Hesperia Planum - Hesperia Planum
Hesperia Planum est une vaste plaine de lave dans les hautes terres du sud de la planète Mars . La plaine se distingue par son nombre modéré de cratères d'impact et ses abondantes crêtes de rides . C'est également l'emplacement de l'ancien volcan Tyrrhena Mons ( Tyrrhena Patera ). La période hespérienne sur Mars est nommée d'après Hesperia Planum.
Origine du nom
La plupart des noms de lieux sur Mars proviennent de sources de la Bible ou de l'Antiquité classique . Hesperia est un terme poétique gréco-latin pour «terres à l'ouest», qui pour les anciens Grecs et Romains signifiait l' Italie , tandis que l' Espagne était appelée Hesperia Ultima . Planum (pl. Plana ) est le latin pour plateau ou haute plaine. C'est un terme descripteur utilisé en géologie planétaire pour un terrain relativement lisse et surélevé sur une autre planète ou lune .
La région Hesperia de Mars a été nommée par l'astronome italien Giovanni Schiaparelli en 1877 pour une caractéristique d'albédo de ton intermédiaire centrée à lat. 20 ° S, long. 240 ° W entre deux régions plus sombres. Croyant que les zones sombres étaient des plans d'eau, Schiaparelli a interprété Hesperia comme une plaine inondable ou un marais reliant deux mers adjacentes, la Mare Tyrrhenum et la Mare Cimmerium. Bien que l'existence des mers sur Mars ait été écartée au début du XXe siècle, la vraie nature de la région est restée obscure jusqu'à l' ère spatiale . En 1972, le vaisseau spatial Mariner 9 a montré que Hesperia était une plaine cratérisée striée de vent. L' Union astronomique internationale (UAI) a officiellement nommé la zone Hesperia Planum en 1973. Les zones sombres flanquant Hesperia Planum se sont avérées être des hautes terres fortement cratérisées. En 1979, l'AIU a désigné la région des hautes terres à l'ouest comme Tyrrhena Terra et à l'est comme Terra Cimmeria . ( Terra est un terme descripteur latin signifiant terre ou continent.)
Emplacement et description physique
Hesperia Planum est situé le long du large bord nord-est du bassin d'impact géant Hellas et est centré à lat. 22,3 ° S, long. 110 ° E dans le quadrilatère Mare Tyrrhenum (MC-22). Une petite partie de cette région au sud se trouve dans le quadrilatère Hellas . Il a une largeur maximale de 1 700 km (1 056 mi) et couvre une superficie d'environ 2 millions de km 2 (772 000 mi 2).
À grande échelle (> 100 m ou 330 pieds), Hesperia Planum apparaît lisse et de niveau, ayant une élévation de surface relativement uniforme de 1,2 km (0,75 mi) au-dessus du datum de Mars . La surface de la plaine est de 200 à 800 m (660 à 2 620 pieds) plus basse que les hautes terres environnantes de Tyrrhena Terra et Terra Cimmeria et est légèrement inclinée vers le sud, avec une pente régionale moyenne d'environ 0,03 °. Dans les images haute résolution (<19 m ou 62 ft / pixel), la surface d'Hesperia Planum est dominée par la poussière et les dépôts à grains fins. Peu de rochers ou d'affleurements rocheux sont visibles. Des cratères abondants et peu profonds remplis de dépôts lisses et plats sont courants. Aucun évents ou constructions volcaniques ne sont identifiables, bien que de petits canaux (<10 mètres de large) soient présents.
Géologie
Hesperia Planum est généralement interprété comme étant composé de laves d'inondation , bien que des sédiments volcanoclastiques ou lacustres stratifiés ( fond de lac) ne puissent être exclus. Les laves semblent remplir en partie une grande dépression topographique irrégulière qui existait à l' époque noachienne . Les bords des cratères d'impact préexistants sont encore visibles par endroits, ce qui indique que les dépôts de lave ont une épaisseur de 250 à 500 m. Le volume de laves dans Hesperia Planum est comparable à celui trouvé dans les grandes provinces ignées de la Terre, comme le groupe de basalte du fleuve Columbia .
Impact cratère et âge
La quantité modérée de cratères sur Hesperia Planum indique que la plaine a un âge intermédiaire dans l'histoire martienne. En géologie planétaire , la densité numérique des cratères d'impact est une mesure de l' âge relatif d'une surface planétaire. Les surfaces fortement cratérisées sont vieilles et les surfaces clairsemées sont jeunes. Hesperia Planum est la localité type pour le système hespérien et la période. Les laves constituant Hesperia Planum définissent la base du système hespérien . Ils ont éclaté au début de la période hespérienne il y a environ 3700 millions d'années. (Mars lui-même, avec les autres planètes, s'est formé il y a environ 4500 millions d'années.) Les laves hespériennes sont plus jeunes que les roches des terrains noachiens fortement cratérisés mais plus anciennes que les roches formées au cours de la période amazonienne plus récente. (Voir Géologie de Mars .)
Crêtes de rides
Les crêtes de rides sont de longs sommets topographiques linéaires avec une morphologie distinctive qui consiste en un arc bas et large surmonté d'une crête crénelée étroite (photo de gauche). Ce sont des caractéristiques communes sur la Lune où elles se produisent exclusivement dans les plaines de coulée de lave (la maria lunaire ). On pense que leur apparition sur Mars reflète une association volcanique similaire. Ainsi, les zones sur Mars avec d'abondantes crêtes de rides sont interprétées comme des plaines formées par de la lave basaltique très fluide ( basaltes d'inondation ). On pense que les crêtes elles-mêmes sont l'expression de surface de failles de poussée formées après la mise en place des coulées de lave. Ce ne sont pas des caractéristiques volcaniques, mais des structures tectoniques secondaires qui se forment dans des roches denses et compétentes (comme des basaltes stratifiés) qui ont subi des contraintes de compression. Les «plaines striées» d'âge hespérien comme Hesperia Planum couvrent environ 30% de la surface martienne.
Tyrrhenus Mons
Tyrrhenus Mons ( Tyrrhena Patera ) est un volcan érodé de basse altitude dans la partie ouest de Hesperia Planum. C'est l'un des plus anciens grands volcans à évacuation centrale de la planète et un membre d'une classe de volcans appelés highland paterae , qui ont éclaté principalement à la fin de Noach et au début de l' Hespérien . Tyrrhenus Mons se dresse à seulement 1,5 km au-dessus des plaines environnantes. En son centre se trouve une dépression de 40 km de diamètre, ou caldeira , d'où rayonnent de nombreuses vallées et crêtes à fond plat qui suggèrent que le volcan a été fortement érodé. Le bas relief de Tyrrhenus Mons combiné à son état dégradé indique que le volcan se compose en grande partie de matériaux friables et facilement érodés tels que les cendres volcaniques . Les cendres provenaient probablement de l'interaction du magma avec les eaux souterraines ou la glace.
Dunes
Dunes, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des dunes, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fermer, vue en couleur des dunes vue par HiRISE sous le programme HiWish Les ondulations sont visibles sur la surface des dunes.
Carte interactive de Mars
Carte d'image interactive de la topographie globale de Mars . Passez la souris sur l'image pour voir les noms de plus de 60 entités géographiques importantes, puis cliquez pour les lier. La coloration de la carte de base indique les élévations relatives , basées sur les données de l' altimètre laser Mars Orbiter sur 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 est 0 km ; les verts et les bleus sont des altitudes plus basses (jusqu'à −8 km ). Les axes sont la latitude et la longitude ; Les régions polaires sont notées.
Les références
Bibliographie et lectures recommandées
- Boyce, Joseph, M. (2008). Le livre Smithsonian de Mars; Konecky et Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
- Carr, Michael, H. (2006). La surface de Mars; Cambridge University Press: Cambridge, Royaume-Uni, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Hartmann, William, K. (2003). Un guide du voyageur sur Mars: les paysages mystérieux de la planète rouge; Ouvrier: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Morton, Oliver (2003). Cartographie de Mars: science, imagination et naissance d'un monde; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X .
- Sheehan, William (1996). La planète Mars: une histoire d'observation et de découverte; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5 . http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/MARS/CONTENTS.HTM .
Liens externes
- Carte géologique de la région de Reull Vallis de Mars , comprend une partie du sud de Hesperia Planum, par Astrogeology Science Center, US Geological Survey