Hellas Planitia

Hellas Planitia
Imagine ilustrativă a articolului Hellas Planitia
Mozaic al fotografiilor din Hellas Planitia realizate de orbitarii vikingi .
Geografie și geologie
Informații de contact 42 ° 42 ′ S, 70 ° 00 ′ E
Tipul de relief Planitia
Natura geologică Bazin de impact
Perioada de probă Noachian
Diametru ~ 2.200  km
Altitudine ~ 1.250  m
Adâncime ~ 9.500  m
Quadrangle (s) Iapygia , Noachis , Hellas
Locație pe Marte

(Vezi situația pe hartă: martie)

Hellas Planitia

Hellas Planitia este un bazin de impact de aproximativ 2.200  km în diametru și 9.500  m în adâncime situat în emisfera sudică a planetei Marte și centrat de 42,7 ° S și 70,0 ° E în patrulaterele „ Iapygia , Noachis și Hellas . Este cea mai mare structură de impact încă vizibilă pe planetă, următoarea ca dimensiune descrescătoare fiind Argyre Planitia și Isidis Planitia . Formarea sa ar fi contemporană cu cea a acestor două alte structuri și s-ar întoarce la sfârșitul Noahului., poate în legătură cu ipoteticul „  mare bombardament târziu  ” ( LHB în engleză) datat, conform probelor lunare, între 4,1 și 3,8 miliarde de ani înainte de prezent. Boreal Bazinul , propus pentru existență în 2008, ar fi un bazin de impact mult mai mare decât Hellas, dar realitatea unei astfel de structuri a, care ar fi cea mai mare din sistemul solar , nu a fost încă confirmată..

Bazinul Hellas Planitia este deosebit de bine vizibil de pe Pământ ca o regiune uniformă și limpede datorită albedo-ului ridicat al prafului suflat continuu de vânturile din regiune. A fost una dintre primele formațiuni identificate pe suprafața planetei roșii, numită în 1867 „  Lockyer's Earth  ” de astronomul englez Richard Proctor, care a observat-o folosind un telescop de 16 cm, înainte ca Giovanni Schiaparelli să nu o boteze „  Țara Greciei  ”. la sfârșitul observațiilor sale din timpul opoziției din 1877, de unde și numele Hellas - Ἑλλ grec în greaca veche .

Vulcanul scut antic și foarte mare al Alba Patera este situat exact la antipodele din Hellas Planitia, ceea ce sugerează o posibilă relație între aceste două structuri de vârstă vecine.

Meniul

Aerisit-0 Alba patera Olympus Mons Biblis Tholus Uranius Mons Ceraunius Tholus Ascraeus Mons Pavonis Mons Arsia Mons Tharsis Tholus Hecates Tholus Elysium Mons Albor tholus Apollinaris Patera Noctis Labyrinthus Candor Chasma Valles Marineris Kasei Vallis Shalbatana Vallis Ganges Chasma Ares Vallis Nili Fossae Ma'adim Vallis Argyre Planitia Hellas Planitia Arcadia Planitia Amazonis Planitia Terra Sirenum Solis Planum Tempe Terra Issedon Paterae Aonia Terra Vastitas Borealis Meridiani Planum Noachis Terra Utopia Planitia Acidalia Planitia Arabia Terra Syrtis Major Tyrrhena Terra Hesperia Planum Elysium Planitia Promethei Terra Terra Cimmeria

Reliefuri și hidrografie

Cu mult mai mare decât Argyre Planitia , bazinul Hellas Planitia este înconjurat paradoxal de reliefuri mai puțin chinuite, de parcă penetrarea impactorului prin scoarța marțiană ar fi fost mai simplă. Impactul, pe de altă parte, a făcut ca terenul din jur să crească peste peste o mie de kilometri, așa cum este evidențiat de o secțiune transversală altimetrică a structurii.

Marginea de vest a bazinului este materializată de un lanț muntos, Hellespontus Montes , ambele extinse (730 km) și relativ erodate, ajungând foarte local la 2000  m deasupra nivelului mării, dar prezentând totuși o diferență semnificativă de nivel pe versantul său estic, care este care se confruntă cu cea mai adâncă depresiune din regiune, sub Hellas Chaos și Alpheus Colles pe podeaua bazinului, la mai mult de 7.000  m sub nivelul de referință.

Marginea de est este marcată de văi care evocă fără ambiguitate albiile râurilor puternice și uscate, cum ar fi Mad Vallis (524 km) la nord-est de Malea Planum , în sudul bazinului, sau Reull Vallis (945 km), care își are originea la o altitudine de 2.500  m în Promethei Terra (sursa acesteia pare să fie acoperită de frontul de sud a Hesperia Planum la sud de Tyrrhena Mons ) și se termină la poalele Centauri Montes , în cazul în care hesperiană terenurile incep cele mai recente legate de activitatea vulcanică a Hadriacus Mons , în nord-estul bazinului.

Apa a curs în mod clar din abundență în bazinul după cum reiese din datele colectate de sonda europeană Mars Express în zona din jurul Terby crater , marginea nordică a depresiunii, care indică prezența groase sedimente lac straturi traversate de rigole deosebit de bine evidențiate de efectul unui impact secundar ulterior.

Formarea tuturor acestor structuri datează de la Noachian , cu aproximativ patru miliarde de ani în urmă.

Vulcanismul și alunecările de noroi

La sud - vest, un defect sau hot spot , o formațiune materializat prin aproape aliniate Calderas de Pityusa , Malea , Peneus și Amphitrites care traversează Malea Planum aproape în linie dreaptă, este în mod clar în urma impactului - un recent date de comunicare înapoi la acest întreaga regiune între 3,8 și 3,6 miliarde de ani în urmă - deoarece fluxurile de lavă acoperă întreaga parte sudică a bazinului, dar totuși contemporană cu un climat încă umed, judecând după prezența Axius Valles , un sistem de văi și gălăgi de 350 km pe flancul estic al scutului Amphitrites Patera , care ar plasa sfârșitul activității vulcanice din Malea Planum nu mai târziu de prima jumătate a Hesperianului .

În mod remarcabil, alte două calde sunt vizibile și în nord-est, în extensia primelor patru, dar pe cealaltă parte a bazinului în direcția Hesperia Planum  : acestea sunt Hadriaca Patera și Tyrrhena Patera , de formație mai recentă - aceste terenuri sunt tipic pentru Hesperian - așa cum este dezvăluit de versanții lor mai puțin crateri decât cei ai vulcanilor Malea Planum . În plus, Tyrrhena Patera este aproape de antipodele bazinului Chryse Planitia , ceea ce poate nu este un accident.

Două văi spectaculoase par să rezulte din alunecări de noroi catastrofale care ar fi putut fi cauzate de topirea bruscă a unui posibil permafrost pe marginea Hadriacus Mons  : ele sunt pe de o parte Dao Vallis (816 km) care curge de mult timp. și vasta cavitate lăsată evident de drenajul unei alunecări de teren enorme, iar pe de altă parte Niger Vallis (333 km) rezultând din partea sa din Ausonia Cavus și un sistem difuz de cavități subterane dintre care unele par parțial prăbușite. Mai la sud, Harmakhis Vallis (475 km) iese, de asemenea, dintr-o cavitate de prăbușire situată între Hellas Montes și Centauri Montes . O vale mai scurtă, Teviot Vallis (140 km), care se varsă în Reull Vallis , pare a fi de aceeași natură. Aceste formațiuni sunt ulterioare celei vulcanilor, dar înainte de sfârșitul Hesperianului - cu probabil încă o activitate la începutul Amazonianului .

Podele și depozite eoliene

Topografia podelei depresiunii urmează tendința generală a regiunii, cu reliefuri mai pronunțate în vest și relativ înmuiate în est. Cele mai estice ținuturi situate sub marginea bazinului, destul de plate, sunt cele mai vechi, după cum reiese din craterizarea lor , slabe, dar totuși superioare celei din regiunile centrale și occidentale.

Regiunile centrale, pe de altă parte, sunt mai recente și în mod clar mai haotice, ceea ce poate fi interpretat ca rezultatul unui fel de „dezbrăcare” a suprafeței inițiale sub efectul vântului încărcat de praf, dezvăluind modele complexe orientate. în funcție de vântul predominant, variabil în funcție de regiunile bazinului. Acest lucru ar putea explica, de exemplu, morfologiile foarte diferite ale regiunilor Alpheus Colles și Hellas Chaos , ambele situate în partea de vest a depresiunii.

Adâncimea maximă este atinsă când apar terenuri apropiate de câmpiile netede din est, dar poate mai vechi local, în special în extremitatea lor nordică, ceea ce ar explica escarparea Coronae Scopulus ca limită vestică a unui strat de material vulcanic care s-ar fi răspândit din est pe un sol mai vechi; pe de altă parte, restul acestei zone este aproape complet lipsit de cratere semnificative.

Hellas Planitia cuprinde domenii variind de la 30 - lea la 55 - lea paralelă în emisfera sudică, unde un climat marcat de contraste termice puternice amplificate de 9000  m altitudine și originea vânturilor ridică cantități mari de praf. Acesta este probabil motivul relativă omogenitate a solurilor situate pe podeaua depresiunii, alcătuite în mare parte din pământul Hesperian împrăștiat cu materiale amazoniene , a priori de origine eoliană.

Apă lichidă și ghețari

Cea mai profundă regiune a bazinului se află la baza unui crater situat sub Coronae Scopulus la 34,0 ° S și 65,6 ° E la 8  200 m sub nivelul de referință, unde o presiune atmosferică de 1 155  Pa , mai mare cu aproape 90% din standard presiune pe Marte (adică 610  Pa ) și mai ales mai mare decât cea a punctului triplu al apei (611,73  Pa ), ceea ce face posibilă prezența, cel puțin temporar, a apei lichide în această regiune atâta timp cât temperatura ajunge acolo la cel puțin 273,16  K (sau 0,01  ° C ) în cazul apei pure. O temperatură mai scăzută ar fi totuși suficientă pentru apa sărată, ceea ce ar fi cazul apei marțiene - există apă lichidă pe Pământ până la -24  ° C , de exemplu în lacul foarte sărat Don Juan din Antarctica și anumite saramuri rămân lichide chiar temperaturi mai scăzute, precum și unele soluții de acid sulfuric , ca soluție H 2 SO 4 • 6,5H 2 O - H 2 OCui eutectic îngheț , la o temperatură ușor mai mică decât -60  ° C .

Instrumentul SHARAD (pentru Shallow Radar Sounder în engleză) al Mars Reconnaissance Orbiter a identificat și în 2008 trei cratere din regiunea de est a bazinului care prezintă un ecou radar caracteristic gheții , corespunzător depozitelor subterane de 250, 300 și 450 m grosime, respectiv . Această gheață s-ar fi acumulat acolo de pe înălțimile regiunii și ar rămâne păstrată de sublimare de stratul de resturi stâncoase și praf sub care este îngropată.

Note și referințe

  1. (în) USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature - Information Feature "  Hellas Planitia . "
  2. (în) US Geological Survey - 2003 "  Harta conturului codificat pe culoare al lui Marte . "
  3. (ro) MH Acuña EHD Connerney, NF Ness, RP Lin, D. Mitchell, CW Carlson, J. McFadden, Anderson KA, H. Rème, C. Mazelle, D. Vignes, P. Wasilewski, P. Cloutier , „  Distribuția globală a magnetizării crustale descoperită de Mars Global Surveyor MAG / ER Experiment  ” , Știință , vol.  284, nr .  5415, 30 aprilie 1999, p.  790-793 ( ISSN  1095-9203 , citiți online )
    DOI : 10.1126 / science.284.5415.790
  4. (în) Jeffrey C. Andrews-Hanna, Maria T. Zuber și W. Bruce Banerdt , "  Bazinul Borealis și originea dihotomiei crustale marțiene  " , Nature , vol.  453, 26 iunie 2008, p.  1212-1215 ( ISSN  1476-4687 )
    DOI : 10.1038 / nature07011
  5. (în) ESA Space Science News - 25 ianuarie 2008 "  Urme ale trecutului marțian în craterul Terby.  "
  6. (în) 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) DA Williams, R. Greeley, L. Manfredi, RL Fergason, J-Ph. Combe, F. Poulet, P. Pinet, C. Rosemberg, H. Clenet, TB McCord, J. Raitala, G. Neukum, „  Circum-Hellas Volcanic Province, Mars: Estimated Area-Age Estimates and Physico-Compositional Properties of suprafața . "
  7. (în) US Geological Survey - 2003 "Harta conturului codificat pe culoare al lui Marte. "
  8. (în) STAR Lab @ Stanford - The Daily Martian Weather Report Mars Mars Climate Action 21 martie 2004 la 2:30 GMT.
  9. (în) Science @ NASA - 29 iunie 2000
  10. (în) Știința Lunară și Planetară XXXV (2004) JS Kargel și Giles M. Marion, „  în martie ca o lume cu sare, acid și gaz hidratat . "
  11. (în) Laboratorul de propulsie cu jet NASA - 20 noiembrie 2008 "  PIA11433: Three Craters ", un mozaic de fotografii și un film care descrie observarea unui posibil ghețar în partea de jos a Hellas Planitia.

Anexe

Articole similare

linkuri externe