Quadrangle de Thaumasie - Thaumasia quadrangle
Coordonnées | 47°30′S 90°00′W / 47.5°S 90°W Coordonnées : 47.5°S 90°W47°30′S 90°00′W / |
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Le quadrilatère de Thaumasie 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 Thaumasie est également appelé MC-25 (Mars Chart-25). Le nom vient de Thaumas , le dieu des nuages et des apparitions célestes.
Le quadrilatère de Thaumasie couvre la zone de 60° à 120° de longitude ouest et de 30° à 65° de latitude sud sur Mars . Le quadrilatère Thaumasia contient de nombreuses régions différentes ou parties de nombreuses régions : Solis Planum , Icaria Planum , Aonia Terra , Aonia Planum , Bosphore Planum et Thaumasia Planum . L'un des premiers grands réseaux de canaux de diffusion, appelé Warrego Valles, a été découvert ici par les premiers orbiteurs. Un autre signe d'eau est la présence de ravines creusées dans des pentes abruptes.
Ravins martiens
Les ravines sont courantes dans certaines parties de Mars. Les ravines se produisent sur les pentes abruptes, en particulier sur les parois des cratères. On pense que les ravins martiens 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.
Bien que de nombreuses idées aient été avancées pour les expliquer, les plus populaires concernent l'eau liquide provenant d'un aquifère , de la fonte à la base d'anciens glaciers , ou de la fonte de la glace dans le sol lorsque le climat était plus chaud.
Il existe des preuves pour les trois théories. La plupart des têtes d'alcôve de ravines se trouvent au même niveau, tout comme on pourrait s'y attendre d'un aquifère . Diverses mesures et calculs montrent que de l'eau liquide pourrait exister dans les aquifères aux profondeurs habituelles où commencent les ravines. Une variante de ce modèle est que la montée de magma chaud aurait pu faire fondre la glace dans le sol et faire couler de l'eau dans les aquifères. Les aquifères sont des couches qui permettent à l'eau de s'écouler. Ils peuvent être constitués de grès poreux. La couche aquifère serait perchée au-dessus d'une autre couche qui empêche l'eau de descendre (en termes géologiques elle serait qualifiée d'imperméable). Parce que l'eau dans un aquifère est empêchée de descendre, la seule direction dans laquelle l'eau piégée peut s'écouler est horizontalement. Finalement, l'eau pourrait s'écouler à la surface lorsque l'aquifère atteint une rupture, comme un mur de cratère. Le débit d'eau qui en résulte pourrait éroder le mur et créer des ravines. Les aquifères sont assez communs sur Terre. Un bon exemple est "Weeping Rock" dans le parc national de Zion en Utah .
Quant à la théorie suivante, 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 a une texture bosselée, ressemblant à la surface d'un ballon de basket. Le manteau peut ressembler à un glacier et, dans certaines conditions, la glace qui s'y mélange peut fondre et s'écouler le long des pentes et former des ravins. Parce qu'il y a peu de cratères sur ce manteau, le manteau est relativement jeune. Une excellente vue de ce manteau est montrée ci-dessous dans l'image du bord du cratère Ptolemaeus, vue par HiRISE .
Le manteau riche en glace peut être le résultat des changements climatiques. 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 revient 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 condensera sur les particules, puis tombera au sol en raison du poids supplémentaire du revêtement d'eau. Lorsque Mars est à sa plus grande inclinaison ou obliquité, jusqu'à 2 cm de glace pourraient être retirés de la calotte glaciaire estivale et déposés aux latitudes moyennes. Ce mouvement d'eau pourrait durer plusieurs milliers d'années et créer une couche de neige pouvant atteindre une dizaine de mètres d'épaisseur. 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. Les mesures des altitudes et des pentes des ravines soutiennent l'idée que les manteaux neigeux ou les glaciers sont associés aux ravines. Les pentes plus raides ont plus d'ombre qui préserverait la neige.
Les altitudes plus élevées ont beaucoup moins de ravins parce que la glace aurait tendance à se sublimer davantage dans l'air raréfié de l'altitude plus élevée. Très peu de ravines se trouvent dans la région de Thaumasie; cependant, quelques-uns sont présents dans les altitudes inférieures comme celle illustrée ci-dessous dans le cratère de Ross .
Image CTX d'une partie du cratère Ross montrant le contexte de la prochaine image de HiRISE.
Les ravines du cratère Ross, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish . Parce que les ravines se trouvent sur le bord étroit d'un cratère et qu'elles commencent à des hauteurs différentes, cet exemple n'est pas cohérent avec le modèle de ravines causées par les aquifères.
La troisième théorie pourrait être possible puisque les changements climatiques peuvent être suffisants pour simplement permettre à la glace dans le sol de fondre et ainsi de former les ravines. Pendant un climat plus chaud, les premiers mètres de sol pourraient dégeler et produire une « coulée de débris » similaire à celles de la côte est sèche et froide du Groenland. Étant donné que les ravines se produisent sur des pentes abruptes, seule une petite diminution de la résistance au cisaillement des particules de sol est nécessaire pour commencer l'écoulement. De petites quantités d'eau liquide provenant de la fonte des glaces souterraines pourraient suffire. Les calculs montrent qu'un tiers de mm de ruissellement peut être produit chaque jour pendant 50 jours de chaque année martienne, même dans les conditions actuelles.
Dunes de sable
De nombreux endroits sur Mars ont des dunes de sable. Certains cratères de Thaumasie présentent des taches sombres. Des photos haute résolution montrent que les marques sombres sont des dunes de sable sombres. Les dunes de sable sombre contiennent probablement du basalte de roche ignée. Le cratère Brashear , illustré ci-dessous, est un cratère avec des dunes sombres.
Vue large de Brashear (cratère martien) près d'autres cratères, comme vu par MOLA dans lequel les élévations sont indiquées par différentes couleurs.
Image de contexte de Mars Global Surveyor avec une boîte indiquant où se trouve l'image suivante.
Image de Mars Global Surveyor d'une partie de la zone de la photo précédente. Les taches sombres sont résolues pour être des dunes de sable. Image prise dans le cadre du programme de ciblage public du MOC .
Vallées de Warrego
Les images Mariner 9 et Viking Orbiter montraient un réseau de vallées ramifiées à Thaumasie appelé Warrego Valles . Ces réseaux sont la preuve que Mars a peut-être été plus chaude, plus humide et peut-être reçu des précipitations sous forme de pluie ou de neige. Une étude avec l' altimètre laser Mars Orbiter , le système d'imagerie par émission thermique (THEMIS) et la caméra Mars Orbiter (MOC) soutient l'idée que Warrego Valles s'est formé à partir de précipitations. À première vue, ils ressemblent à des vallées fluviales sur notre Terre. Mais des images plus nettes provenant de caméras plus avancées révèlent que les vallées ne sont pas continues. Ils sont très anciens et peuvent avoir souffert des effets de l'érosion. Une image ci-dessous montre certaines de ces vallées ramifiées.
Canaux près de Warrego Valles , vus par THEMIS . Ces canaux ramifiés sont des preuves solides de l'écoulement de l'eau sur Mars, peut-être pendant une période beaucoup plus chaude.
Cratères
La densité des cratères d'impact est utilisée pour déterminer les âges de surface de Mars et d'autres corps du système solaire. Plus la surface est ancienne, plus il y a de cratères. Les formes des cratères peuvent révéler la présence de glace au sol.
La zone autour des cratères peut être riche en minéraux. Sur Mars, la chaleur de l'impact fait fondre la glace dans le sol. L'eau de la fonte des glaces dissout les minéraux, puis les dépose dans les fissures ou les failles produites par l'impact. Ce processus, appelé altération hydrothermale, est l'un des principaux modes de production des gisements de minerai. La zone autour des cratères martiens pourrait être riche en minerais utiles pour la future colonisation de Mars. Des études sur la terre ont documenté que des fissures se produisent et que des veines de minéraux secondaires se déposent dans les fissures. Les images des satellites en orbite autour de Mars ont détecté des fissures près des cratères d'impact. De grandes quantités de chaleur sont produites lors des impacts. La zone autour d'un impact important peut prendre des centaines de milliers d'années pour se refroidir. De nombreux cratères contenaient autrefois des lacs. Parce que certains fonds de cratère présentent des deltas, nous savons que l'eau devait être présente pendant un certain temps. Des dizaines de deltas ont été repérés sur Mars. Les deltas se forment lorsque les sédiments sont emportés par un ruisseau qui pénètre dans un plan d'eau calme. Il faut un peu de temps pour former un delta, donc la présence d'un delta est excitante ; cela signifie que l'eau a été là pendant un certain temps, peut-être pendant de nombreuses années. Des organismes primitifs peuvent s'être développés dans ces lacs; par conséquent, certains cratères peuvent être des cibles privilégiées pour la recherche de preuves de vie sur la planète rouge.
Côté est du cratère Douglass , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter )
Le cratère de Lamont , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les zones sombres sont composées principalement de dunes.
Le cratère de Coblentz , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Le cratère Biachini , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Des traces de diables de poussière et des dunes sont visibles sur le sol. Les lignes étroites et sombres sont des traces de diable de poussière.
Le cratère de Fontana , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Les traces du diable de poussière juste à l'extérieur du bord nord du cratère Fontana, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Fontana.
Cratère de Lampland (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Slipher Crater (Martian Crater) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
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.
Cratère et l'un des nombreux canaux à proximité, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish L'image provient d' Icaria Planum .
Autres vues de Thaumasie
Carte du quadrilatère de Thaumasie avec les principaux cratères étiquetés. Le cratère Lowell doit son nom à Percival Lowell .
Lowell Crater Northeast Rim, vu par HiRISE . Le fond du cratère est vers le bas de l'image.
Image CTX d' Icaria Planum qui montre l'emplacement de l'image suivante.
Couches dans le dépôt du manteau, vues par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish . Le manteau a probablement été formé à partir de neige et de poussière tombant sous un climat différent.
Bord du cratère Porter , vu avec Mars Global Surveyor .
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars
Voir également
Les références
Lectures complémentaires
- Lorenz, R. 2014. Les Chuchoteurs des Dunes. Le rapport planétaire : 34, 1, 8-14
- Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds : Comment le sable soufflé par le vent façonne les paysages planétaires. Springer Praxis Books / Sciences géophysiques.