Réseau de vallées (Mars) - Valley network (Mars)

Réseau de vallées ramifiées dans le quadrilatère de Thaumasia , vu par Viking Orbiter. Le champ de vision mesure environ 200 km de diamètre.

Réseaux Valley se diversifient réseaux de vallées sur Mars qui ressemblent superficiellement terrestre rivière bassins versants . Ils se trouvent principalement incisés dans le terrain des hautes terres martiennes du sud et sont généralement - mais pas toujours - d' âge noachien (environ quatre milliards d'années). Les vallées individuelles mesurent généralement moins de 5 kilomètres de large, bien qu'elles puissent s'étendre sur des centaines voire des milliers de kilomètres à travers la surface martienne.

La forme, la distribution et l'évolution implicite des réseaux de vallées sont d'une grande importance pour ce qu'ils peuvent nous dire sur l'histoire de l' eau liquide à la surface martienne , et donc sur l' histoire du climat de Mars . Certains auteurs ont fait valoir que les propriétés des réseaux exigent qu'un cycle hydrologique ait été actif sur l'ancien Mars, bien que cela reste controversé. Les objections proviennent principalement de résultats répétés de modèles de paléoclimat martien suggérant que des températures et des pressions suffisamment élevées pour maintenir l'eau liquide à la surface n'ont jamais été possibles sur Mars.

L'avènement d'images à très haute résolution de la surface des caméras satellitaires HiRISE , THEMIS et Context (CTX) ainsi que les modèles numériques de terrain de l' altimètre laser orbital de Mars (MOLA) ont considérablement amélioré notre compréhension des réseaux au cours de la dernière décennie.

Forme

Partie d'un réseau de vallées près de Warrego Valles , vue par THEMIS. La longueur de l'image est d'environ 50 km.

Les vallées des réseaux sont généralement étroites (<0,5 à 4 km) et de 50 à 200 m de profondeur, aucune des deux valeurs ne changeant de manière cohérente sur leur longueur. Leur forme en coupe transversale a tendance à évoluer de la forme en V dans les sources à la forme en U dans les tronçons inférieurs. Les vallées individuelles forment des réseaux de branchement interconnectés, généralement moins de 200 km de long et se drainant dans des dépressions topographiques locales. La forme des vallées tributaires est communément décrite comme «tronquée» ou un terme similaire, impliquant de courtes longueurs loin des cours d'eau principaux et des terminaisons en forme d'amphithéâtre à leur tête. De nombreux auteurs ont décrit la densité de drainage des réseaux comme étant généralement beaucoup plus faible que ce qui serait observé sur Terre, bien que la mesure dans laquelle cela pourrait être un artefact de résolution d'image, de dégradation du paysage ou de biais d'observateur a également été soulevée dans la littérature.

Cependant, des images plus récentes ont également souligné que le terme «réseau de vallées» incorpore une grande variété de formes de vallées différentes à travers un certain nombre d'échelles différentes dans différents contextes géologiques martiens. Tout système de vallées ramifiées à une échelle plus petite qu'un canal de sortie peut être qualifié de réseau de vallées, incorporant probablement une grande variété de processus de formation géomorphologiques . Certains réseaux de vallées parcourent plus de 2000 km à travers le paysage martien. Certains peuvent changer de largeur en aval. Certains ont des densités de drainage qui correspondent à certaines valeurs terrestres. Des réseaux de vallées plus étroits et moins profonds sont présents, mais sont probablement plus rares que leurs équivalents plus grands.

Dans la plupart des réseaux de vallées, des processus éoliens ultérieurs ont déposé des sédiments soufflés par le vent au fond des vallées, occultant la nature du chenal qui a dû les couper. Sur Terre, une vallée est une dépression à fond plat, à travers laquelle migre un canal, qui transporte la décharge d'eau. En raison des dépôts ultérieurs sur Mars, cependant, dans presque tous les cas, il est difficile de savoir si les fonds de vallée contiennent des structures de canal individuelles ou s'ils sont complètement inondés par des événements d'écoulement. Nanedi Valles est un exemple rare où un canal a été identifié, bien que de nouvelles images à plus haute résolution continuent à révéler davantage de telles structures avec le temps. Ceci explique la préférence dans la littérature pour le terme «réseau de vallée» plutôt que «réseau de canaux», bien que certains travaux tendent à confondre les deux dans l'interprétation de ces structures.

Distribution et âge

Réseaux de vallées à échelle plus fine près de Candor Chasma , vus par HiRISE (cliquez pour zoomer). Le champ de vision mesure environ 3,5 km de diamètre. La surface dans laquelle les vallées sont creusées semble s'éroder.

Les réseaux de vallées sont très fortement concentrés dans les hautes terres cratérisées du sud de Mars. Les Hespérie -age lave plaines de l'hémisphère Nord sont en général presque entièrement undissected. Cependant, il existe un nombre important d'exceptions à cette généralisation - en particulier, de nombreux volcans hespériens et plus jeunes portent des réseaux, ainsi que plusieurs autres zones. Ces vallées semblent également qualitativement plus «fraîches» et moins dégradées que celles des hautes terres (par exemple, Nanedi Vallis).

Cependant, à des échelles plus fines que celle-ci, la distribution des vallées où elles sont présentes est très inégale et discontinue. Dans les hautes terres, il n'est pas rare de trouver des pentes fortement disséquées immédiatement adjacentes à des surfaces presque entièrement non modifiées, à la fois à l'échelle de la vallée et du bassin versant. Les vallées sont également regroupées au niveau régional, avec peu de dissection dans le nord-ouest de l' Arabie et le sud-ouest et le sud-est de Hellas , mais beaucoup dans la Terra Cimmeria et juste au sud de l'équateur de 20 ° E à 180 ° E. Ils sont également beaucoup plus proéminents sur les pentes plus raides, par exemple sur les bords du cratère, mais là encore, ils ne peuvent être présents que d'un côté d'un tel rebord.

Malheureusement, la taille généralement petite des bassins versants individuels et l'étroitesse relative de leurs vallées constitutives signifie que la datation des réseaux de vallées par des techniques conventionnelles de comptage des cratères est extrêmement difficile (mais pas impossible). La concentration des vallées dans les hauts plateaux du sud de Noachian -age et leur rareté sur les plaines du nord de l'Hespérie, combinés de manière circonstancielle avec des estimations indépendantes d'une diminution de plusieurs ordres de grandeur des taux d'érosion martiens mondiaux à la fin de la Noachie, indique probablement que la plupart des réseaux ont été coupés pendant cet intervalle précoce. Cependant, les canaux sur les surfaces hespériennes démontrent sans ambiguïté que les processus de formation de vallées se sont poursuivis au moins à certains endroits au moins une partie du temps après le Noachian. Certaines preuves de comptage de cratères suggèrent même que certains réseaux de hautes terres se sont formés en Amazonie .

Formation et implications pour l'histoire du climat martien

Le delta d' Eberswalde , vu par MGS . Notez les méandres avec des coupures, maintenant vus en relief inversé .

Les mécanismes et les environnements impliqués pour la formation des vallées restent controversés. Des processus aussi divers que la glaciation, le gaspillage de masse, les failles et l'érosion par le CO2, le vent et la lave ont tous été invoqués à un moment donné dans la formation de certains réseaux et peuvent jouer des rôles importants localement dans certaines régions de Mars. La plupart des auteurs conviennent cependant que l'eau liquide doit avoir joué un rôle dans la formation de la majeure partie des vallées, en grande partie sur la base à la fois de la distribution répandue connue de la glace sur Mars et aussi des propriétés physiques de l'eau liquide (par exemple, la viscosité ) qui lui permettent presque uniquement de couler des milliers de kilomètres en descente comme des ruisseaux. Les caractéristiques des canaux sur ce qui sont interprétés comme des deltas érodés au pied de certains réseaux (par exemple, dans le cratère Eberswalde ) sont également uniquement associées à la formation par écoulement de l'eau - par exemple, des canaux sinueux sinueux avec des coupures de méandre , qui ont des géométries hydrauliques cohérentes en interne très proche de ce à quoi on pourrait s'attendre dans les canaux fluviaux sur Terre. Des sources indépendantes de preuves suggèrent également l'existence d'eau liquide à la surface ou très près de la surface à divers moments de l'histoire martienne, par exemple, des évaporites à Meridiani Planum et une altération aqueuse omniprésente des roches dans les collines de Columbia , toutes deux étudiées par les Mars Exploration Rovers .

Au-delà de cela, il existe plusieurs scénarios différents qui ont été avancés pour rendre compte de la forme et de la distribution dans l'espace et dans le temps des vallées. Chacun a son propre ensemble d'implications concernant le paléoclimat de Mars au moment de la formation des réseaux. Certains d'entre eux sont résumés ci-dessous. Il convient également de souligner que, comme sur Terre, différents mécanismes de formation sont susceptibles de fonctionner à des moments et à des endroits différents de la surface de Mars.

En août 2020, des scientifiques ont rapporté que les réseaux de vallées dans les hautes terres du sud de Mars pourraient s'être formés principalement sous des glaciers, et non sous des rivières d'eau à écoulement libre, ce qui indique que le début de Mars était plus froid qu'on ne le pensait et qu'une vaste glaciation s'est probablement produite dans son passé.

1. Business as usual, eaux souterraines sous glace: Mars froid et sec

Ce scénario cherche à décrire la formation des réseaux de vallées sans faire appel à des conditions ou processus différents de ceux déjà connus sur Mars aujourd'hui. La modélisation indique que des suintements d'eaux souterraines pourraient se produire à la surface même dans des conditions modernes, mais gèleront très rapidement. Cependant, selon cette suggestion, la couverture de glace pourrait isoler suffisamment bien l'eau qui coule en dessous pour permettre le transport sur de longues distances (et l'érosion associée), tout comme un tube de lave isole la lave fondue à l'intérieur.

Les vallées présentent généralement de nombreuses caractéristiques qui sur Terre sont généralement (mais pas exclusivement) associées à la sape des eaux souterraines - par exemple, des murs de tête en forme d'amphithéâtre, une largeur de vallée constante en aval, des sols plats ou en forme de U et des parois abruptes. Cependant, sans un mécanisme de recharge pour les aquifères putatifs produisant cette infiltration, c'est-à-dire un cycle hydrologique quelconque, il est extrêmement improbable que suffisamment d'eau puisse s'infiltrer pour couper toutes les vallées formées dans la Noachie. Malgré cela, ce modèle de base peut rester utile pour comprendre les vallées plus limitées formées plus tard dans l'Hespérien et l'Amazonie.

2. Sources d'eaux souterraines, cycle hydrologique: Mars froid et humide

Ces modèles élargissent le modèle de Mars froid et sec en envisageant des mécanismes par lesquels les aquifères souterrains fournissant de l'eau souterraine pourraient être rechargés au début de l'histoire de Mars. Ils nécessitent donc un cycle de l'eau soutenu de quelque sorte sur le long terme dans le Noachian, mais n'exigent pas explicitement que cette eau soit liquide ou tombe sous forme de précipitation . Cela signifie que Mars n'a pas besoin d'être chaud (c'est-à-dire au-dessus du point de congélation) dans ses débuts, conformément aux modèles climatiques actuels.

Circulation mondiale des eaux souterraines

Il a été proposé que les aquifères puissent être rechargés à des échelles de temps géologiques par une séquence de sublimation des suintements gelés, circulation atmosphérique de la vapeur vers la calotte polaire sud, redéposition de celle-ci sur la calotte, fusion basale sous la masse de glace, et la circulation des eaux souterraines à l'échelle mondiale. Ce mécanisme est attrayant car il nécessite peu de conjectures sur un climat passé radicalement différent et correspond bien aux théories indépendantes sur les origines des canaux de sortie martiens sur les terrains du chaos en tant que brèches majeures de l'aquifère. Cependant, la charge hydrostatique fournie par ce mécanisme ne pouvait pas alimenter les nombreux canaux à des altitudes supérieures à la base de la calotte polaire sud.

Circulation locale des eaux souterraines

Un modèle connexe suggère que la chaleur produite localement pourrait produire une infiltration et une recharge des eaux souterraines à l'échelle locale, soit par volcanisme intrusif, soit par échauffement par impact. Cependant, cette version a du mal à expliquer les réseaux de vallée plus longs et plus grands - si l'eau s'écoule à des centaines ou des milliers de kilomètres de la source de chaleur, le sol sera à nouveau gelé et la recharge ne sera plus possible.

3. Cycle hydrologique actif complet: Mars chaud et humide

De nombreux réseaux de vallées noachiennes présentent des caractéristiques fortement indicatives d'une origine de précipitations distribuées: réseaux ramifiés, vallées partant de crêtes étroites, profils en forme de V, comportement diffusionnel des pentes. À l'inverse, en utilisant uniquement des preuves géomorphologiques, il est très difficile de construire un argument solide contre l'origine par les précipitations. Les précipitations fournissent également un mécanisme de recharge simple pour les aquifères souterrains, qui existent sans aucun doute et sont importants dans certains cas (comme sur Terre). Ces précipitations peuvent s'être produites sous forme de pluie ou de neige (avec une fonte subséquente sur le sol), mais elles exigent soit une atmosphère nettement plus humide, et donc plus chaude et épaisse, que celle qui existe actuellement. Un Noachian plus chaud et plus humide est également soutenu par des observations indépendantes des taux d'altération des roches, des lacs de cratère Noachian et de la géologie Noachian sur les sites d'atterrissage.

La principale difficulté avec ce modèle est que les simulations du climat martien ont du mal à simuler de manière fiable un Noachien chaud et humide, en grande partie en raison de la distance entre le Soleil et Mars par rapport à la Terre, et le Soleil plus faible inféré dans le système solaire précoce. De plus, une atmosphère de serre de CO 2 -H 2 O pour réchauffer le climat aurait dû laisser d'importants gisements de roches carbonatées , qui n'ont pas été découverts. Des problèmes existent également avec le maintien d'une telle atmosphère assez longtemps pour permettre aux vallées de se former, car les basaltes non altérés si répandus sur Mars devraient former des puits de carbone extrêmement efficaces , en particulier si la surface est humide, et des impacts continus de l'espace au début de l'histoire de Mars. devrait rapidement dépouiller toute atmosphère.

Les solutions à cette contradiction apparente peuvent inclure des mécanismes exotiques qui ne nécessitent pas de serre soutenue de CO 2 -H 2 O, comme un échauffement épisodique dû au volcanisme ou aux impacts. D'autres possibilités (autres qu'une mauvaise interprétation de la géologie et de la géomorphologie) sont des défauts dans la physique des modèles climatiques ou des conditions aux limites pour les modèles climatiques - un Soleil plus fort que la théorie actuelle ne le prédit, des hypothèses défectueuses sur les gaz à effet de serre (mais puissants), ou des défaillances dans le paramétrage des nuages de CO 2 .

Cependant, il est possible que des traces de gaz supplémentaires, ainsi que du CO 2 , aient pu résoudre ce paradoxe. Ramirez et al. (2014) avaient montré qu'une serre au CO 2 -H 2 serait suffisamment résistante pour produire les températures supérieures au point de congélation nécessaires à la formation de la vallée. Cette serre CO 2 -H 2 s'est par la suite révélée être encore plus efficace que celle démontrée à l'origine par Ramirez et al. (2014), avec des solutions chaudes possibles à des concentrations d'hydrogène et des pressions de CO 2 aussi basses que 1% et 0,55 bar, respectivement.

Références

Liens externes