Quadrangle de Cebrenia - Cebrenia quadrangle
 Carte du quadrilatère de Cebrenia à partir des données de l' altimètre laser Mars Orbiter (MOLA). Les altitudes les plus élevées sont rouges et les plus basses sont bleues.
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| Coordonnées | 47°30′N 210°00′O / 47.5°N 210°W Coordonnées : 47.5°N 210°W47°30′N 210°00′O / |
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| Éponyme | Terre de Cebrenia près de Troie |
Le quadrilatère de Cebrenia fait partie d'une série de 30 cartes quadrillées de Mars utilisées par le programme de recherche en astrogéologie du United States Geological Survey (USGS) . Le quadrilatère est situé dans la partie nord-est de l'hémisphère oriental de Mars et couvre 120° à 180° de longitude est (180° à 240° de longitude ouest) et 30° à 65° de latitude nord. Le quadrilatère utilise une projection conique conforme de Lambert à une échelle nominale de 1:5 000 000 (1:5M). Le quadrilatère de Cebrenia est également appelé MC-7 (Mars Chart-7). Il comprend une partie d' Utopia Planitia et d' Arcadia Planitia . Les frontières sud et nord du quadrilatère de Cebrenia mesurent environ 3 065 km (1 905 mi) et 1 500 km (930 mi) de large, respectivement. La distance nord-sud est d'environ 2 050 km (1 270 mi) (un peu moins que la longueur du Groenland). Le quadrilatère couvre une superficie approximative de 4,9 millions de kilomètres carrés, soit un peu plus de 3 % de la surface de Mars.
Origine du nom
Cebrenia est un élément d'albédo télescopique centré sur 50° N et 150° E sur Mars. La caractéristique est nommée d'après Cebrenia , un pays près de l'ancienne Troie. Le nom a été approuvé par l' Union astronomique internationale (UAI) en 1958.
Physiographie et géologie
Les principales caractéristiques du quadrilatère sont les grands cratères Mie et Stokes, un volcan , Hecates Tholus , et un groupe de montagnes, Phlegra Montes. Cette zone est en grande partie une plaine plate et lisse, de sorte que les cratères relativement grands Mie et Stokes se démarquent vraiment. La région de Galaxias a une zone de chaos, où le sol semble s'être effondré.
Viking II (qui fait partie du programme Viking ) a atterri près de Mie le 3 septembre 1976. Ses coordonnées d'atterrissage étaient 48° N et 226° W.
Résultats de la mission Viking II
À quoi cela ressemblerait de se promener sur le site d'atterrissage
Le ciel serait d'un rose pâle. La saleté apparaîtrait également rose. La surface serait inégale; le sol serait formé en creux. De gros rochers seraient éparpillés. La plupart des roches sont de taille similaire. De nombreuses roches auraient de petits trous ou des bulles à leur surface causés par le gaz s'échappant après que les roches soient remontées à la surface. Certains rochers présenteraient une érosion due au vent. De nombreux rochers semblent être perchés, comme si le vent enlevait une grande partie du sol à leur base. En hiver, la neige ou le gel couvriraient la majeure partie du sol. Il y aurait beaucoup de petites dunes de sable encore actives. La vitesse du vent serait généralement de 7 mètres par seconde (16 miles par heure). Il y aurait une croûte dure sur le dessus du sol semblable à un dépôt, appelé caliche qui est commun dans le sud-ouest des États-Unis. Ces croûtes sont formées par des solutions de minéraux remontant dans le sol et s'évaporant à la surface. Les scientifiques, dans un article de septembre 2009 dans la revue Science, ont affirmé que si Viking II n'avait creusé que quatre (4) pouces de profondeur, il aurait atteint une couche de glace presque pure.
Analyse de sol
Le sol ressemblait à ceux produits par l'altération des laves basaltiques . Le sol testé contenait abondamment du silicium et du fer , ainsi que des quantités importantes de magnésium , d' aluminium , de soufre , de calcium et de titane . Des oligo-éléments, strontium et yttrium , ont été détectés. La quantité de potassium était 5 fois inférieure à la moyenne de la croûte terrestre. Certains produits chimiques dans le sol contenaient du soufre et du chlore qui étaient comme des composés typiques restant après l'évaporation de l'eau de mer. Le soufre était plus concentré dans la croûte au-dessus du sol que dans la masse du sol en dessous. Le soufre peut être présent sous forme de sulfates de sodium , de magnésium, de calcium ou de fer. Un sulfure de fer est également possible. Le Spirit Rover et le Opportunity Rover ont tous deux trouvé des sulfates sur Mars. L'Opportunity Rover (débarqué en 2004 avec des instruments de pointe) a trouvé du sulfate de magnésium et du sulfate de calcium à Meridiani Planum . En utilisant les résultats des mesures chimiques, les modèles minéraux suggèrent que le sol pourrait être un mélange d'environ 90 % d' argile riche en fer , d'environ 10 % de sulfate de magnésium ( kieserite ?), d'environ 5 % de carbonate ( calcite ) et d'environ 5 % d'oxydes de fer. ( hématite , magnétite , goethite ?). Ces minéraux sont des produits d'altération typiques des roches ignées mafiques . Des études avec des aimants à bord des atterrisseurs ont indiqué que le sol contient entre 3 et 7 pour cent de matériaux magnétiques en poids. Les produits chimiques magnétiques pourraient être la magnétite et la maghémite . Ceux-ci pourraient provenir de l'altération de la roche basaltique . Des expériences menées par le Mars Spirit Rover (débarqué en 2004) ont indiqué que la magnétite pourrait expliquer la nature magnétique de la poussière et du sol sur Mars. De la magnétite a été trouvée dans le sol et que la partie la plus magnétique du sol était sombre. La magnétite est très sombre.
Rechercher la vie
Viking a fait trois expériences pour chercher la vie. Les résultats étaient surprenants et intéressants. La plupart des scientifiques pensent maintenant que les données étaient dues à des réactions chimiques inorganiques du sol, bien que quelques scientifiques croient encore que les résultats étaient dus à des réactions vivantes. Aucun produit chimique organique n'a été trouvé dans le sol. Cependant, les zones sèches de l' Antarctique ne contiennent pas non plus de composés organiques détectables, mais des organismes vivent dans les roches. Mars n'a presque pas de couche d'ozone, comme la Terre, donc la lumière UV stérilise la surface et produit des produits chimiques hautement réactifs tels que les peroxydes qui oxyderaient tous les produits chimiques organiques. Le Phoenix Lander a découvert le perchlorate chimique dans le sol martien. Le perchlorate est un oxydant puissant, il peut donc avoir détruit toute matière organique à la surface. Si elle était répandue sur Mars, la vie carbonée serait difficile à la surface du sol.
Des recherches, publiées dans le Journal of Geophysical Research en septembre 2010, ont suggéré que des composés organiques étaient réellement présents dans le sol analysé par Viking 1 et 2. L'atterrisseur Phoenix de la NASA en 2008 a détecté du perchlorate qui peut décomposer les composés organiques. Les auteurs de l'étude ont découvert que le perchlorate détruirait les matières organiques lorsqu'il était chauffé et produirait du chlorométhane et du dichlorométhane , les composés chlorés identiques découverts par les deux atterrisseurs Viking lorsqu'ils ont effectué les mêmes tests sur Mars. Parce que le perchlorate aurait décomposé tous les produits organiques martiens, la question de savoir si Viking a trouvé la vie ou non est encore grande ouverte.
Glace exposée dans de nouveaux cratères
Des recherches impressionnantes, rapportées dans la revue Science en septembre 2009, ont montré que certains nouveaux cratères sur Mars montrent de la glace d'eau pure et exposée. Après un certain temps, la glace disparaît, s'évaporant dans l'atmosphère. La glace n'a que quelques mètres de profondeur. La glace a été confirmée avec le Compact Imaging Spectrometer (CRISM)] à bord du Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). La glace a été trouvée dans un total de 5 endroits. Trois des emplacements se trouvent dans le quadrilatère de Cebrenia. Ces emplacements sont 55,57°N 150,62°E , 43,28°N 176,9°E et 45°N 164,5°E . Cette découverte prouve que les futurs colons sur Mars pourront obtenir de l'eau à partir d'une grande variété d'endroits. La glace peut être déterrée, fondue, puis démontée pour fournir de l' oxygène frais et de l' hydrogène pour le carburant des fusées. L'hydrogène est le puissant carburant utilisé par les moteurs principaux de la navette spatiale55°34′N 150°37′E / 43°17′N 176°54′E / 45°00′N 164°30′E /
Deux images de HiRISE montrant comment la glace a disparu au fil du temps dans un cratère. Le cratère sur la gauche est avant que la glace ne disparaisse. Le cratère mesure 6 mètres de diamètre.
Autres cratères
Les cratères d'impact ont généralement un rebord avec des éjectas autour d'eux, en revanche les cratères volcaniques n'ont généralement pas de rebord ou de dépôts d'éjectas. Parfois, les cratères affichent des couches. Étant donné que la collision qui produit un cratère ressemble à une puissante explosion, des roches provenant des profondeurs du sous-sol sont projetées à la surface. Par conséquent, les cratères peuvent nous montrer ce qui se trouve profondément sous la surface.
On pense que le plancher du cratère Kufra , vu par HiRISE Pits, est causé par des fuites d'eau.
Fenagh Crater Ejecta, vu par HiRISE.
Le cratère de Chincoteague , vu par HiRISE.
Gros plan sur le cratère de Chincoteague, vu par HiRISE.
Groupe de cratères secondaires, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish .
Couches dans la paroi du cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Mie Crater , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ). Viking II a atterri près du cratère Mie en 1976.
Côté ouest du cratère Adams (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Côté ouest de Tyndall (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratère montrant des couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches dans le cratère, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les lignes sombres sont des défauts de l'image. Cette image a été prise lors d'une tempête de poussière mondiale.
Lobes d'éjecta d'un cratère d'impact, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratères avec des monticules stratifiés et des bords hauts et pointus, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large du cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Hécate Tholus
Des recherches récentes amènent les scientifiques à croire que Hecates Tholus a éclaté de manière explosive il y a environ 350 millions d'années, ce qui n'est pas si longtemps pour Mars. Les éruptions ont créé des dépressions sur les flancs du volcan. Et il y a à peine cinq millions d'années, des dépôts glaciaires se sont formés à l'intérieur de ces dépressions. Certaines vallées sur Hécates présentent un schéma de drainage parallèle.
Hecates Tholus , vue par Mars Global Surveyor.
Topographie Hécates Tholus.
Hecates Tholus Ridges, vu par HiRISE . Les crêtes sont à l'ouest-nord-ouest d'Hécates Tholus. La crête la plus profonde a été mesurée à environ 50 mètres de haut.
Buvinda Vallis , vue par THEMIS. Buvinda Vallis est associée à Hécates Tholus ; il se trouve juste à l'est d'Hécates Tholus.
Canaux de lave sur le flanc d'Hécates Tholus, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Un cratère a été partiellement recouvert par des coulées de lave. Ce cratère sera agrandi dans l'image suivante.
Vue agrandie de la lave remplissant un cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Cratère au bord d'une coulée de lave sur Hecates Tholus, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. La lave semble avoir formé la forme de la queue du côté sous le vent des obstacles comme les bords du cratère.
Interactions volcan-glace
On pense que de grandes quantités de glace d'eau sont présentes sous la surface de Mars. Certains canaux se trouvent à proximité de zones volcaniques. Lorsque de la roche en fusion souterraine chaude s'approche de cette glace, de grandes quantités d'eau liquide et de boue peuvent se former. Hrad Vallis dans le quadrilatère de Cebrenia est proche de l' Elysium Mons , un grand volcan , qui a peut-être fourni de l'eau pour créer le canal. Hrad Vallis est illustré ci-dessous.
Hrad Vallis peut avoir été formé lorsque le grand complexe volcanique Elysium Mons a fait fondre la glace au sol, comme le montre THEMIS .
Îles profilées à Hrad Vallis , vues par HiRISE .
Région des Galaxies
Le sol de Galaxias semble s'être effondré. De telles formes terrestres sur Mars sont appelées « terrain du chaos ». Galaxias Chaos est différent de beaucoup d'autres régions chaotiques. Il n'a pas de canaux d'écoulement associés et il n'affiche pas une grande différence d'altitude entre lui et la zone terrestre environnante, comme la plupart des autres régions de chaos. Les recherches de Pedersen et Head, publiées en 2010, suggèrent que Galaxias Chaos est le site d'une coulée volcanique qui a enfoui une couche riche en glace, appelée la formation Vastitas Borealis (VBF). On pense généralement que le VBF est un résidu de matériaux riches en eau déposés par de grandes crues. Le VBF peut avoir été d'épaisseur variée et peut contenir des quantités variées de glace. Dans la fine atmosphère de Mars, cette couche aurait lentement disparu par sublimation (passage d'un solide directement à un gaz). Étant donné que certaines zones auraient été plus sublimées que d'autres, la calotte de lave supérieure ne serait pas soutenue uniformément et se fissurerait. Les fissures / creux peuvent avoir commencé à partir de la sublimation et du rétrécissement le long des bords de la calotte de lave. Le stress dû à l'affaiblissement du bord du capuchon aurait fait des fissures dans le capuchon. Les endroits avec des fissures subiraient plus de sublimation, puis les fissures s'élargiraient et formeraient le terrain en blocs caractéristique des régions de chaos. Le processus de sublimation peut avoir été aidé par la chaleur (flux géothermique) des mouvements du magma. Il y a des volcans, à savoir Elysium Montes et Hecates Tholus, à proximité qui sont très probablement entourés de digues, qui auraient chauffé le sol. De plus, une période plus chaude dans le passé aurait augmenté la quantité d'eau sublimée du sol.
Cette série de dessins montre un modèle de formation du chaos martien, tel que proposé par Pedersen et Head 2011. La quantité de sublimation est exagérée pour améliorer la compréhension. Cliquez sur l'image pour voir plus de détails.
Galaxius Mons vu par HiRISE. La ligne noire était une section qui n'était pas imagée. Il y a beaucoup plus de détails visibles sur l'image originale.
L'auge de Galaxias Fossae , vue par HiRISE.
Galaxias Chaos vu par CTX. La scène de l'image suivante fait partie de cette image.
Galaxias Chaos vu par HiRISE.
Preuve des glaciers
On pense que les glaciers , vaguement définis comme des plaques de glace coulant actuellement ou récemment, sont présents dans des zones vastes mais restreintes de la surface martienne moderne, et on suppose qu'ils ont été plus largement distribués à certains moments dans le passé. Les éléments convexes lobés à la surface connus sous le nom d' éléments d'écoulement visqueux et de tabliers de débris lobés , qui présentent les caractéristiques d' un écoulement non newtonien , sont maintenant presque unanimement considérés comme de véritables glaciers. Cependant, une variété d'autres caractéristiques de la surface ont également été interprétée comme directement liée à la glace qui coule, comme terrain rongé , remplissage de la vallée structure linéaire , remplissage concentrique cratère et des arêtes en arc de cercle. Une variété de textures de surface observées dans l'imagerie des latitudes moyennes et des régions polaires serait également liée à la sublimation de la glace glaciaire.
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Les images ci-dessous montrent des caractéristiques qui sont probablement associées aux glaciers.
Glacier Elephant Foot dans l'Arctique terrestre, vu par Landsat 8. Cette image montre plusieurs glaciers qui ont la même forme que de nombreuses caractéristiques sur Mars qui seraient également des glaciers.
Matériel descendant la pente à Phlegra Montes , vu par HiRISE. Le mouvement est probablement facilité par l'eau/la glace.
Tablier de débris de lobes à Phlegra Montes , vu par HiRISE. Le tablier des débris est probablement principalement constitué de glace avec une fine couche de débris rocheux, il pourrait donc être une source d'eau pour les futurs colons martiens. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Large vue d'une falaise et des vestiges d'un glacier, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Gros plan d'une falaise montrant des failles possibles, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish ; notez le rocher qui semble fendu par la faille. Certains rochers se trouvent dans des trous ronds parce que leur capacité à rassembler et à retenir la chaleur peut avoir fait fondre la glace au sol.
Gros plan sur les sillons laissés par un glacier, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. La présence de rainures suggère qu'il s'agissait d'un glacier à base humide. L'humidité sous le glacier a peut-être aidé les organismes martiens à survivre.
Gros plan de la surface, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Remplissage de vallée linéé, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du remblai et du manteau de la vallée, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Le flux est rétréci, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Manteau dépendant de la latitude , vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Canaux
Il existe d'énormes preuves que l'eau coulait autrefois dans les vallées fluviales sur Mars. Des images de canaux incurvés ont été vues dans des images de vaisseaux spatiaux martiens datant du début des années 70 avec l' orbiteur Mariner 9 . En effet, une étude publiée en juin 2017, a calculé que le volume d'eau nécessaire pour creuser tous les canaux sur Mars était encore plus grand que l'océan proposé que la planète aurait pu avoir. L'eau a probablement été recyclée plusieurs fois de l'océan aux précipitations autour de Mars.
Forme rationalisée le long du canal, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Contexte de l'image suivante des couches le long de Hrad Vallis, vue par CTX. Photo étiquetée avec des couches, des formes simplifiées et une flèche indiquant la direction de l'écoulement de l'eau.
Couches exposées le long de Hrad Vallis , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratères de piédestal
Un cratère à piédestal est un cratère dont les éjectas se trouvent au-dessus du terrain environnant et forment ainsi une plate-forme surélevée (comme un piédestal ). Ils se forment lorsqu'un cratère d'impact éjecte un matériau qui forme une couche résistante à l'érosion, provoquant ainsi l'érosion de la zone immédiate plus lentement que le reste de la région. 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 matériau ont été érodés. Le résultat est que le cratère et sa couverture d'éjecta se dressent au-dessus des environs. Des cratères à piédestal ont été observés pour la première fois lors des missions Mariner .
Cratère sur piédestal, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratère sur piédestal, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée de l'éjecta du cratère du piédestal, tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Arrow montre l'un des exemples d'un rocher assis dans une fosse. Cette image sera agrandie pour mieux le montrer dans les deux prochaines images.
Vue plus rapprochée de l'éjecta, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Remarque : les flèches montrent des exemples de rochers assis dans des fosses.
Vue rapprochée de l'éjecta, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Remarque : les flèches montrent des exemples de rochers assis dans des fosses.
Structures en couches
Vue large des groupes de couches, comme vu par HiRise dans le cadre du programme HiWish Ces couches représentent probablement le manteau déposé lorsque le climat a changé. Ils ont été façonnés par le vent.
Vue rapprochée d'un groupe de calques, comme vu par HiRise sous le programme HiWish Remarque : Ceci est un agrandissement de l'image précédente.
Vue rapprochée en couleur d'un groupe de calques, tel que vu par HiRise dans le cadre du programme HiWish Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente.
Fonction en couches dans l'ancien cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Images supplémentaires dans le quadrilatère de Cebrenia
Carte de Cebrenia. Viking II a atterri près du cratère Mie. Le volcan Hécates a probablement des glaciers sur ses pentes.
Les creux, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les calques sont également visibles dans l'image.
Apsus Vallis , vu par THEMIS. Apsus est proche du système volcanique Elysium; il peut avoir été partiellement formé par l'action de la lave.
Vue rapprochée du manteau, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Le manteau peut être composé de glace et de poussière tombées du ciel lors de conditions climatiques passées.
Caractéristiques de la crête et de la surface près du bord du cratère Adams, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Mesa en couches dans le cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Cônes, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Éjecta de cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée de l'éjecta du cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Notez qu'il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente.
Contact entre l'unité inférieure claire et une unité supérieure sombre, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches de trempage, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain inégal et caractéristiques en couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain cérébral au fond du cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Digue possible, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Ici, le magma s'est probablement déplacé le long d'une ligne de faille souterraine. Plus tard, l'érosion a enlevé tout sauf le magma durci.
Remplissage de cratère concentrique, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du remplissage du cratère concentrique, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars
Carte-image interactive de la topographie globale de Mars . Passez votre souris sur l'image pour voir les noms de plus de 60 entités géographiques importantes, et cliquez pour créer un lien vers elles. La coloration de la carte de base indique les élévations relatives , sur la base des données de l' altimètre laser Mars Orbiter sur le Mars Global Surveyor de la NASA . Les blancs et les bruns indiquent les altitudes les plus élevées (+12 à +8 km ) ; suivis des roses et des rouges (+8 à +3 km ) ; le jaune est0 km ; les verts et les bleus sont des altitudes inférieures (jusqu'à−8 km ). Les axes sont la latitude et la longitude ; Les régions polaires sont notées.
Voir également
- Climat de Mars
- Géologie de Mars
- Glacier
- Glaciers sur Mars
- HiRISE
- Programme HiWish
- Cratère d'impact
- Manteau dépendant de la latitude
- Remplissage de vallée ligné
- Liste des quadrangles sur Mars
- Liste des montagnes sur Mars
- Liste des roches sur Mars
- Terrain de chaos martien
- Cratère de piédestal
- Vallis
- Volcanologie de Mars
- L'eau sur Mars