Quadrangle Hellas - Hellas quadrangle
 Carte du quadrilatère Hellas 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′S 270°00′W / 47.5°S 270°W Coordonnées : 47.5°S 270°W47°30′S 270°00′W / |
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Le quadrilatère Hellas 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 Hellas est également appelé MC-28 (Mars Chart-28). Le quadrilatère Hellas couvre la zone de 240° à 300° de longitude ouest et de 30° à 65° de latitude sud sur la planète Mars . Dans le quadrilatère Hellas se trouvent les caractéristiques classiques Hellas Planitia et Promethei Terra . De nombreuses caractéristiques intéressantes et mystérieuses ont été découvertes dans le quadrilatère Hellas, y compris les vallées fluviales géantes Dao Vallis, Niger Vallis, Harmakhis et Reull Vallis, qui peuvent toutes avoir contribué à l'eau d'un lac du bassin Hellas dans un passé lointain. De nombreux endroits du quadrilatère Hellas montrent des signes de glace dans le sol, en particulier des endroits avec des caractéristiques d'écoulement semblables à celles d'un glacier.
Bassin Hellas
Le quadrilatère Hellas contient une partie du bassin Hellas , le plus grand cratère d'impact connu à la surface de Mars et le deuxième plus grand du système solaire. La profondeur du cratère est 7152 m (23000 pieds) en dessous du niveau topographique donnée de Mars. Le bassin est situé dans les hautes terres du sud de Mars et on pense qu'il s'est formé il y a environ 3,9 milliards d'années, lors du dernier bombardement intensif. Des études suggèrent que lorsqu'un impact a créé le bassin Hellas, toute la surface de Mars a été chauffée à des centaines de degrés, 70 mètres de roche en fusion sont tombés sur la planète et une atmosphère de roche gazeuse s'est formée. Cette atmosphère rocheuse était 10 fois plus épaisse que l'atmosphère terrestre. En quelques jours, la roche se serait condensée et aurait recouvert la planète entière de 10 m supplémentaires de roche en fusion. Dans la partie nord-ouest de Hellas Planitia se trouve un type de surface étrange appelé terrain complexe en bandes ou terrain à tire. Son processus de formation est encore largement inconnu, bien qu'il semble être dû à l'érosion des sédiments durs et mous ainsi qu'à une déformation ductile. La déformation ductile résulte de couches soumises à une déformation.
Au début de l'histoire de la planète, on pense qu'un lac géant existait dans le bassin Hellas. Des rivages possibles ont été découverts. Celles-ci sont évidentes dans l'alternance de bancs et d'escarpements visibles dans les images à angle étroit de la caméra en orbite autour de Mars. De plus, les données de l'altimètre laser en orbite autour de Mars (MOLA) montrent que les contacts de ces unités sédimentaires marquent des contours d'élévation constante sur des milliers de km, et dans un cas tout autour du bassin. Des canaux, que l'on croit formés par l'eau, pénètrent dans le bassin. Le bassin de drainage Hellas peut être près d'un cinquième de celui de l'ensemble des plaines du nord. Un lac en Hellas dans le climat martien actuel formerait une épaisse glace au sommet qui finirait par se sublimer. C'est-à-dire que la glace passerait directement d'un solide à un gaz. Ceci est similaire au comportement de la glace sèche (dioxyde de carbone solide) sur Terre. Des caractéristiques glaciaires ( moraines terminales , drumlins et eskers ) ont été découvertes et pourraient s'être formées lorsque l'eau a gelé.
Topographie de la zone du bassin de Hellas. Profondeur cratère est 7152 m (23000 pieds) en dessous du niveau topographique donnée de Mars.
Twisted Ground à Hellas, vu par HiRISE C'est un autre exemple de la difficulté de marcher sur Mars.
Tabliers de débris de lobes
Une caractéristique très importante commune à l'est de la Hellas sont les tas de matériaux entourant les falaises. La formation est appelée un tablier de débris lobé (LDA). Récemment, des recherches avec le Shallow Radar sur Mars Reconnaissance Orbiter ont fourni des preuves solides que les LDA sont des glaciers recouverts d'une fine couche de roches. On pense que de grandes quantités de glace d'eau se trouvent dans les ZDL. Les preuves disponibles suggèrent fortement que la partie orientale de Hellas a accumulé de la neige dans le passé. Lorsque l'inclinaison (obliquité) de Mars augmente, la calotte glaciaire sud libère de grandes quantités de vapeur d'eau. Les modèles climatiques prédisent que lorsque cela se produit, la vapeur d'eau se condense et retombe là où se trouvent les ADL. L'inclinaison de la terre change peu parce que notre lune relativement grande la maintient stable. Les deux minuscules lunes martiennes ne stabilisent pas leur planète, donc l'axe de rotation de Mars subit de grandes variations. Les tabliers de débris de lobes peuvent être une source majeure d'eau pour les futurs colons de Mars. Leur principal avantage par rapport aux autres sources d'eau martienne est qu'elles peuvent facilement être cartographiées depuis l'orbite et qu'elles sont plus proches de l'équateur, où les missions habitées sont plus susceptibles d'atterrir.
Gros plan sur la surface d'un tablier de débris lobés. Notez les lignes qui sont courantes dans les glaciers rocheux de la Terre. Image située dans le quadrilatère Hellas.
Image de contexte CTX pour les deux prochaines images du tablier de débris autour du monticule.
Surface du tablier de débris. Il existe également une fonctionnalité similaire aux fonctionnalités de Red Rocks Park Colorado . La caractéristique semble être composée de couches rocheuses inclinées. Image prise avec HiRISE, dans le cadre du programme HiWish .
Surface du tablier de débris à Terra Cimmeria , vue par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Les parties colorées peuvent être des dépôts de givre.
Dépôts de plancher lignés
Au fond de certains canaux se trouvent des caractéristiques appelées dépôts de fond linéaires ou remplissage de vallées linéaires . Ce sont des matériaux striés et rainurés qui semblent dévier autour des obstacles. On pense qu'ils sont riches en glace. Certains glaciers sur Terre présentent de telles caractéristiques. Les dépôts de revêtement de sol peuvent être liés à des tabliers de débris lobés, qui se sont avérés contenir de grandes quantités de glace. Reull Vallis, comme illustré ci-dessous, affiche ces gisements.
Caractéristiques de drainage à Reull Vallis , vues par THEMIS . Cliquez sur l'image pour voir la relation de Reull Vallis avec d'autres caractéristiques.
Reull Vallis avec des dépôts au sol lignés, vu par THEMIS. Cliquez sur l'image pour voir la relation avec d'autres fonctionnalités.
Remplissage de vallée linéé, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Plancher de Reull Vallis montrant un remplissage de vallée linéaire en haut et des creux près du bas, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur du remplissage de la vallée ligné, tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches à Reull Vallis , vues par THEMIS.
Terrain troué près de Reull Vallis, vu par HiRISE.
Gros plan sur le terrain fretté près de Reull Vallis, vu par HiRISE. Cette zone serait un défi à traverser.
Couches dans Monument Valley. Ceux-ci sont acceptés comme étant formés, au moins en partie, par dépôt d'eau. Étant donné que Mars contient des couches similaires, l'eau reste une cause majeure de stratification sur Mars.
Manteau riche en glace
Une grande partie de la surface de Mars est recouverte d'un épais manteau lisse que l'on pense être un mélange de glace et de poussière. Ce manteau riche en glace, de quelques mètres d'épaisseur, lisse le terrain, mais par endroits il présente une texture bosselée, ressemblant à la surface d'un ballon de basket. Parce qu'il y a peu de cratères sur ce manteau, le manteau est relativement jeune. L'image de droite montre une bonne vue de ce manteau lisse autour de Niger Vallis , comme observé avec HiRISE . Les changements dans l'orbite et l'inclinaison de Mars provoquent des changements importants dans la distribution de la glace d'eau des régions polaires jusqu'aux latitudes équivalentes au Texas. Pendant certaines périodes climatiques, la vapeur d'eau quitte la glace polaire et pénètre dans l'atmosphère. L'eau retourne au sol à des latitudes plus basses sous forme de dépôts de givre ou de neige mélangés généreusement à la poussière. L'atmosphère de Mars contient une grande quantité de fines particules de poussière. La vapeur d'eau se condense sur les particules, puis elles tombent au sol en raison du poids supplémentaire du revêtement d'eau. Lorsque la glace au sommet de la couche du manteau retourne dans l'atmosphère, elle laisse derrière elle de la poussière qui isole la glace restante.
Manteau lisse avec des couches, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du manteau, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratère montrant l'épaisseur du manteau en place, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du bord du manteau, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Unité des hautes plaines
Des restes d'un manteau épais de 50 à 100 mètres, appelé unité des hautes plaines, ont été découverts aux latitudes moyennes de Mars. D'abord étudié dans la région de Deuteronilus Mensae, mais il se produit également dans d'autres endroits. Les vestiges sont constitués d'ensembles de couches plongeantes dans des cratères et le long de mesas. Les ensembles de couches de trempage peuvent être de différentes tailles et formes, certains ressemblent à des pyramides aztèques d'Amérique centrale.
Couches inclinées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches inclinées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches inclinées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Caractéristique en couches probablement formée par l'érosion de l'unité des hautes plaines, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Fonction en couches à Red Rocks Park, Colorado. Cela a une origine différente de celles sur Mars, mais il a une forme similaire. Les caractéristiques de la région de Red Rocks ont été causées par le soulèvement des montagnes.
Fonction en couches qui est probablement les restes d'une unité autrefois répandue qui est tombée du ciel, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fonctionnalité en couches, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fonction en couches dans le cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fonction en couches dans le cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches dans le cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fonctionnalité en couches dans le cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fonctionnalité en couches dans le cratère, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur de l'entité stratifiée dans le cratère, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Différentes couleurs sont dues à différents minéraux.
Structure en couches dans le cratère qui est probablement ce qui reste d'une unité en couches qui couvrait autrefois une zone beaucoup plus grande. Les matériaux de cette unité sont tombés du ciel sous forme de poussière recouverte de glace. La photo a été prise par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish.
Cette unité se dégrade également en terrain cérébral . Le terrain cérébral est une région de crêtes en forme de labyrinthe de 3 à 5 mètres de haut. Certaines crêtes peuvent être constituées d'une carotte de glace, elles peuvent donc être des sources d'eau pour les futurs colons.
Vue large de l'unité des hautes plaines se décomposant en terrain cérébral, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée de l'unité des hautes plaines se décomposant en terrain cérébral, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish À mesure que la glace quitte le sol, le sol s'effondre et les vents chassent la poussière restante.
Petite structure en couches, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Picture montre également la formation du terrain cérébral.
Certaines régions de l'unité des hautes plaines présentent de grandes fractures et des cuvettes aux rebords surélevés ; ces régions sont appelées plaines supérieures nervurées. On pense que les fractures ont commencé par de petites fissures dues aux contraintes. Le stress est suggéré pour initier le processus de fracture puisque les plaines supérieures nervurées sont courantes lorsque les tabliers de débris se rejoignent ou près du bord des tabliers de débris - de tels sites généreraient des contraintes de compression. Les fissures ont exposé plus de surfaces et, par conséquent, plus de glace dans le matériau se sublime dans la fine atmosphère de la planète. Finalement, les petites fissures deviennent de grands canyons ou des creux. Les petites fissures contiennent souvent de petites fosses et des chaînes de fosses; on pense que ceux-ci proviennent de la sublimation de la glace dans le sol. De vastes zones de la surface martienne sont chargées de glace qui est protégée par une couche épaisse de plusieurs mètres de poussière et d'autres matériaux. Cependant, si des fissures apparaissent, une surface fraîche exposera la glace à la fine atmosphère. En peu de temps, la glace disparaîtra dans l'atmosphère froide et mince dans un processus appelé sublimation . La glace sèche se comporte de manière similaire sur Terre. Sur Mars, une sublimation a été observée lorsque l' atterrisseur Phoenix a découvert des morceaux de glace qui ont disparu en quelques jours. De plus, HiRISE a vu des cratères frais avec de la glace au fond. Après un certain temps, HiRISE a vu le dépôt de glace disparaître.
Des amas de matériau brillant de la taille d'une matrice dans la tranchée agrandie "Dodo-Goldilocks" ont disparu en quatre jours, ce qui implique qu'ils étaient composés de glace qui s'est sublimée après l'exposition.
Versions couleur des photos montrant la sublimation de la glace, avec le coin inférieur gauche de la tranchée agrandie dans les encarts en haut à droite des images.
On pense que l'unité des hautes plaines est tombée du ciel. Il drape diverses surfaces, comme s'il tombait uniformément. Comme c'est le cas pour les autres dépôts du manteau, l'unité des plaines supérieures a des couches, est à grain fin et riche en glace. Il est répandu ; il ne semble pas avoir de source ponctuelle. L'apparence de surface de certaines régions de Mars est due à la dégradation de cette unité. C'est une cause majeure de l'aspect de surface des tabliers de débris lobés . On pense que la superposition de l'unité de manteau des hautes plaines et d'autres unités de manteau est causée par des changements majeurs dans le climat de la planète. Les modèles prédisent que l'obliquité ou l'inclinaison de l'axe de rotation a varié de ses 25 degrés actuels à peut-être plus de 80 degrés au cours des temps géologiques. Les périodes de forte inclinaison entraîneront une redistribution de la glace dans les calottes polaires et modifieront la quantité de poussière dans l'atmosphère.
Le changement climatique a causé des caractéristiques riches en glace
On pense que de nombreuses caractéristiques sur Mars, y compris celles du quadrilatère Hellas, contiennent de grandes quantités de glace. Le modèle le plus populaire pour l'origine de la glace est le changement climatique dû à de grands changements dans l'inclinaison de l'axe de rotation de la planète. Parfois, l'inclinaison a même été supérieure à 80 degrés. De grands changements dans l'inclinaison expliquent de nombreuses caractéristiques riches en glace sur Mars.
Des études ont montré que lorsque l'inclinaison de Mars atteint 45 degrés par rapport à ses 25 degrés actuels, la glace n'est plus stable aux pôles. De plus, à cette inclinaison élevée, les réserves de dioxyde de carbone solide (glace sèche) se subliment, augmentant ainsi la pression atmosphérique. Cette pression accrue permet de retenir plus de poussière dans l'atmosphère. L'humidité dans l'atmosphère tombera sous forme de neige ou de glace gelée sur les grains de poussière. Les calculs suggèrent que ce matériau se concentrera dans les latitudes moyennes. Les modèles de circulation générale de l'atmosphère martienne prédisent des accumulations de poussière riche en glace dans les mêmes zones où se trouvent des caractéristiques riches en glace. Lorsque l'inclinaison commence à revenir à des valeurs plus faibles, la glace se sublime (se transforme directement en gaz) et laisse derrière elle une traînée de poussière. Le dépôt de retard recouvre le matériau sous-jacent, de sorte qu'à chaque cycle de niveaux d'inclinaison élevés, il reste un manteau riche en glace. Notez que la couche de surface lisse du manteau ne représente probablement que du matériel relativement récent.
Origine de Dao Vallis
Dao Vallis commence près d'un grand volcan, appelé Hadriaca Patera, on pense donc qu'il a reçu de l'eau lorsque le magma chaud a fait fondre d'énormes quantités de glace dans le sol gelé. Les dépressions partiellement circulaires du côté gauche du chenal sur l'image adjacente suggèrent que l'érosion des eaux souterraines a également contribué à l'apport d'eau.
Pistes de diable de poussière
De nombreuses zones sur Mars, y compris le quadrilatère Hellas, connaissent le passage de diables de poussière géants . Une fine couche de fine poussière brillante recouvre la majeure partie de la surface martienne. Lorsqu'un diable de poussière passe, il souffle le revêtement et expose la surface sombre sous-jacente. Des diables de poussière ont été vus depuis le sol et depuis des engins spatiaux en orbite. Ils ont même soufflé la poussière des panneaux solaires des deux Rovers sur Mars, prolongeant ainsi considérablement leur durée de vie. Les Rovers jumeaux ont été conçus pour durer 3 mois, au lieu de cela, ils ont duré plus de cinq ans. Il a été démontré que le modèle des pistes change tous les quelques mois. Une étude combinant les données de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) et de la caméra Mars Orbiter (MOC) a révélé que certains gros diables de poussière sur Mars ont un diamètre de 700 mètres et durent au moins 26 minutes.
Traces de poussière sur le sol du cratère Wallace, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter)
Pistes du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Pistes et rochers du diable de poussière, vus par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Large vue sur les traces du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Vue en couleur rapprochée des traces du diable de poussière, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Vue en couleur rapprochée des traces du diable de poussière, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Une vue en couleur rapprochée des traces du diable de poussière, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HIWish, le sol à motifs est visible en arrière-plan.
Preuve d'une éventuelle eau liquide récente
Le Mars Reconnaissance Orbiter a découvert des changements sur la paroi du cratère Penticton entre 1999 et 2004. Une interprétation des changements était qu'ils étaient causés par l'eau qui coulait à la surface. Une analyse plus approfondie, publiée environ un an plus tard, a révélé que le dépôt pourrait avoir été causé par le déplacement par gravité de matériaux vers le bas de la pente (un glissement de terrain ). La pente où le dépôt a été observé était proche des limites de stabilité des matériaux secs et non consolidés.
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. Au fur et à mesure que les cratères deviennent plus grands (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. Les cratères peuvent nous montrer ce qui se cache profondément sous la surface.
Cratère sur piédestal, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Des cratères de piédestal se forment lorsque les éjectas des impacts protègent le matériau sous-jacent de l'érosion. À la suite de ce processus, des cratères apparaissent perchés au-dessus de leur environnement.
Le dessin montre une idée ultérieure de la formation de certains cratères sur socle. Dans cette façon de penser, un projectile impactant 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.
Cratères de piédestal, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Mesas en escalier dans le dépôt intérieur du cratère Spallanzani , vues par THEMIS
Vue latérale du cratère qui a été coupé par un mur, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish D'autres cratères sont également dans cette vue.
Les ravines du cratère de Penticton , vues par HiRISE
Les canaux du cratère Lipik , vus par THEMIS
Le cratère de Tikhov , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter )
Plancher du cratère Wallace , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter)
Traces de poussière sur le sol du cratère Wallace, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Notez qu'il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du sol du cratère Wallace.
Huxley Crater , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter)
Le cratère de Gledhill , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter)
Redi Crater , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter)
Redi Crater, montrant des traces de poussière et un manteau, vus par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du Redi Crater.
Caractéristiques glaciaires
On pense que les glaciers , vaguement définis comme des plaques de glace coulant actuellement ou récemment, sont présents sur de vastes mais restreintes zones de la surface martienne moderne, et on suppose qu'ils ont été plus largement distribués à certains moments dans le passé. Les caractéristiques convexes lobées à la surface, appelées caractéristiques d'écoulement visqueux et tabliers de débris lobés , qui présentent les caractéristiques d' un écoulement non newtonien , sont maintenant presque unanimement considérées comme de véritables glaciers.
Un modèle climatique, publié dans la revue Science en 2006, a révélé que de grandes quantités de glace devraient s'accumuler dans la région de Hellas, aux mêmes endroits où les glaciers sont observés. L'eau est transportée de la zone polaire sud vers le nord de la Hellas et tombe sous forme de précipitations.
Les flux, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée et en couleur du flux, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Les flux, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Flow, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée et en couleur du flux, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le sol à motifs est visible sur la photo.
Flux, vu par HiRISE sous le programme HiWish Flux, vu par HiRISE sous le programme HiWish
Flow, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Flow, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Flow, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du museau du flux, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Un sol à motifs polygonaux est visible.
Large vue sur les glaciers en forme de langue, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des glaciers en forme de langue, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des polygones sont visibles.
Caractéristiques de surface qui montrent le mouvement vers le bas, comme vu par HiRISE.
Image contextuelle CTX de Hellas Planitia montrant l'emplacement des deux images suivantes.
Surface dans le quadrilatère Hellas, vue par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish .
Possible cirque glaciaire à Hellas Planitia , vu par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Les lignes sont probablement dues à un mouvement de descente.
Fonction d'écoulement qui était probablement un glacier, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Crêtes d'écoulement, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Crêtes probablement formées à la fin de l'ancien glacier.
Contexte de l'image suivante de la fin d'un écoulement ou d'un glacier. L'emplacement est le quadrilatère Hellas.
Gros plan de la zone dans la boîte dans l'image précédente. Cela peut être appelé par certains la moraine terminale d'un glacier. Pour l'échelle, la case indique la taille approximative d'un terrain de football. Image prise avec HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement est le quadrilatère Hellas.
Matériau s'écoulant à travers un bord de cratère, vu par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Les moraines latérales sont étiquetées.
Les glaciers, vus par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Le glacier de gauche est mince car il a perdu une grande partie de sa glace. Le glacier à droite, en revanche, est épais ; il contient encore beaucoup de glace sous une fine couche de terre et de roche.
Glacier en forme de langue, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. De la glace peut exister dans le glacier, même aujourd'hui, sous une couche de terre isolante.
Gros plan sur un glacier en forme de langue, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish La résolution est d'environ 1 mètre, on peut donc voir des objets de quelques mètres de diamètre sur cette image. De la glace peut exister dans le glacier, même aujourd'hui, sous une couche de terre isolante.
Glaciers en forme de langue indiqués par des flèches, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du museau du glacier, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des polygones au centre élevé sont visibles. La case indique la taille du terrain de football.
Vue rapprochée des polygones du centre haut près du glacier, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones du centre haut près du glacier, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones au centre haut près du glacier, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish L'encadré montre la taille du terrain de football.
Vue rapprochée des polygones du centre haut près du glacier, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Glacier en forme de langue, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large des écoulements en forme de langue, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des écoulements en forme de langue, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des écoulements en forme de langue et du terrain polygonal (qui est étiqueté), tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du terrain polygonal près des écoulements en forme de langue, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Rainures causées par le mouvement du glacier, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée et en couleur des polygones, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les polygones sont courants dans les sols riches en glace.
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.
Mad Vallis , vu par HiRISE. L'image de droite est un agrandissement d'une partie de l'autre image.
Chaînes, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Forme profilée dans l'ancienne vallée de la rivière, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. La forme profilée est la preuve de l'eau courante.
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaînes, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue sur les petits canaux, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des chaînes, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Réseau de canaux, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Valley, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Canal, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches indiquent la présence d'un méandre.
Vue rapprochée de petits canaux qui semblent provenir d'une couche du manteau, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaînes, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches
De nombreux endroits sur Mars présentent des roches disposées en couches. La roche peut former des couches de diverses 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 Sedimentary Geology of Mars.
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Des rochers sont également visibles sur l'image.
Large vue des couches, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du dépôt stratifié dans le cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Formation en couches, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des calques de l'image précédente, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue des couches, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Canal d'un ravin indiqué par des flèches Image agrandie à partir de l'image précédente
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue des couches, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Certaines couches se divisent en gros blocs
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Certaines couches se divisent en gros blocs
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Certaines couches sont claires, ce qui signifie qu'elles peuvent avoir été associées à de l'eau.
Vue rapprochée des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Certaines couches ont des tons clairs, ce qui signifie qu'elles peuvent avoir été associées à de l'eau.
Vue rapprochée des matériaux aux tons clairs, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les matériaux aux tons clairs ont été associés à l'eau.
Vue large des couches claires et sombres, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches aux tons clairs et foncés, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches aux tons clairs et foncés, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les différentes couleurs représentent différents minéraux.
Vue large des couches claires et sombres, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur des couches, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les différentes couleurs représentent différents minéraux.
Vue rapprochée en couleur des calques, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue des couches dans les monticules, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches dans le monticule, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain en nid d'abeille
Ces « cellules » relativement plates semblent avoir des couches ou des bandes concentriques, semblables à un nid d'abeilles. Ce terrain en « nid d'abeilles » a été découvert pour la première fois dans la partie nord-ouest de la Hellas. Le processus géologique responsable de la création de ces caractéristiques reste non résolu. Certains calculs indiquent que cette formation peut avoir été causée par la glace se déplaçant à travers le sol dans cette région. La couche de glace aurait eu entre 100 m et 1 km d'épaisseur. Lorsqu'une substance traverse une autre substance plus dense, cela s'appelle un diapir . Ainsi, il semble que de grandes masses de glace aient poussé des couches de roche dans des dômes qui ont été érodés. Une fois que l'érosion a enlevé le sommet des dômes en couches, des éléments circulaires sont restés.
On pense que les diapirs sont responsables des caractéristiques de la lune Triton de Neptune , de la lune Europa de Jupiter , de la lune Encelade de Saturne et de la lune Miranda d' Uranus .
Bandes et couches concentriques appelées « terrain en nid d'abeille » La photo a été prise par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Couches circulaires, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
couches et crêtes qui forment des motifs étranges, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des crêtes formant des motifs étranges, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain en nid d'abeille, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur du terrain en nid d'abeille, tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du terrain en nid d'abeille, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du terrain en nid d'abeilles, tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Cet agrandissement montre des matériaux se fragmentant en blocs. La flèche indique un bloc en forme de cube.
Ridges, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des crêtes concentriques et parallèles, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large du réseau de crêtes, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du réseau de crêtes, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du réseau de crêtes, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Ravines
Les ravines se produisent sur les pentes abruptes, en particulier sur les parois des cratères. On pense que les ravins sont relativement jeunes car ils ont peu ou pas de cratères. De plus, ils se trouvent au sommet de dunes de sable qui sont elles-mêmes considérées comme assez jeunes. Habituellement, chaque ravin a une alcôve, un canal et un tablier. Certaines études ont montré que les ravines se produisent sur des pentes orientées dans toutes les directions, d'autres ont constaté que le plus grand nombre de ravines se trouvent sur des pentes orientées vers les pôles, en particulier de 30 à 44 S.
Pendant des années, beaucoup ont cru que les ravines étaient formées par l'eau courante, mais d'autres observations démontrent qu'elles peuvent être formées par la glace sèche. Des études récentes décrivent l'utilisation de la caméra HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) sur MRO pour examiner les ravines sur 356 sites, à partir de 2006. Trente-huit des sites ont montré une formation de ravines active. Les images avant et après ont démontré que le moment de cette activité coïncidait avec le gel saisonnier du dioxyde de carbone et des températures qui n'auraient pas permis l'eau liquide. Lorsque la glace carbonique se transforme en gaz, elle peut lubrifier la matière sèche pour qu'elle s'écoule, en particulier sur les pentes raides. Certaines années, le gel, peut-être aussi épais que 1 mètre, déclenche des avalanches. Ce givre contient principalement de la glace sèche, mais aussi de petites quantités de glace d'eau.
Ravines dans le cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des ravines dans le cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Des polygones sont visibles dans cette vue rapprochée.
Vue large des couches et des ravins, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches indiquent les petits ravins.
Vue rapprochée du petit ravin, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue sur les ravines, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée et en couleur des ravines, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des ravines, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les courbes dans les canaux sont la preuve que ces ravines n'ont pas été créées par des glissements de terrain.
Polygones
Certaines surfaces sur Mars affichent des polygones. Ceux-ci peuvent être de tailles différentes. Les polygones sont un exemple de sol à motifs. Le sol polygonal à motifs est assez courant dans certaines régions de Mars.
Groupe de polygones, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain à motifs à Hellas, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le rectangle montre la taille d'un terrain de football.
Vue large des polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des parties de cette image sont agrandies dans les images suivantes.
Polygones, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish La flèche pointe vers les rochers qui se trouvent à l'intérieur de petits cratères.
Vue rapprochée des polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les calottes glaciaires exposées
D'épais dépôts de glace ont été découverts par une équipe de chercheurs utilisant des instruments à bord du Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Les scientifiques ont découvert huit pentes érodées montrant des calottes glaciaires d'une épaisseur pouvant atteindre 100 mètres. Sept des emplacements se trouvaient dans l'hémisphère sud. De nombreuses preuves de glace enfouie sous le sol sur de vastes régions de Mars ont déjà été trouvées par des études antérieures, mais cette étude a révélé que la glace n'était recouverte que d'une couche d'environ 1 ou 2 mètres d'épaisseur de sol . Shane Byrne du Laboratoire lunaire et planétaire de l'Université d'Arizona à Tucson, l'un des co-auteurs, a fait remarquer que les futurs colons de la planète rouge seraient capables de ramasser de la glace avec juste un seau et une pelle. La glace en couches est exposée dans des dépressions de forme triangulaire. Un mur est très raide et fait face au poteau. Le fait que la glace d'eau constitue les couches a été confirmé par le Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) à bord du Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Les spectres recueillis par CRISM ont montré de forts signaux d'eau. Les couches sont particulièrement importantes dans les dépressions du quadrilatère Hellas, comme le montrent les vues agrandies ci-dessous.
Vue large de la dépression triangulaire, vue par HiRISE La bande colorée montre la partie de l'image qui peut être vue en couleur. Le mur au sommet de la dépression contient de la glace pure. Ce mur fait face au pôle sud. L'emplacement est le quadrilatère Hellas.
Vue rapprochée en couleur du mur contenant de la glace de l'image précédente, vue par HiRISE
Vue large de la dépression triangulaire, vue par HiRISE Le mur qui fait face au pôle sud contient de la glace en couches distinctes qui sont visibles sur l'image suivante. L'emplacement est le quadrilatère Hellas.
Vue rapprochée du mur de la dépression triangulaire, vue par les couches HiRISE visibles dans le mur. Les couches inférieures sont inclinées, tandis que les couches proches de la surface sont plus ou moins horizontales. Un tel arrangement de couches est appelé " discordance angulaire ".
Vue large de la dépression triangulaire, vue par HiRISE Le mur qui fait face au pôle sud contient de la glace en couches distinctes qui sont visibles sur l'image suivante. L'emplacement est le quadrilatère Hellas.
Vue rapprochée du mur de la dépression triangulaire, vue par les couches HiRISE visibles dans le mur. Les couches inférieures sont inclinées, tandis que les couches proches de la surface sont plus ou moins horizontales. Un tel arrangement de couches est appelé " discordance angulaire ".
En plus d'être d'une grande valeur pour les futurs explorateurs, ces couches de glace pourraient nous aider à mieux comprendre l'histoire climatique de Mars. Ils fournissent un enregistrement du passé. Les grandes variations de l'inclinaison de la planète provoquent des variations climatiques dramatiques. Mars ne possède pas de grande lune pour maintenir son inclinaison stable. Aujourd'hui, la glace est concentrée aux pôles, avec une plus grande inclinaison, il y aura plus de glace aux latitudes moyennes. Ces changements climatiques peuvent être mesurés par l'étude de ces couches.
Ces dépressions triangulaires sont similaires à celles des terrains festonnés. Cependant, le terrain est festonné, présente une pente douce face à l'équateur et est arrondi.
Topographie festonnée
La topographie festonnée est courante dans les latitudes moyennes de Mars, entre 45° et 60° au nord et au sud. Il est particulièrement important dans la région d' Utopia Planitia , dans l'hémisphère nord, et dans la région de Peneus et Amphitrites Paterae dans l'hémisphère sud. Une telle topographie se compose de dépressions peu profondes et sans rebord avec des bords festonnés, communément appelées « dépressions festonnées » ou simplement « festons ». Les dépressions festonnées peuvent être isolées ou groupées et semblent parfois fusionner. Une dépression festonnée typique présente une pente douce face à l'équateur et un escarpement plus raide face aux pôles. On pense que les dépressions festonnées se forment à la suite de l'élimination de matériaux souterrains, éventuellement de glace interstitielle, par sublimation (transition directe d'un matériau de la phase solide à la phase gazeuse sans étape liquide intermédiaire). Ce processus est peut-être encore en cours à l'heure actuelle. Cette topographie peut être d'une grande importance pour la future colonisation de Mars car elle peut indiquer des dépôts de glace pure.
Étapes de la formation des pétoncles, vues par HiRISE. Ces formations se forment probablement à partir de la sublimation d'un sol riche en glace d'eau pure à plusieurs mètres de profondeur.
Un terrain festonné, tel que vu par HiRISE dans le cadre du programme HIWish, des traces de démons de poussière sont également visibles.
Fosses
Certains endroits sur Mars présentent des fosses. On pense qu'un vide a été créé et que des matériaux se sont effondrés dans les fosses. Ces fosses se forment probablement le plus souvent lorsque la glace quitte le sol, créant ainsi un vide. Dans la fine atmosphère de Mars, la glace se sublimera, surtout si une fissure se produit. La sublimation, c'est quand un solide se transforme directement en gaz. La glace sèche fait cela sur la Terre. Certaines fosses sont associées à des fissures en surface.
Large vue sur les fosses, vue par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Vue rapprochée des fosses, telles que vues par HiRISE sous le programme HIWish La boîte montre la taille des fosses. Certaines fosses sont aussi larges qu'un terrain de football est long.
Large vue sur les fosses et les pistes du diable de poussière , telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des fosses vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish L'encadré montre la taille du terrain de football. Les fosses dans l'image peuvent mesurer environ 10 à 20 mètres de diamètre.
Fosses, vues par HiRISE dans le cadre du programme HIWish
Images supplémentaires dans le quadrilatère Hellas
Carte du quadrilatère Hellas montrant deux grandes vallées fluviales qui descendent vers la gauche, vers le fond du cratère.
Champ de creux, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Caractéristiques de surface, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Creux sur le sol de Reull Vallis, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Terrain bagué ou tiré à la tire à Hellas, vu par Mars Global Surveyor . L'origine est inconnue à l'heure actuelle.
Centauri Montes , vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long. L'agrandissement original de l'image à gauche est plein de détails riches sur toutes les parties de l'image.
Ausonia Mensa , vue par MGS , dans le cadre du programme de ciblage public du MOC . Cette mensa érodée a de nombreux canaux.
Étapes de la formation des pétoncles, vues par HiRISE. Ces formations se forment probablement à partir de la sublimation d'un sol riche en glace d'eau pure à plusieurs mètres de profondeur.
Digue et auge possibles, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches pointent vers la digue possible le long du bord gauche de l'image. Les traits droits sont rares dans la nature; elles sont souvent dues aux digues et aux joints.
Des formes étranges, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish, une partie de cette image est agrandie dans l'image suivante.
Des crêtes se forment à partir de fissures, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish L'encadré en haut à gauche montre la taille du terrain de football.
Dunes, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large du terrain cérébral, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue latérale rapprochée du terrain cérébral de l'image précédente, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Rocher déplacé, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish La flèche pointe vers un gros rocher qui est définitivement déplacé. Il peut s'agir d'une météorite ou elle peut avoir été projetée ici par un impact proche.
Vue rapprochée d'une roche déplacée, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Il peut s'agir d'une météorite ou elle peut avoir été projetée ici par un impact à proximité.
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
- Terrain cérébral
- Climat de Mars
- Diapir
- Pistes de diable de poussière
- Géologie de Mars
- Glacier
- Glaciers sur Mars
- HiRISE
- Programme HiWish
- Cratère d'impact
- Manteau dépendant de la latitude
- Lacs sur Mars
- Remplissage de vallée ligné
- Liste des quadrangles sur Mars
- Tablier de débris de Lobate
- Ravins martiens
- Ressources de minerai sur Mars
- Cratère de piédestal
- Phénix (vaisseau spatial)
- Sol à motifs polygonaux
- Topographie festonnée
- Unité des hautes plaines
- Vallis
- L'eau sur Mars
Les références
Liens externes
- Lacs sur Mars - Nathalie Cabrol (SETI Talks)
- Martian Ice - Jim Secosky - 16e Convention annuelle internationale de la société Mars
- https://www.youtube.com/watch?v=kpnTh3qlObk [T. Gordon Wasilewski - Water on Mars - 20th Annual International Mars Society Convention] Décrit comment obtenir de l'eau de la glace dans le sol