Quadrangle de Tharsis - Tharsis quadrangle
 Carte du quadrilatère de Tharsis à partir des données de l' altimètre laser Mars Orbiter (MOLA). Les altitudes les plus élevées sont blanches et les plus basses sont bleues.
| |
| Coordonnées | 15°00′N 112°30′W / 15°N 112.5°W Coordonnées : 15°N 112.5°W15°00′N 112°30′W / |
|---|---|
Le quadrilatère de Tharsis 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 de Tharsis est également appelé MC-9 (Mars Chart-9). Le nom Tharsis fait référence à une terre mentionnée dans la Bible. Il se trouve peut-être à l'emplacement de la vieille ville de Tartessos à l'embouchure du Guadalquivir .
Le quadrilatère couvre la zone de 90° à 135° de longitude ouest et de 0° à 30° de latitude nord sur Mars et contient la majeure partie de l' élévation de Tharsis . Le plateau est à peu près aussi haut que le mont Everest sur Terre et à peu près aussi grand que toute l'Europe. Tharsis contient un groupe de grands volcans. Olympus Mons est le plus haut.
Volcans
Tharsis est une terre de grands volcans . Olympus Mons est le plus haut volcan connu du système solaire ; il est 100 fois plus gros que n'importe quel volcan sur Terre. Ascraeus Mons et Pavonis Mons mesurent au moins 200 milles de diamètre et se trouvent à plus de six milles au-dessus du plateau sur lequel ils se trouvent - et le plateau est de trois à quatre milles au-dessus de l'altitude zéro de Mars. Pavonis Mons, au milieu d'une ligne de trois volcans, se trouve à peu près au point mort de l'équateur. Mons est un terme utilisé pour un grand élément surélevé. Tholus est à peu près le même, mais plus petit. Une patère est plus plate et ressemble à un volcan avec une très grande ouverture. En fait, une patère se forme lorsque le sommet d'un volcan s'effondre car sa chambre magmatique est vide. Crater Lake Oregon a été formé de cette façon. Plusieurs volcans forment une ligne droite dans le soulèvement de Tharsis. Deux principaux sont dans le quadrilatère de Tharsus : Ascraeus Mons et Pavonis Mons. Il a été proposé que ceux-ci soient le résultat du mouvement des plaques qui, sur Terre, crée des îles d'arc volcanique.
Bien que Mars présente de nombreux volcans ici et ailleurs, il n'y a eu aucune preuve d'activité volcanique récente, même à un niveau très bas. Des recherches, publiées en 2017, n'ont trouvé aucune libération active de gaz volcaniques au cours de deux années martiennes successives. Ils ont recherché le dégazage des produits chimiques contenant du soufre avec des spectromètres.
Images
Carte du quadrilatère de Tharsis
Région Olympus Mons
Caractéristiques autour d'Olympus Mons
2001 Mars Odyssey THEMIS mosaïque d' Uranius Tholus (volcan supérieur) et de Ceraunius Tholus (volcan inférieur). Ce dernier est à peu près aussi haut que le mont Everest de la Terre.
2001 Mars Odyssey THEMIS mosaïque de Tharsis Tholus .
Partie ouest de Jovis Tholus , vue par THEMIS .
Ulysse Tholus, avec sa situation par rapport aux autres volcans illustrés (photo THEMIS).
Topographie d' Ascraeus Mons .
Cratère au sommet d' Ulysse Patera , vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Notez l'absence de rebord. Les cratères volcaniques n'ont généralement pas de bord, comme la plupart des cratères d'impact.
Influence potentielle des émissions volcaniques sur le climat
Certains scientifiques soutiennent que Tharsis a eu une grande influence sur le climat de Mars. Les volcans dégagent de grandes quantités de gaz lorsqu'ils entrent en éruption. Les gaz sont généralement de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone . Certaines estimations estiment que la quantité de gaz rejetée dans l'atmosphère est suffisante pour rendre l'atmosphère plus épaisse que celle de la Terre. De plus, l'eau libérée par les volcans aurait pu suffire à couvrir la totalité de Mars jusqu'à une profondeur de 120 mètres. L' effet de serre du dioxyde de carbone élève la température d'une planète en piégeant la chaleur sous forme de rayonnement infrarouge . Les éruptions volcaniques sur Tharsis auraient pu rendre Mars plus semblable à la Terre dans le passé. Mars a peut-être eu autrefois une atmosphère beaucoup plus épaisse et plus chaude. Des océans et/ou des lacs peuvent avoir été présents.
Fosse
Le quadrilatère de Tharsis abrite également de grands creux (longues dépressions étroites) appelés fosses dans le langage géographique utilisé pour Mars. Les Fossae dans cette zone sont Ulysses Fossae , Olympica Fossae , Ceraunius Fossae et Tractus Fossae . Ces creux se forment lorsque la croûte est étirée jusqu'à ce qu'elle se brise. L'étirement peut être dû au poids important d'un volcan voisin. Des études ont montré que les volcans de Tharsis ont causé la plupart des principales fosses sur Mars. Le stress qui a causé les fosses et autres caractéristiques tectoniques est centré à Noctis Labyrinthus , à 4 S et 253 E. Mais le centre s'est quelque peu déplacé avec le temps. Les fosses/cratères de fosse sont communs près des volcans dans le système de volcans Tharsis et Elysium. Un creux a souvent deux cassures avec une section médiane descendant, laissant des falaises abruptes le long des côtés; un tel creux s'appelle un graben . Des études ont montré que sur Mars, une faille peut atteindre 5 km de profondeur, c'est-à-dire que la rupture de la roche descend jusqu'à 5 km. De plus, la fissure ou la faille s'élargit ou se dilate parfois. Cet élargissement provoque la formation d'un vide avec un volume relativement important. Lorsque le matériau glisse dans le vide, un cratère ou une chaîne de cratère se forme. Les cratères de fosse n'ont pas de bords ou d'éjectas autour d'eux, comme les cratères d'impact. Sur Mars, des cratères individuels peuvent se rejoindre pour former des chaînes ou même pour former des creux qui sont parfois festonnés. D'autres idées ont été suggérées pour la formation de fosses et de cratères. Il existe des preuves qu'ils sont associés à des dykes de magma. Le magma pourrait se déplacer sous la surface, casser la roche et, plus important encore, faire fondre la glace. L'action résultante provoquerait la formation d'une fissure à la surface. Les cratères de puits ne sont pas courants sur Terre. Les gouffres , où le sol tombe dans un trou (parfois au milieu d'une ville) ressemblent à des cratères sur Mars. Cependant, sur Terre, ces trous sont causés par la dissolution du calcaire , provoquant ainsi un vide.
La connaissance des emplacements et des mécanismes de formation des cratères et des fosses est importante pour la future colonisation de Mars car ils peuvent être des réservoirs d'eau.
La butte d' Ulysses Fossae , vue par HiRISE.
Ceraunius Fossae , vu par HiRISE.
Olympica Fossae , vue par HiRISE. Cliquez sur l'image pour voir les couches rocheuses dans le mur.
Creux dans le Tractus Fossae causé par des failles et l'effondrement résultant du matériau en failles formant une chaîne de fosses, comme l'a vu Mars Global Surveyor .
Tractus Fossae Ringed Pit, vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 1000 mètres de long.
Fosses et auges avec couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Ligne de fosses se transformant en auge, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Fossae, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Abreuvoirs et canaux, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Glaciers
Certains scientifiques voient des preuves que des glaciers existent sur de nombreux volcans de Tharsis, notamment Olympus Mons, Ascraeus Mons et Pavonis Mons. Ceraunius Tholus a peut-être même fait fondre ses glaciers pour former des lacs temporaires dans le passé.
Stries sombres sur les pentes
Certaines photos ci-dessous montrent des stries sombres : sur les pentes sur de gros blocs juste à gauche de Tharsis Tholus , sur Ceraunius Fossae et sur Olympica Fossae . De telles traînées sont courantes sur Mars. Ils se produisent sur les pentes abruptes des cratères, des creux et des vallées. Les stries sont sombres au début. Ils s'éclaircissent avec l'âge. Parfois, ils commencent dans un endroit minuscule, puis s'étendent et vont sur des centaines de mètres. On les a vus contourner des obstacles, comme des rochers. On pense qu'il s'agit d'avalanches de poussière brillante qui exposent une couche sous-jacente plus sombre. Cependant, plusieurs idées ont été avancées pour les expliquer. Certains impliquent l'eau ou même la croissance d'organismes. Les stries apparaissent dans les zones couvertes de poussière. Une grande partie de la surface martienne est recouverte de poussière. La poussière fine se dépose hors de l'atmosphère et recouvre tout. Nous en savons beaucoup à ce sujet car les panneaux solaires des Mars Rovers s'en recouvrent, réduisant ainsi l'énergie électrique. La puissance des Rovers a été maintes fois restituée par le vent, sous forme de diables de poussière , dégageant les panneaux et augmentant ainsi la puissance. Les tempêtes de poussière sont fréquentes, surtout lorsque la saison printanière commence dans l'hémisphère sud. A cette époque, Mars est 40% plus proche du soleil. L'orbite de Mars est beaucoup plus elliptique que celle de la Terre. C'est la différence entre le point le plus éloigné du soleil et le point le plus proche du soleil est très grande pour Mars, mais seulement une petite quantité pour la Terre. De plus, toutes les quelques années, la planète entière est engloutie dans des tempêtes de poussière mondiales. Lorsque l' engin Mariner 9 de la NASA y est arrivé, rien ne pouvait être vu à travers la tempête de poussière. D'autres tempêtes de poussière mondiales ont également été observées depuis lors.
Les collines en terrasses de Sulci Gordii , vues par HiRISE . De nombreuses stries sombres sont visibles.
Canal Ceraunius Tholus , vu par HiRISE. Le cratère sommital de Ceraunius Tholus est juste à droite de cette photo. Cliquez sur l'image pour voir les stries sombres des pentes. La barre d'échelle mesure 1000 mètres de long. Les lignes droites foncées sont celles où aucune donnée n'a été collectée.
Des recherches, publiées en janvier 2012 dans Icarus , ont révélé que des traînées sombres étaient initiées par des souffles d'air provenant de météorites voyageant à des vitesses supersoniques . L'équipe de scientifiques était dirigée par Kaylan Burleigh , 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 motifs ont émergé. Le nombre de stries était le plus élevé plus près du site d'impact. Donc, l'impact a probablement causé les stries. De plus, la répartition des stries formait un motif avec deux ailes s'étendant à partir du site d'impact. Les ailes recourbées ressemblaient à des cimeterres , des couteaux recourbés. Ce schéma suggère qu'une interaction de souffles d' air du groupe de météorites a suffisamment secoué la poussière pour déclencher des avalanches de poussière qui ont formé les nombreuses traînées sombres. Au début, on pensait que les secousses du sol causées par l'impact provoquaient 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 milles) au sud d' Olympus Mons , sur un type de terrain appelé la formation Medusae Fossae . La formation est recouverte de poussière et contient des crêtes sculptées par le vent appelées yardangs . Ces yardangs ont des pentes raides recouvertes d'une épaisse couche de poussière, de sorte que lorsque le bang sonique du souffle d'air 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 trouvé environ 20 nouveaux impacts chaque année sur Mars. Parce que le vaisseau spatial a photographié Mars presque en continu pendant une période de 14 ans, les images les 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 dans une image HiRISE de février 2006, mais n'étaient pas présents dans une image de Mars Global Surveyor prise en mai 2004, l'impact s'est produit dans cette période.
Le plus grand cratère de l'amas mesure environ 22 mètres (72 pieds) de diamètre et est proche de la superficie d'un terrain de basket. Alors que la météorite traversait l'atmosphère martienne, elle s'est probablement brisée ; par conséquent, un groupe serré de cratères d'impact en a résulté. Des stries de pente sombre sont observées depuis un certain temps, et de nombreuses idées ont été avancées pour les expliquer. Cette recherche a peut-être finalement résolu ce mystère.
L'image indique un amas de cratères et des lignes courbes formées par le souffle de météorites. Les météorites ont provoqué un souffle d'air qui a provoqué des avalanches de poussière sur les pentes raides. L'image provient de HiRISE .
Gros plan sur l'image précédente le long de la limite clair/obscur. La ligne sombre au milieu de l'image montre la frontière entre la zone claire et la zone sombre des lignes courbes. Les flèches vertes indiquent les zones de crêtes élevées. La poussière meuble s'est déplacée le long des pentes raides lorsqu'elle a senti le souffle d'air provenant des frappes de météorites. L'image provient de HiRISE.
Coulées de lave
Des coulées de lave dans le quadrilatère de Tharsis.
Coulée de lave dans le quadrilatère de Tharsis, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Gros plan sur une coulée de lave avec des étiquettes, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente de coulées de lave.
L'image montre à la fois des coulées de lave jeunes et âgées de la base d' Olympus Mons . La plaine plate est le flux le plus jeune. L'écoulement plus ancien a des canaux avec des digues le long de leurs bords. La présence de digues est assez courante dans de nombreuses coulées de lave.
Coulées de lave avec des coulées plus anciennes et plus jeunes étiquetées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue sur la lave qui coule sur la falaise autour d'Olympus Mons, vue par CTX
Vue rapprochée de la lave se déplaçant sur la falaise autour d'Olympus Mons, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Autres caractéristiques du quadrilatère de Tharsis
Bloc Tharsis Tholus , vu par HiRISE. Le bloc a probablement dégringolé sur Tharsis Tholus qui se trouve juste à droite.
Le cratère de Pangboche, vu par HiRISE. Le cratère de Pangboche est un très jeune cratère de 11 km de diamètre situé près du sommet de l'Olympus Mons. Remarquez les parois abruptes.
Sol Tractus Catena , vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Gigas Sulci , vu par THEMIS . Les crêtes linéaires ondulées sont des dunes. Des stries sombres sont visibles sur certaines pentes si vous cliquez sur l'image pour l'agrandir.
Le cratère Rahe, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Delta dans le cratère Rahe, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Rahe.
Flux et fosses, vus 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.