Quadrangle Sinus Sabaeus - Sinus Sabaeus quadrangle

Sinus Sabaeus quadrangulaire
USGS-Mars-MC-20-SinusSabaeusRegion-mola.png
Carte du quadrilatère Sinus Sabaeus à partir des données de l' altimètre laser de l'orbiteur de Mars (MOLA). Les altitudes les plus élevées sont rouges et les plus basses sont bleues.
Coordonnées 15°00′S 337°30′W / 15°S 337,5°W / -15; -337,5 Coordonnées : 15°S 337,5°W15°00′S 337°30′W /  / -15; -337,5
Image du quadrilatère Sinus Sabaeus (MC-20). La majeure partie de la région contient des hautes terres fortement cratérisées. La partie nord comprend le cratère Schiaparelli .

Le quadrilatère Sinus Sabaeus 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) . Il est également appelé MC-20 (Mars Chart-20). Le quadrilatère Sinus Sabaeus couvre la zone de 315° à 360° de longitude ouest et de 0° à 30° de latitude sud sur Mars . Il contient Schiaparelli , un grand cratère facilement visible qui se trouve près de l'équateur. Le quadrilatère Sinus Sabaeus contient des parties de Noachis Terra et Terra Sabaea .

Le nom vient d'un endroit riche en encens au sud de la péninsule arabique (le golfe d'Aden).

Couches

Le cratère Wislicenus et le cratère du bassin Schiaparelli contiennent des couches, également appelées strates. De nombreux endroits sur Mars présentent des roches disposées en couches. Parfois, les couches sont de couleurs différentes. Les roches aux tons clairs 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 décomposer en fines poussières. D'autres couches se brisent 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 les rochers. Le basalte a été identifié sur Mars à de nombreux endroits. Les instruments des engins spatiaux en orbite ont détecté de l' argile (également appelée phyllosilicates ) dans certaines couches. Les scientifiques sont enthousiastes à l'idée de trouver des minéraux hydratés tels que des sulfates et des argiles sur Mars, car ils se forment généralement en présence d'eau. Les endroits qui contiennent des argiles et/ou d'autres minéraux hydratés seraient de bons endroits pour rechercher des preuves de vie.

La roche peut former des couches de diverses manières. Les volcans, le vent ou l'eau peuvent produire des couches. 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, au cours du processus, elle a dissous de nombreux minéraux de la roche qu'elle a traversée. Lorsque les eaux souterraines font surface dans des zones basses contenant des sédiments, l'eau s'évapore dans l'atmosphère mince et laisse derrière elle des minéraux sous forme de dépôts et/ou d'agents de cimentation. Par conséquent, les couches de poussière ne pouvaient pas s'éroder facilement par la suite car elles étaient cimentées ensemble. Sur Terre, les eaux riches en minéraux s'évaporent souvent en formant d'importants dépôts de divers types de sels et d'autres minéraux . Parfois, l'eau s'écoule à travers les aquifères de la Terre, puis s'évapore à la surface, comme cela est supposé pour Mars. Un endroit où cela se produit sur Terre est le Grand Bassin Artésien d' Australie . Sur Terre, la dureté de nombreuses roches sédimentaires , comme le grès , est en grande partie due au ciment qui a été mis en place lors du passage de l'eau.

Cratère Schiaparelli

Schiaparelli est un cratère d'impact sur Mars situé près de l'équateur de Mars. Il mesure 461 kilomètres (286 mi) de diamètre et est situé à 3° de latitude sud et 344° de longitude. Certains endroits de Schiaparelli présentent de nombreuses couches qui peuvent s'être formées par le vent, les volcans ou les dépôts sous l'eau.

Autres cratères

Lorsqu'une comète ou un astéroïde entre en collision à grande vitesse interplanétaire avec la surface de Mars, cela crée un cratère d'impact primaire. L'impact primaire peut également éjecter un nombre important de roches qui finissent par retomber pour former des cratères secondaires. Les cratères secondaires peuvent être disposés en grappes. Tous les cratères de l'amas semblent également érodés ; indiquant qu'ils auraient tous le même âge. Si ces cratères secondaires se sont formés à partir d'un seul grand impact à proximité, ils se seraient alors formés à peu près au même instant. L'image ci-dessous du cratère Denning montre un groupe de cratères secondaires.

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. Si l'on mesure le diamètre d'un cratère, la profondeur d'origine peut être estimée avec divers rapports. En raison de cette relation, les chercheurs ont découvert que de nombreux cratères martiens contiennent une grande quantité de matière ; on pense qu'il s'agit en grande partie de glace déposée lorsque le climat était différent. Parfois, les cratères exposent des couches qui ont été enfouies. Des roches provenant des profondeurs du sous-sol sont jetées à la surface. Par conséquent, les cratères peuvent nous montrer ce qui se trouve profondément sous la surface.

Roche blanche dans le cratère Pollack

Dans la région se trouve le cratère Pollack , qui contient des dépôts de roche claire. Mars a une surface ancienne par rapport à la Terre. Alors qu'une grande partie de la surface terrestre de la Terre n'a que quelques centaines de millions d'années, de vastes zones de Mars ont des milliards d'années. Certaines surfaces se sont formées, érodées, puis recouvertes de nouvelles couches de roches. Le vaisseau spatial Mariner 9 dans les années 1970 a photographié un élément appelé « White Rock ». Des images plus récentes ont révélé que la roche n'est pas vraiment blanche, mais que la zone à proximité est si sombre que la roche blanche semble vraiment blanche. On pensait que cette caractéristique aurait pu être un dépôt de sel, mais les informations provenant des instruments de Mars Global Surveyor ont plutôt démontré qu'il s'agissait probablement de cendres ou de poussières volcaniques. Aujourd'hui, on pense que White Rock représente une ancienne couche rocheuse qui remplissait autrefois tout le cratère dans lequel elle se trouve, mais aujourd'hui, elle a depuis été en grande partie érodée. L'image ci-dessous montre de la roche blanche avec une tache de la même roche à une certaine distance du gisement principal, on pense donc que la matière blanche couvrait autrefois une zone beaucoup plus grande.

Roches blanches du cratère Pollack :

Canaux dans le quadrilatère Sinus Sabaeus

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.

Crêtes

Autres scènes du quadrilatère Sinus Sabaeus

Autres quadrangles de Mars

L'image ci-dessus contient des liens cliquablesImage cliquable des 30 quadrangles cartographiques de Mars, définis par l' USGS . Les numéros du quadrilatère (commençant par MC pour "Mars Chart") et les noms renvoient aux articles correspondants. Le nord est au sommet; 0°N 180°W / 0°N 180°W / 0; -180 est à l'extrême gauche de l' équateur . Les images cartographiques ont été prises par le Mars Global Surveyor .
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Carte interactive de Mars

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraCarte de Mars
L'image ci-dessus contient des liens cliquablesCarte-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 altitudes 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 aussi : la carte Mars Rovers et la carte Mars Memorial ) ( voirdiscuter )


Voir également

Les références

Lectures complémentaires

  • Grotzinger, J. et R. Milliken (éd.). 2012. Géologie sédimentaire de Mars. SEPM.

Liens externes