dessus des ~70 K du reste d’Encelade) et présente un important renouvellement de surface : le pôle Sud n’a presque aucun cratère d’impact et semble recouvert de matériaux de panache déposés (une glace brillante, semblable à de la neige). Les données gravimétriques et de rotation de Cassini ont révélé une légère oscillation compatible avec une carapace de glace qui n’est pas soudée au noyau – ce qui confirme l’existence d’un océan global qui découple la carapace[152]. Les modèles indiquent qu’environ 20–30 GW de chaleur doivent provenir de l’intérieur pour entretenir les panaches (une partie de cette chaleur est observée sous forme d’émission thermique). La manière dont Encelade produit et transporte autant de chaleur fait encore l’objet de recherches – probablement une combinaison de friction de marée dans le noyau et peut-être d’une physique exotique de la percolation de l’eau.

L’activité continue d’Encelade en fait une cible de choix pour l’astrobiologie. Contrairement à Europe, Encelade projette commodément son océan dans l’espace, ce qui facilite l’échantillonnage. Cassini a en quelque sorte réalisé, à distance, une dégustation de l’océan, détectant non seulement de l’H₂, mais aussi des composés comme le méthane, l’ammoniac, le monoxyde de carbone, ainsi que des composés organiques simples et complexes (peut-être même des traces de benzène). Une étude de 2018 a mis en évidence de nouveaux composés organiques complexes dans le panache – certains de masse supérieure à 200 uma – qui pourraient provenir de la chimie hydrothermale ou d’une écume de mer riche en matière organique éjectée de l’océan[154][155]. Les prochaines étapes sont des concepts de missions qui retourneraient sur Encelade pour analyser le panache plus en détail et rechercher des biomolécules, voire des signes de vie.

D’un point de vue géologique, Encelade connaît à l’évidence une tectonique et un renouvellement de surface permanents, entraînés par son chauffage de marée orbital. La croûte polaire sud fléchit suffisamment pour ouvrir et refermer périodiquement les fissures des rayures de tigre (Cassini a observé que l’intensité du panache varie avec la position d’Encelade sur son orbite, plus forte lorsque les fissures sont écartées). La surface de la lune au-delà des pôles montre aussi des crêtes tectoniques, des fractures et des plaines relativement jeunes, alors que les latitudes moyennes et l’hémisphère avant sont plus anciens et plus cratérisés (aucun cratère n’y est pourtant très grand : le plus vaste mesure ~35 km). Encelade présente probablement une répartition asymétrique de la chaleur (surtout au pôle Sud, aucune au pôle Nord – on ignore toujours pourquoi un seul pôle est actif ; peut-être a-t-il basculé dans le passé, ou le chauffage de marée lié à l’excentricité s’y concentre-t-il). Quoi qu’il en soit, Encelade se distingue comme un minuscule monde de glace dont l’activité géologique rivalise avec celle d’une planète, en somme un analogue d’une mini-Europe mais dont l’océan est plus facile d’accès.

Les découvertes de 2015–2025 – en particulier la confirmation d’une activité hydrothermale – ont conforté l’idée qu’Encelade est l’un des endroits les plus habitables au-delà de la Terre. Comme l’a dit Linda Spilker, scientifique du projet Cassini : « C’est la cerise sur le gâteau. Encelade réunit presque tous les ingrédients nécessaires pour soutenir la vie telle que nous la connaissons ». De futures missions (comme le projet d’« Enceladus Orbilander ») visent à rechercher directement la vie dans son panache dans les années 2040.

Pluton et au-delà : plaines de glace et cryovolcans sur les planètes naines

Enfin, il faut signaler la géologie révolutionnaire révélée sur Pluton (survolée par New Horizons en 2015). Bien que Pluton soit une planète naine de la ceinture de Kuiper (ni une lune ni une planète à part entière), sa géologie, mise au jour par les résultats de 2015, est stupéfiante et éclaire les processus du Système solaire externe. Pluton possède un glacier d’azote (Sputnik Planitia) qui convecte et se renouvelle activement, en somme une « lampe à lave » d’azote solide qui se retourne sous l’effet de la chaleur interne. Des polygones d’environ 33 km de large recouvrent Sputnik Planitia ; ils sont interprétés comme des cellules de convection de la glace d’azote, qui monte et descend dans une couche épaisse d’environ 7–10 km[156][157]. Cette surface n’a aucun cratère d’impact – une recherche menée par New Horizons n’en a trouvé aucun, ce qui implique un âge inférieur à 10 millions d’années[158][159] (et un modèle de taux de sublimation suggère même un âge d’à peine ~180 000 ans[160] !). Pluton est donc géologiquement actif aujourd’hui, vraisemblablement grâce au lent refroidissement d’un océan interne ou à la chaleur résiduelle de la désintégration radioactive. Sputnik est entourée de montagnes de glace d’eau hautes de 4–6 km (la glace d’eau se comporte comme un substratum rocheux à la température de 38 K de Pluton). Un massif, Tenzing Montes, culmine à environ 6,2 km de haut près du bord occidental de Sputnik.

New Horizons a aussi découvert de possibles cryovolcans. Deux grands monticules se distinguent : Wright Mons et Piccard Mons. Wright Mons mesure environ 150 km de large, avec une immense dépression centrale, et s’élève d’environ 4–5 km au-dessus des plaines environnantes[161][162]. Piccard est plus grand encore (~7 km de haut, 225 km de large)[161][163]. Ces édifices ont une surface ondulée et bosselée et sont dépourvus de cratères d’impact, ce qui laisse penser qu’ils ont été construits par l’accumulation de coulées cryovolcaniques relativement récentes de glace d’eau mêlée à des substances volatiles plus molles[162][164]. En 2022, une étude de Nature Communications menée par Kelsi Singer et ses collègues a rapporté que la zone autour de Wright Mons et de Piccard Mons semble avoir été renouvelée en surface par de multiples éruptions cryovolcaniques au fil du temps, avec un âge de surface qui pourrait être aussi jeune que 1 milliard à 100 millions d’années (d’après le comptage des cratères, rares dans cette zone)[161][162]. Les auteurs décrivent de vastes champs lobés – de plusieurs dizaines de kilomètres de large – de ce qui ressemble à de la « cryolave » gelée (un mélange pâteux de glace d’eau et peut-être d’ammoniac et de méthanol, qui abaisse le point de congélation) qui s’est écoulée puis solidifiée[161]. Ces coulées s’empilent en monticules percés de dépressions, plutôt qu’en caldeiras nettes comme celles des volcans rocheux, mais elles indiquent néanmoins que Pluton a été géologiquement actif à une époque relativement récente. « Renouvellement cryovolcanique à grande échelle de la surface de Pluton » : c’est ainsi que l’article de Singer le formule[165]. L’existence d’une telle activité laisse penser que l’intérieur de Pluton est resté plus chaud que prévu – probablement grâce à un océan souterrain qui, en gelant partiellement, peut pousser l’eau vers la surface, ou grâce à des couches isolantes de clathrates.

Par ailleurs, la surface de Pluton présente de colossales failles tectoniques et des grabens (par exemple Virgil Fossa) longs de centaines de km, interprétés comme des signes d’une expansion globale – compatible avec un océan souterrain qui a gelé et s’est dilaté (l’eau se dilate en gelant)[166][167]. Sur la grande lune de Pluton, Charon, New Horizons a révélé une ceinture tectonique plus spectaculaire encore : Serenity Chasma, qui fait partie d’un système de fractures long de 1 800 km et profond de 7,5 km au maximum ceinturant l’équateur de Charon[168][169]. Pour donner un ordre de grandeur, les canyons de Charon sont 4,5 fois plus profonds que le Grand Canyon terrestre[170][171]. Cette gigantesque structure tectonique de type « pull-apart » s’est probablement formée lorsque l’océan interne de Charon a gelé, s’est dilaté et a fendu la croûte, littéralement « la surface de Charon s’est fracturée en s’étirant »[172][173]. La tectonique de ces petits corps montre que même des mondes de glace lointains subissent de puissantes forces géologiques s’ils possèdent un intérieur d’eau liquide qui change de phase ou de volume.

Ce qu’il faut retenir, c’est que l’activité géologique n’est pas l’apanage des planètes telluriques : même des objets lointains, froids ou minuscules peuvent être dynamiques. Entre 2015 et 2025, nous avons appris que le cryovolcanisme (volcanisme de glace) est un thème récurrent dans le Système solaire externe, d’Europe et d’Encelade à Titan et Pluton, et peut-être Triton (Voyager y a vu des geysers d’azote en 1989, et il existe probablement là aussi un océan souterrain). Chaque monde a sa particularité : Encelade projette de l’eau par ses rayures de tigre ; Europe se déforme et subducte peut-être des plaques de glace ; sur Titan, il pleut des hydrocarbures et l’on extrude peut-être de la glace pâteuse ; Pluton édifie des montagnes-volcans de glace ; Triton fait jaillir de l’azote en geysers.

Conclusion

La dernière décennie a profondément enrichi notre compréhension de la géologie planétaire au-delà de la Terre. Nous reconnaissons désormais que les processus géologiques sont variés et répandus dans le Système solaire : roches et glaces peuvent fondre, s’écouler, se fissurer et exploser dans des environnements allant de la chaleur torride de 470 °C sur Vénus au froid glacial de –230 °C sur Pluton. Le volcanisme ne se limite pas au magma silicaté : il peut s’agir de soufre sur Io ou d’eau et d’ammoniac sur un monde de glace. La tectonique n’implique pas nécessairement des mouvements de plaques : il peut s’agir d’une contraction globale à plaque unique sur Mercure, d’un étirement crustal sur Mars et Charon, ou de la convection d’une carapace de glace sur Europe. Des cycles sédimentaires existent avec l’eau sur Mars et avec le méthane sur Titan. Même la présence d’océans – que l’on croyait propre à la Terre – est désormais attestée sur plusieurs corps (Europe, Encelade, Titan, Ganymède, probablement Pluton et Triton, peut-être Callisto et d’autres), où ils animent la géologie de façons inattendues.

Cette ère (2015–2025) d’exploration planétaire a été particulièrement féconde : MESSENGER a achevé sa mission autour de Mercure en révélant une planète qui continue de rétrécir ; les données de Venus Express et de Magellan nous ont montré que Vénus a aujourd’hui des volcans actifs ; Curiosity et Perseverance ont brossé un tableau détaillé du passé aquatique de Mars et laissé entrevoir une activité en cours (séismes, peut-être éruptions récentes) ; Juno nous a offert des places au premier rang pour assister aux explosions volcaniques d’Io et de nouvelles données sur la glace d’Europe ; le final de Cassini a confirmé que les mers de Titan sont profondes et que l’océan d’Encelade est habitable ; et New Horizons a dévoilé la surface étonnamment jeune de Pluton, façonnée par des glaces en convection et des cryovolcans. Chaque découverte a produit des résultats quantitatifs remarquables – par exemple : les escarpements de 3 km de haut et les failles de 1 000 km de Mercure ; l’évent de Vénus qui est passé d’environ 2,2 à environ 4 km² en 8 mois ; l’éruption martienne d’il y a environ 50 000 ans, qui couvre une zone de 8 miles ; l’éruption d’Io de 80 TW sur 100 000 km² ; les doubles crêtes d’Europe d’environ 300 m de haut, nées de poches d’eau situées à environ 1 km de profondeur ; Kraken, sur Titan, profonde d’au moins 300 m et contenant 80 % des liquides de surface ; le panache d’Encelade avec environ 1 % d’H₂ en volume, signe de sources à 90 °C ; les plaines de Pluton en convection, âgées de moins de 10 Ma, et ses volcans de glace de 4 km. Ces chiffres mesurent des phénomènes qui, il y a peu encore, relevaient de la simple spéculation.

Surtout, ces résultats alimentent de nouvelles missions et de nouvelles études. Avec Mars Sample Return, Europa Clipper, Dragonfly (le giravion pour Titan) et des projets de missions vers Encelade, Io et Vénus, les années 2020–2030 mettront encore à l’épreuve notre compréhension. La dernière décennie a montré que la géologie planétaire est un domaine vivant, en pleine évolution – les planètes et les lunes « mortes » sont bel et bien vivantes, chacune à sa façon. Comme nous l’avons vu, il arrive que de vieilles données livrent de nouvelles découvertes (par exemple, des données vieilles de plusieurs décennies de Magellan et de Galileo, qui ont révélé une activité sur Vénus et sur Europe), ce qui nous rappelle de continuer à scruter les archives. Les prochaines années promettent d’approfondir ces connaissances : nous espérons par exemple que les données sismiques d’InSight (encore en cours d’analyse) révéleront l’état du noyau de Mars, que Clipper surprendra peut-être les panaches d’Europe en flagrant délit, et que Dragonfly échantillonnera des composés organiques dans une dune de Titan. Chacune soulèvera sans aucun doute de nouvelles questions. Mais une leçon générale de 2015–2025 est claire : la géologie est un processus universel – partout où il y a de l’énergie (interne ou externe) et de la matière (roche, glace ou gaz), les corps planétaires, grands et petits, connaîtront des transformations. Les autres mondes de notre Système solaire ne sont pas des sphères statiques, mais des lieux dynamiques, avec des volcans, des séismes, des glissements de terrain, des glaciers et peut-être même des ingrédients de la vie, où l’on retrouve les mêmes processus physiques dans des cadres inédits. En les explorant, nous ne nous contentons pas de satisfaire notre curiosité : nous tendons aussi un miroir aux chapitres anciens et extrêmes de l’histoire de notre propre planète.

Références

1. Watters, T. R. et al. (2016). « Recent tectonic activity on Mercury revealed by small thrust fault scarps. » Nature Geoscience 9, 743–747. – Découverte signalée de minuscules escarpements de faille récents sur Mercure, qui indiquent une contraction globale toujours en cours[4][5].
2. Smithsonian Institution (2016). « Mercury Joins Earth as Tectonically Active Planet. » – Communiqué de presse sur Watters et al. 2016, rappelant que l’intérieur de Mercure continue de se refroidir et que de nouvelles failles se forment probablement aujourd’hui[174][1].
3. Phys.org (sept. 2016). « Mercury found to be tectonically active. » – Résume les jeunes escarpements de Mercure et note qu’ils sont comparables aux escarpements lunaires de moins de 50 Ma et qu’ils se forment probablement encore[4][5].
4. Prockter, L. & Byrne, P. et al. (2016). « The First Global Geological Map of Mercury. » LPSC XLVII Abstract 1245. – Décrit la cartographie globale de Mercure réalisée par l’USGS à partir des données de MESSENGER[9][10], mentionne la distinction entre plaines lisses et plaines intercratères, ainsi que l’inclusion d’évents pyroclastiques et de creux[13].
5. ESA (juin 2015). « Hot lava flows discovered on Venus – best evidence yet for active volcanism. » – Détection par Venus Express de points chauds infrarouges transitoires à Ganiki Chasma, de ~1 km² et atteignant 830 °C, interprétés comme de la lave fraîche[16][19].
6. Herrick, R. & Hensley, S. (2023). « Surface changes observed on a Venusian volcano during the Magellan mission. » Science 379, 6622. – A découvert un évent en expansion (~2,2→4 km²) et une nouvelle coulée de lave sur Maat Mons entre février et octobre 1991, preuve directe d’une éruption[23][25].
7. EarthSky (mai 2024). « More evidence for active Venus volcanoes » (reprise adaptée d’un article de la NASA/JPL). – Annonce deux nouveaux dépôts volcaniques sur Vénus dans les données de Magellan (Sif Mons & Niobe Planitia) et rappelle la modification de l’évent de Maat Mons rapportée en 2023[27][25]. Citation de Sulcanese : l’activité sur Vénus est comparable à celle de la Terre[29].
8. Byrne, P. K. et al. (2021). « A globally fragmented and mobile lithosphere on Venus. » PNAS 118, e2025919118. – A identifié une tectonique de blocs crustaux sur Vénus. Le résumé d’EarthSky cite Byrne : la croûte de Vénus est fragmentée en blocs mobiles, comme de la banquise[32][34].
9. Shalygin, E. et al. (2015). « Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone. » Geophys. Res. Lett. 42, 4762–4769. – Premier signalement de points chauds transitoires sur Vénus. Citation du communiqué de l’ESA : « un point… devient soudain beaucoup plus chaud, puis se refroidit », preuve d’un volcanisme actif[16][18].
10. Ojha, L. et al. (2015). « Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars. » Nature Geoscience 8, 829–832. – Détection par MRO/CRISM de perchlorates hydratés sur les sites de RSL lorsqu’ils sont actifs. Communiqué de la NASA : « la détection de sels hydratés… signifie que l’eau joue un rôle essentiel »[99][101].
11. NASA News (sept. 2015). « NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars. » – Communiqué de presse sur Ojha 2015. Contient des citations de scientifiques de la NASA sur la présence intermittente de saumure[99][101].
12. Mangold, N. et al. (2021). « Perseverance rover reveals an ancient delta-lake system and flood deposits at Jezero, Mars. » Science 374, 711–717. – A confirmé la stratigraphie d’un delta fluvial à Jezero. A noté la présence de gros blocs, signe de crues de forte énergie[52].
13. NASA (mai 2021). « Volcanoes on Mars could be active, raising possibility the planet was recently habitable. » – Communiqué de presse de l’université de l’Arizona/PSI (Horvath et al. 2021, Icarus). A trouvé un dépôt pyroclastique vieux de 50 000 ans dans Elysium. Citations : s’est produit dans la « dernière seconde » de la journée de Mars[75] ; « le jeune âge… fait surgir la possibilité d’une activité toujours en cours » et le relie aux séismes[78][80].
14. Steigerwald, W. (NASA) (sept. 2021). « NASA confirms thousands of massive, ancient volcanic eruptions on Mars. » – Résumé de Whelley et al. 2021 (super-éruptions d’Arabia Terra). Des milliers de caldeiras de supervolcans formées il y a ~4 Ga, chaque éruption libérant des centaines de kilomètres cubes de cendres[81][82].
15. Knapmeyer-Endrun, B. et al. (2021). « Thickness and structure of the Martian crust from InSight seismic data. » Science 373, 438–443. – A déterminé l’épaisseur de la croûte de Mars : ~20 ou ~39 km au site d’InSight, 24–72 km en moyenne globale[87][175].
16. Stähler, S. et al. (2021). « Seismic detection of the Martian core. » Science 373, 443–448. – A mesuré le rayon du noyau de Mars, ~1 830 km (soit un diamètre de ~3 660 km), plus grand et moins dense que prévu[92][176].
17. DLR (juillet 2021). « The Red Planet has a larger core and a thinner crust. » – Communiqué de presse sur les résultats d’InSight. Indique un noyau d’environ 3 700 km de diamètre, une croûte d’environ 20 ou 40 km d’épaisseur au site d’atterrissage et une lithosphère d’environ 500 km[177][178].
18. ESA (sept. 2020). « Mars Express finds more underground water on Mars. » – A annoncé trois nouvelles « mares » d’eau sous-glaciaires près du lac de 2018 sous le pôle Sud. Le plus grand lac mesure ~20×30 km et se trouve à ~1,5 km sous la glace[62].
19. Orosei, R. et al. (2018). « Radar evidence of subglacial liquid water on Mars. » Science 361, 490–493. – Détection initiale par MARSIS d’un lac de saumure sous la glace, large de 20 km, au pôle Sud de Mars. (Cité dans les communiqués de l’ESA de 2018 et 2020[61][63].)
20. Bolton, S. (SwRI/NASA) (2025). « Juno mission spots most powerful volcanic activity on Io to date. » – Communiqué de presse/article de Juno relayé par SciTechDaily. Décrit l’éruption de décembre 2024 au pôle Sud : plus de 80 billions de watts, zone chaude de plus de 100 000 km²[104][106].
21. Mura, A. et al. (2025). Juno JIRAM observation of Io’s thermal emission. – Selon SciTechDaily : détecteur saturé par un point chaud extrême, ce qui implique plusieurs évents adjacents, éruption la plus intense jamais enregistrée[103][179].
22. de Kleer, K. & de Pater, I. (2017). « Io’s Loki Patera : Modeling of three brightening events in 2013–2016. » Icarus 289, 181–198. – A observé une périodicité d’éruption d’environ 475 jours à Loki Patera, ainsi que d’autres variations de l’activité des volcans d’Io.
23. Culberg, R. et al. (2022). « Double ridge formation over shallow water sills on Jupiter’s moon Europa. » Nature Comm. 13, 3063. – Étude d’un analogue au Groenland : les doubles crêtes d’Europe (jusqu’à ~300 m de haut, espacées de 0,5–1 km) se forment probablement par regel de lentilles d’eau peu profondes, situées à moins de ~1 km[116][120].
24. Reuters (20 avr. 2022). « Europa’s similarity to Greenland hints Jupiter moon could harbor life. » – Article de W. Dunham sur Culberg 2022. Explique la « forme en M » des crêtes, des poches d’eau à ~0,9 km de profondeur, et cite : « d’énormes quantités d’eau liquide près de la surface »[115][120].
25. Sparks, W. et al. (2017). « Active Cryovolcanism on Europa ? » Astrophys. J. Lett. 839, L18. – Observations ultraviolettes de Hubble suggérant des panaches de vapeur d’eau au limbe d’Europe (détections multiples en 2014–2016).
26. Jia, X. et al. (2018). « Evidence of a plume on Europa from Galileo magnetic and plasma wave signatures. » Nature Astronomy 2, 459–464. – Réanalyse des données de Galileo montrant des perturbations compatibles avec un panache lors du survol d’Europe en 1997[124][125].
27. Poggiali, V. et al. (2020). « The Bathymetry of Moray Sinus at Titan’s Kraken Mare. » JGR Planets 125, e2020JE006475. – A établi que la profondeur de Kraken Mare dépasse 100–300 m (pas d’écho du fond) et que celle de Moray Sinus est de ~85 m[131][132]. A constaté que le liquide de Kraken est riche en méthane (comme Ligeia Mare) et contient ~80 % des réserves de liquide de surface de Titan[135][136].
28. Cornell Chronicle (janv. 2021). « Astronomers estimate Titan’s largest sea is 1,000 feet deep. » – Compte rendu de Poggiali 2020. Cite une profondeur de Kraken Mare ≥ 1 000 pieds, une mer qui « contient ~80 % des liquides de surface de la lune », et une taille équivalente à celle des cinq Grands Lacs réunis[135][130].
29. Lopes, R. et al. (2013). « Cryovolcanism on Titan : New results from Cassini RADAR and VIMS. » JGR Planets 118, 416–435. – Soutient que la région de Sotra Patera est cryovolcanique : caldeira de 1,7 km de profondeur, sommets de 1 km de haut, lobes de coulées[139][140].
30. USGS Astrogeology (déc. 2010). « Evidence of Cryovolcanism on Titan (Sotra Facula Flyover). » – Détaille la cartographie 3D de Sotra. Citation : « meilleur cas à ce jour d’un volcan de glace… deux sommets d’environ 1 000 m, de profonds cratères, des écoulements en forme de doigts… le cryovolcanisme est la meilleure explication »[139][140].
31. Postberg, F. et al. (2018). « Macromolecular organic compounds from the depths of Enceladus. » Nature 558, 564–568. – Le CDA de Cassini a trouvé des composés organiques complexes dans les particules du panache d’Encelade, de masse supérieure à 200 uma.
32. Waite, J. et al. (2017). « Cassini finds molecular hydrogen in the Enceladus plume : Evidence for hydrothermal processes. » Science 356, 155–159. – Détection par l’INMS de H₂ (∼0,4–1,4 % en volume) et de CO₂ dans le panache, signe d’interactions eau-roche en cours et d’une énergie chimique potentielle pour la vie[148][149].
33. Hsu, H.-W. et al. (2015). « Ongoing hydrothermal activities within Enceladus. » Nature 519, 207–210. – A détecté de minuscules particules de silice (SiO₂) dans l’anneau E de Saturne, attribuées à l’océan d’Encelade, ce qui suppose une interaction eau-roche à haute température (plus de 90 °C) au cours des dernières dizaines d’années[150][151].
34. NASA Science (2017). « Ingredients for Life at Enceladus. » – Résumé de presse : Cassini a découvert de l’H₂ dans le panache, « une source d’énergie potentielle pour les microbes ». Cite un scientifique : « Nous savons désormais qu’Encelade possède presque tous les ingrédients de la vie » (eau, composés organiques, énergie)[146][155].
35. Nimmo, F. et al. (2018). « Rev. of the likely ocean worlds orbiting the giant planets. » In Ocean Worlds (AGU Monograph). – Confirme l’existence d’un océan global à ~26–32 km sous le pôle Sud d’Encelade, d’une carapace de glace d’environ 20 km au pôle et d’un flux de chaleur d’environ 20 GW.
36. Stern, S. et al. (2015). « The Pluto system : Initial results from its exploration by New Horizons. » Science 350, aad1815. – Premiers résultats : Sputnik Planitia présente des cellules de convection de ~30–50 km et aucun cratère (surface jeune)[156][158], des montagnes de glace d’eau hautes de ~3–6 km, des indices d’une activité géologique récente.
37. Moore, J. et al. (2016). « The geology of Pluto and Charon through the eyes of New Horizons. » Science 351, 1284–1293. – Géologie détaillée : Wright Mons, haut d’environ 4 km, probablement un cryovolcan[164] ; Piccard, ~7 km. Les failles de Pluton indiquent une expansion globale due au gel de l’océan[168][172].
38. Singer, K. et al. (2022). « Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto. » Nature Comm. 13, 1542. – A identifié d’énormes structures cryovolcaniques (région de Wright & Piccard Mons) très peu cratérisées, ce qui implique des surfaces aussi jeunes que 0,1–1 milliard d’années[161][162].
39. Space.com (30 oct. 2023). « Supervolcano eruption on Pluto hints at hidden ocean beneath the surface. » – Rend compte de la découverte, par l’équipe de Dale Cruikshank, d’un cratère riche en glace d’eau (Kiladze) près de Sputnik, probablement une caldeira cryovolcanique vieille de quelques Ma. Citation : « le signe révélateur… est la forte présence de glace d’eau » dans une zone normalement recouverte de méthane[180][181].
40. Astronomy Now (févr. 2016). « Did Pluto’s moon Charon possess an ancient subsurface ocean ? » – Communiqué de presse de New Horizons : le système de canyons de Charon, long de 1 100 miles et profond de 4,5 miles, indique un océan qui a gelé et s’est dilaté, repoussant la surface vers l’extérieur[170][182].

---

[1] [2] [3] [6] [7] [14] [174] Smithsonian Insider – Mercury Joins Earth As Tectonically Active Planet | Smithsonian Insider

https://insider.si.edu/2016/09/mercury-joins-earth-tectonically-active-planet

[4] [5] [8] Mercury found to be tectonically active

https://phys.org/news/2016-09-mercury-tectonically.html

[9] [10] [12] [13] 1245.PDF

https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2016/pdf/1245.pdf

[11] Global Topographic Map of Mercury | Land Imaging Report Site

https://eros.usgs.gov/doi-remote-sensing-activities/2016/usgs/global-topographic-map-mercury

[15] [16] [17] [18] [19] [20] [21] [22] [37] [38] [39] [40] [41] [42] ESA – Hot lava flows discovered on Venus

https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Venus_Express/Hot_lava_flows_discovered_on_Venus

[23] Surface changes observed on a Venusian volcano during … – Science

https://www.science.org/doi/10.1126/science.abm7735

[24] NASA’s Magellan Data Reveals Volcanic Activity on Venus

https://www.jpl.nasa.gov/news/nasas-magellan-data-reveals-volcanic-activity-on-venus

[25] [26] [27] [28] [29] [30] Active Venus volcanoes revealed again in Magellan data

Active Venus volcanoes revealed again in Magellan data

[31] [32] [33] [34] [35] [36] EarthSky | Cracked surface of Venus behaves like sea ice

Cracked surface of Venus behaves like sea ice

[43] [44] [45] [46] [47] [48] [49] [50] [51] Curiosity finds an ancient oasis on Mars | Space | EarthSky

Curiosity finds an ancient oasis on Mars

[52] Aqueously altered igneous rocks sampled on the floor of Jezero …

https://www.science.org/doi/10.1126/science.abo2196

[53] A modeling approach for water and sediment transport in Jezero …

https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103524004093

[54] Compositionally and density stratified igneous terrain in Jezero …

https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.abo3399

[55] Overview and Results From the Mars 2020 Perseverance Rover’s …

https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2022JE007613

[56] [57] Planet Mars : first geological surprises for the Perseverance rover in the Jezero crater – Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie

Planet Mars: first geological surprises for the Perseverance rover in the Jezero crater

[58] [59] [60] Mars rover discovery may shed light on when water existed there | University of Hawaiʻi System News

Mars rover discovery may shed light on when water existed there

[61] Radar evidence of subglacial liquid water on Mars – Science

https://www.science.org/doi/10.1126/science.aar7268

[62] [63] [64] [65] [66] [67] ESA Science & Technology – Mars Express finds more underground water on Mars

https://sci.esa.int/web/mars-express/-/mars-express-finds-more-underground-water-on-mars

[68] [69] [70] [71] [72] [73] [74] [75] [76] [77] [78] [79] [80] Volcanoes on Mars Could be Active, Raising Possibility that the Planet was Recently Habitable | Lunar and Planetary Laboratory & Department of Planetary Sciences | The University of Arizona

https://www.lpl.arizona.edu/news/spotlight/volcanoes-mars-could-be-active-raising-possibility-planet-was-recently-habitable

[81] [82] [83] [84] NASA Confirms Thousands of Massive, Ancient Volcanic Eruptions on Mars – NASA

NASA Confirms Thousands of Massive, Ancient Volcanic Eruptions on Mars

[85] [86] [87] [88] [89] [90] [91] [92] [93] [96] [175] [176] [177] [178] DLR – The Red Planet has a larger core and a thinner crust

https://www.dlr.de/en/latest/news/2021/03/20210722_the-red-planet-has-a-larger-core-and-a-thinner-crust

[94] Seismic detection of a 600-km solid inner core in Mars | Nature

https://www.nature.com/articles/s41586-025-09361-9

[95] Thickness and structure of the martian crust from InSight seismic data

https://www.science.org/doi/10.1126/science.abf8966

[97] [98] [99] [100] [101] [102] NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars – NASA

NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars

[103] [104] [105] [106] [107] [108] [109] [110] [111] [113] [179] NASA’s Juno Uncovers Io’s 80 Trillion Watt Volcanic Monster That Shatters Records

https://scitechdaily.com/nasas-juno-uncovers-ios-80-trillion-watt-volcanic-monster-that-shatters-records

[112] Giant volcano on Jupiter’s moon Io could erupt any second

Giant volcano on Jupiter’s moon Io could erupt any second

[114] [115] [116] [117] [118] [119] [120] [121] [128] [129] Europa’s similarity to Greenland hints that Jupiter moon could harbor life | Reuters

https://www.reuters.com/lifestyle/science/europas-similarity-greenland-hints-that-jupiter-moon-could-harbor-life-2022-04-19

[122] Double ridge formation over shallow water sills on Jupiter’s moon …

https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9018861

[123] Proposed plume source regions on Europa : No evidence for …

https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103519300661

[124] [125] Evidence of a plume on Europa from Galileo magnetic and plasma …

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018NatAs…2..459J/abstract

[126] Evidence of a plume on Europa from Galileo magnetic and plasma …

https://www.nature.com/articles/s41550-018-0450-z

[127] Old Data Reveal New Evidence of Europa Plumes

https://www.jpl.nasa.gov/news/old-data-reveal-new-evidence-of-europa-plumes

[130] [131] [132] [133] [135] [136] [137] [138] [145] Astronomers estimate Titan’s largest sea is 1,000 feet deep | Cornell Chronicle

https://news.cornell.edu/stories/2021/01/astronomers-estimate-titans-largest-sea-1000-feet-deep

[134] A robot submarine could explore Titan’s deepest sea – EarthSky

A robot submarine could explore Titan’s deepest sea

[139] [140] [141] [142] [143] [144] Evidence of Cryovolcanism on Titan | U.S. Geological Survey

https://www.usgs.gov/centers/astrogeology-science-center/science/evidence-cryovolcanism-titan

[146] NASA Study Finds Life-Sparking Energy Source and Molecule at …

NASA Study Finds Life-Sparking Energy Source and Molecule at Enceladus

[147] [154] New Organic Compounds Found in Plumes From Saturn’s Icy Moon …

https://www.smithsonianmag.com/smart-news/new-organic-compounds-found-plumes-saturns-ice-moon-enceladus-180973282

[148] [149] Ocean stratification impedes particulate transport to the plumes of …

https://www.nature.com/articles/s43247-025-02036-3

[150] [151] High-temperature water–rock interactions and hydrothermal … – Nature

https://www.nature.com/articles/ncomms9604

[152] [PDF] Powering prolonged hydrothermal activity inside Enceladus

https://oceaniron.org/wp-content/uploads/sites/14/2024/02/choblet.nature17.pdf

[153] Cassini spacecraft finds possibility of alien life, then runs out of fuel

https://www.theguardian.com/science/2017/apr/14/spacecraft-discovers-possibility-of-alien-life-then-runs-out-of-fuel

[155] Cassini finds final ingredient for alien life in Enceladus’s sea

Cassini finds final ingredient for alien life in Enceladus’s sea

[156] [157] [158] [159] [160] Sputnik Planitia – Wikipedia

https://en.wikipedia.org/wiki/Sputnik_Planitia

[161] [162] [163] Pluto’s Ice Volcanoes : A Cold, Hard Shell With a Warm, Gooey Centre

Pluto’s Ice Volcanoes: A Cold, Hard Shell With a Warm, Gooey Centre

[164] [165] Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto – Nature

https://www.nature.com/articles/s41467-022-29056-3

[166] [167] [168] [169] [170] [171] [172] [173] [182] Did Pluto’s moon Charon possess an ancient subsurface ocean ? – Astronomy Now

https://astronomynow.com/2016/02/20/did-plutos-moon-charon-possess-an-ancient-subsurface-ocean

[180] [181] Supervolcano eruption on Pluto hints at hidden ocean beneath the surface | Space

https://www.space.com/new-horizons-pluto-subsurface-ocean