Quadrangle amazonien - Amazonis quadrangle
Coordonnées | 15 ° 00′N 157 ° 30′O / 15 ° N 157,5 ° W Coordonnées : 15 ° N 157,5 ° W 15 ° 00′N 157 ° 30′O / |
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Le quadrilatère Amazonis fait partie d'une série de 30 cartes quadrangulaires de Mars utilisées par le programme de recherche en astrogéologie de l' USGS ( United States Geological Survey ) . Le quadrilatère Amazonis est également appelé MC-8 (Mars Chart-8).
Le quadrilatère couvre la zone de 135 ° à 180 ° de longitude ouest et de 0 ° à 30 ° de latitude nord sur Mars . Le quadrilatère Amazonis contient la région appelée Amazonis Planitia . On pense que cette zone est parmi les plus jeunes de Mars car elle a une très faible densité de cratères. L' époque amazonienne porte le nom de cette région. Ce quadrilatère contient des caractéristiques spéciales et inhabituelles appelées la formation Medusae Fossae et Sulci.
Formation de Medusae Fossae
Le quadrilatère Amazonis est d'un grand intérêt pour les scientifiques car il contient une grande partie d'une formation, appelée formation Medusae Fossae . C'est un gisement mou et facilement érodé qui s'étend sur près de 1000 km le long de l'équateur de Mars. La surface de la formation a été érodée par le vent en une série de crêtes linéaires appelées yardangs . Ces crêtes pointent généralement dans la direction des vents dominants qui les ont sculptées et démontrent la puissance érosive des vents martiens. La nature facilement érodée de la formation Medusae Fossae suggère qu'elle est composée de particules faiblement cimentées et qu'elle a très probablement été formée par le dépôt de poussières ou de cendres volcaniques soufflées par le vent. En utilisant un modèle climatique mondial, un groupe de chercheurs dirigé par Laura Kerber a découvert que la formation Medusae Fossae aurait pu facilement être formée à partir des cendres des volcans Apollinaris Mons , Arsia Mons et peut-être Pavonis Mons . Une autre preuve d'une composition à grain fin est que la zone ne donne presque pas de retour radar. Pour cette raison, il a été appelé une région «furtive». Des couches sont visibles dans certaines parties de la formation. Les images des engins spatiaux montrent qu'ils ont des degrés de dureté différents probablement en raison de variations importantes dans les propriétés physiques, la composition, la taille des particules et / ou la cimentation. Très peu de cratères d'impact sont visibles dans toute la zone, la surface est donc relativement jeune. Les chercheurs ont découvert que presque toute la poussière qui recouvre tout et se trouve dans l'atmosphère a son origine dans la formation Medusae Fossae. Il s'avère que les éléments chimiques (soufre et chlore) dans cette formation, dans l'atmosphère et recouvrant la surface sont les mêmes. La quantité de poussière sur Mars est suffisante pour former une couche de 2 à 12 mètres d'épaisseur sur toute la planète. Puisqu'il y a relativement peu de caractéristiques de dépôt dans la Formation de Medusae Fossae, la plupart des matériaux érodés sont probablement suffisamment petits pour être en suspension dans l'atmosphère et transportés sur de longues distances.
Une analyse des données du spectromètre à neutrons Mars Odyssey 2001 a révélé que certaines parties de la formation Medusae Fossae contiennent de l'eau.
Formation de Medusae Fossae et son emplacement par rapport à Olympus Mons, comme vu par THEMIS.
Plateau constitué de matériaux Medusae Fossae et de cônes sans racines, vu par HiRISE
Yardangs dans la formation Medusae Fossae, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish .
Sulci
Un terrain très accidenté s'étend de la base d' Olympus Mons . Il s'appelle Lycus Sulci. Sulci est un terme latin pour les sillons à la surface d'un cerveau, donc Lycus Sulci a de nombreux sillons ou rainures. Les sillons sont énormes - jusqu'à un kilomètre de profondeur. Il serait extrêmement difficile de le traverser ou d'y atterrir un vaisseau spatial. Une image de cette zone est présentée ci-dessous.
Sulci en Amazonie, vue par THEMIS . «Sulci» dans le langage de la géographie de Mars signifie un sillon, comme un sillon à la surface d'un cerveau. Ce Sulci provenait de l'escarpement basal de l' Olympe Mons
Lycus Sulci , vu par HiRISE. Cliquez sur l'image pour une meilleure vue des stries de pente sombre .
Assemblage de colonnes
Les coulées de lave se refroidissent parfois pour former de grands groupes de colonnes plus ou moins égales. La résolution des images HiRISE est telle que les colonnes ont été trouvées à divers endroits en 2009.
Colonne de jonction dans un cratère à Marte Vallis .
Jonction de colonnes dans le parc national de Yellowstone .
Cratères
Les cratères d'impact ont généralement une jante avec des éjectas autour d'eux, en revanche les cratères volcaniques n'ont généralement pas de jante ou de dépôts d'éjectas. À mesure que les cratères s'agrandissent (plus de 10 km de diamètre), ils ont généralement un pic central. Le pic est causé par un rebond du fond du cratère suite à l'impact. Parfois, les cratères affichent des couches. Étant donné que la collision qui produit un cratère est comme une puissante explosion, des roches provenant du sous-sol profond sont projetées à la surface. Par conséquent, les cratères peuvent nous montrer ce qui se trouve profondément sous la surface.
Un cratère piédestal est un cratère avec ses éjectas assis au-dessus du terrain environnant et formant ainsi une plate-forme surélevée. Ils se forment lorsqu'un cratère d'impact éjecte un matériau qui forme une couche résistante à l'érosion, protégeant ainsi la zone immédiate de l'érosion. En raison de ce revêtement dur, le cratère et ses éjectas deviennent élevés, car l'érosion enlève le matériau plus mou au-delà de l'éjecta. Certains piédestaux ont été mesurés avec précision à des centaines de mètres au-dessus de la zone environnante. Cela signifie que des centaines de mètres de matériaux ont été érodés. Des cratères de piédestal ont été observés pour la première fois lors des missions Mariner .
Des recherches publiées dans la revue Icarus ont trouvé des fosses dans le cratère Tooting causées par des éjectas chauds tombant sur un sol contenant de la glace. Les fosses sont formées par de la vapeur de formation de chaleur qui s'échappe de groupes de fosses simultanément, soufflant ainsi des éjections de la fosse.
Cratère piédestal en Amazonie avec des stries de pente sombre, comme vu par HiRISE.
Le dessin montre une idée ultérieure de la formation de certains cratères de piédestal. Dans cette façon de penser, un projectile percutant pénètre dans une couche riche en glace, mais pas plus loin. La chaleur et le vent de l'impact durcissent la surface contre l'érosion. Ce durcissement peut être accompli par la fonte de la glace qui produit une solution sel / minérale, cimentant ainsi la surface.
Mur du cratère Tooting , vu par HiRISE
Jante Pettit Crater , vue par HiRISE
Réseaux de crêtes linéaires
Des réseaux de crêtes linéaires se trouvent à divers endroits sur Mars dans et autour des cratères. Les crêtes apparaissent souvent comme des segments principalement droits qui se croisent en forme de treillis. Ils mesurent des centaines de mètres de long, des dizaines de mètres de haut et plusieurs mètres de large. On pense que les impacts ont créé des fractures en surface, ces fractures ont ensuite servi de canaux pour les fluides. Les fluides ont cimenté les structures. Avec le temps, le matériau environnant s'est érodé, laissant ainsi des crêtes dures derrière. Puisque les crêtes se produisent dans des endroits avec de l'argile, ces formations pourraient servir de marqueur pour l'argile qui a besoin d'eau pour sa formation. L'eau ici aurait pu soutenir la vie passée dans ces endroits. L'argile peut également conserver des fossiles ou d'autres traces de la vie passée.
Traînées de pente sombre
Les stries de pente sombre sont des caractéristiques étroites en forme d' avalanche communes sur les pentes couvertes de poussière dans les régions équatoriales de Mars . Ils se forment sur des terrains relativement escarpés , comme le long des escarpements et des parois du cratère . Bien que reconnues pour la première fois dans les images de Viking Orbiter de la fin des années 1970, les stries de pente sombre n'ont pas été étudiées en détail jusqu'à ce que des images à plus haute résolution du vaisseau spatial Mars Global Surveyor (MGS) et Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) soient disponibles à la fin des années 1990 et dans les années 2000.
Le processus physique qui produit des stries de pente sombre est encore incertain. Ils sont très probablement causés par le mouvement de masse de matériaux meubles à grains fins sur des pentes trop raides (c.-à-d. Des avalanches de poussière). L'avalanche perturbe et enlève une couche superficielle brillante de poussière pour exposer un substrat plus sombre.
Couches dans la région de Gordii Dorsum, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Les lignes sombres sont des stries de pente sombre .
Des recherches, publiées en janvier 2012 dans Icarus, ont révélé que des stries sombres avaient été initiées par des explosions aériennes de météorites voyageant à des vitesses supersoniques. L'équipe de scientifiques était dirigée par Kaylan Burleigh, un étudiant de premier cycle à l'Université de l'Arizona. Après avoir compté quelque 65 000 stries sombres autour du site d'impact d'un groupe de 5 nouveaux cratères, des modèles sont apparus. Le nombre de stries était le plus élevé à proximité du site d'impact. Donc, l'impact a probablement causé les stries. De plus, la distribution des stries formait un motif avec deux ailes s'étendant à partir du site d'impact. Les ailes courbes ressemblaient à des cimeterres, des couteaux courbes. Ce schéma suggère qu'une interaction des explosions aériennes du groupe de météorites a secoué la poussière suffisamment pour déclencher des avalanches de poussière qui ont formé les nombreuses stries sombres. Au début, on pensait que le tremblement du sol causé par l'impact provoquait les avalanches de poussière, mais si tel était le cas, les stries sombres auraient été disposées symétriquement autour des impacts, plutôt que d'être concentrées en formes courbes.
L'amas de cratères se trouve près de l'équateur à 510 miles) au sud d'Olympus Mons, sur un type de terrain appelé formation Medusae Fossae. La formation est recouverte de poussière et contient des crêtes creusées par le vent appelées yardangs . Ces yardangs ont des pentes abruptes recouvertes d'une couche épaisse de poussière, de sorte que lorsque le boom sonore du souffle aérien est arrivé des impacts, la poussière a commencé à descendre la pente. En utilisant des photos de Mars Global Surveyor et de la caméra HiRISE sur Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, les scientifiques ont découvert environ 20 nouveaux impacts chaque année sur Mars. Parce que le vaisseau spatial a imaginé Mars presque en continu pendant 14 ans, des images plus récentes avec des cratères récents présumés peuvent être comparées à des images plus anciennes pour déterminer quand les cratères se sont formés. Étant donné que les cratères ont été repérés sur une image HiRISE de février 2006, mais n'étaient pas présents sur une image de Mars Global Surveyor prise en mai 2004, l'impact s'est produit pendant cette période.
Le plus grand cratère du groupe mesure environ 22 mètres (72 pieds) de diamètre avec près de la zone d'un terrain de basket. Pendant que la météorite voyageait dans l'atmosphère martienne, elle s'est probablement rompue; d'où un groupe serré de cratères d'impact a résulté. Des stries de pente sombre ont été observées depuis un certain temps, et de nombreuses idées ont été avancées pour les expliquer. Cette recherche a peut-être finalement résolu ce mystère.
Gros plan de l'image précédente le long de la limite claire / sombre. La ligne sombre au milieu de l'image montre la bordure entre les zones claires et sombres des lignes courbes. Les flèches vertes indiquent des zones élevées de crêtes. La poussière lâche s'est déplacée vers le bas des pentes abruptes lorsqu'elle a senti le souffle des frappes de météorite. L'image provient de HiRISE.
Formes épurées
Lorsqu'un fluide se déplace par une caractéristique comme un monticule, il devient rationalisé. Souvent, l'eau qui coule fait la forme et plus tard les coulées de lave se répandent dans la région. Dans les images ci-dessous, cela s'est produit.
Île simplifiée à Marte Vallis , vue par HiRISE. Cliquez sur l'image pour une bonne vue des stries de pente sombre . L'île est juste à l'ouest du cratère Pettit . La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Couches
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De nombreux endroits sur Mars montrent des roches disposées en couches. La roche peut former des couches de différentes manières. Les volcans, le vent ou l'eau peuvent produire des couches. Une discussion détaillée de la stratification avec de nombreux exemples martiens peut être trouvée dans la géologie sédimentaire de Mars. Parfois, les couches sont de couleurs différentes. Les roches claires sur Mars ont été associées à des minéraux hydratés comme les sulfates . Le Mars Rover Opportunity a examiné ces couches de près avec plusieurs instruments. Certaines couches sont probablement constituées de fines particules car elles semblent se briser en poussière de recherche. D'autres couches se divisent en gros rochers, elles sont donc probablement beaucoup plus dures. On pense que le basalte , une roche volcanique, se trouve dans les couches qui forment des rochers. Le basalte a été identifié sur Mars dans de nombreux endroits. Des instruments sur des engins spatiaux en orbite ont détecté de l' argile (également appelée phyllosilicate ) dans certaines couches.
Une discussion détaillée de la stratification avec de nombreux exemples martiens peut être trouvée dans la géologie sédimentaire de Mars.
Les couches peuvent être durcies par l'action des eaux souterraines. L'eau souterraine martienne s'est probablement déplacée sur des centaines de kilomètres et, ce faisant, elle a dissous de nombreux minéraux de la roche qu'elle traversait. Lorsque les eaux souterraines font surface dans des zones basses contenant des sédiments, l'eau s'évapore dans l'atmosphère mince et laisse des minéraux sous forme de dépôts et / ou d'agents de cimentation. Par conséquent, les couches de poussière ne pouvaient plus facilement s'éroder par la suite puisqu'elles étaient cimentées ensemble.
Couches et stries de pente sombre , vues par HiRISE sous le programme HiWish
Diables de poussière
Les pistes Dust Devil peuvent être très jolies. Ils sont causés par des démons de poussière géants qui éliminent la poussière de couleur vive de la surface martienne; exposant ainsi une couche sombre. Des diables de poussière sur Mars ont été photographiés à la fois depuis le sol et au-dessus de leur orbite. Ils ont même soufflé la poussière des panneaux solaires de deux Rovers sur Mars, prolongeant ainsi considérablement leur durée de vie utile. Il a été démontré que le motif des pistes change tous les quelques mois. Une étude combinant les données de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) et de la caméra orbitrice de Mars (MOC) a révélé que certains grands diables de poussière sur Mars ont un diamètre de 700 mètres (2300 pieds) et durent au moins 26 minutes.
Martian Dust Devil - in Amazonis Planitia (10 avril 2001) ( aussi ) ( vidéo (02:19) ).
Plus d'images de Amazonis quadrangle
Yardangs dans la formation Medusae Fossae, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish .
Chaîne Tartarus Colles , vue par HiRISE. La barre d'échelle est de 500 mètres. Cliquez sur l'image pour voir le pont à travers le canal.
Canaux de flux inversés possibles dans la région de Phlegra Dorsa , comme vu par HiRISE sous le programme HiWish . Les crêtes étaient probablement autrefois des vallées de cours d'eau qui sont devenues pleines de sédiments et cimentées. Ainsi, ils se sont durcis contre l'érosion, ce qui a éliminé les matériaux environnants.
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars