Geologia Marte , numit uneori areology , cuprinde studiul științific al planetei Marte , proprietățile sale fizice, reliefuri sale, compoziția sa, istoria sa și toate fenomenele pe care le - au afectat sau încă îl afectează.
Este o disciplină relativ recentă, inaugurată la 14 iulie 1965cu ocazia primului zbor peste Marte de către sonda spațială Mariner 4 , care a făcut posibilă descoperirea unei planete lipsite de un câmp magnetic global, prezentând o suprafață craterată care amintește de Lună , o atmosferă subțire, o presiune la sol de aproximativ 600 Pa și o temperatură medie de 210 Kelvin (-63 ° C) . Cu toate acestea, cu sonda Mariner 9 începe studiul sistematic și aprofundat al planetei Marte,13 noiembrie 1971. Prima mașină care a orbitat în jurul unei alte planete decât Pământul , Mariner 9 a făcut posibilă cartografierea întregii suprafețe marțiene cu o rezoluție cuprinsă între 100 m și 1 km pe pixel , dezvăluind toate structurile geologice majore ale planetei, dihotomia sa crustală, masivele sale vulcanice gigantice și sistemul său de canioane numite Valles Marineris în raport cu programul Mariner în general și cu Mariner 9 în special.
Apoi, programul Viking de la sfârșitul anilor 1970, programul Phobos la sfârșitul anilor 1980 și misiunile Mars Global Surveyor și Mars Pathfinder în anii 1990, au făcut posibilă perfecționarea cunoștințelor noastre despre „planeta roșie”. În 2001 Mars Odyssey , Mars Reconnaissance Orbiter și Mars Express Orbiter , precum și Spirit și Opportunity sol rovere , completate de către Phoenix Lander , a deschis calea pentru un adevarat studiu geologic marțian. Studiile au continuat în 2012 cu misiunea American Mars Science Laboratory și misiunea rusă Phobos-Grunt , care transporta micul satelit chinezesc Yinghuo 1 pentru a studia interacțiunea vântului solar și a atmosferei de pe Marte . La un orizont mai îndepărtat, putem cita robotul mobil european ExoMars al programului Aurora , destinat analizei terenului pentru a căuta urme de exobiologie trecută sau prezentă, precum și misiunea Marte Sample Return , împărțită între Agenția Spațială. Uniunea Europeană și NASA , concepute pentru a aduce înapoi câteva sute de grame de probe de sol marțian pe Pământ .
Studiul sistematic al planetei ne-a transformat radical viziunea asupra ei. Marte este astăzi percepută ca o planetă cu un trecut bogat și foarte activ din punct de vedere geologic, cândva înconjurat de un câmp magnetic global și care avea aproape sigur o atmosferă groasă și cantități mari de apă lichidă destul de acidă. În plus, nucleul său ar fi întotdeauna în esență, dacă nu în întregime, lichid și nu este complet exclus faptul că unii vulcani pot experimenta în continuare activitate episodică.
A patra planetă din sistemul solar pornind de la Soare , Marte este o planetă terestră cu jumătate din mărimea Pământului , de aproape zece ori mai puțin masivă, a cărei suprafață este puțin mai mică decât cea a suprafeței terestre a planetei noastre (144,8 împotriva 148, 9 milioane de kilometri pătrați ). Gravitatea este o treime a Pământului, în timp ce durata zilei marțian solar, cunoscut pământ , o depășește pe cea a zilei Pământului un pic mai puțin de 40 de minute. Marte este de o dată și jumătate mai departe de Soare decât Pământul pe orbita substanțial eliptică și primește în funcție de poziția sa, între două și trei ori mai puțină energie solară decât planeta noastră. Atmosfera lui Marte fiind mai mult decât atât mai mult o sută cincizeci de ori mai puțin densă decât a noastră și , prin urmare , generând doar o foarte limitată efect de seră , această slabă radiație solară explică de ce temperatura medie pe Marte este mai mică de -60 ° C .
Tabelul de mai jos compară valorile unor parametri fizici dintre Marte și Pământ:
Proprietate | Valoare marțiană | Valoarea terenului | % Marte / Pământ |
Raza ecuatorială | 3.396,2 ± 0,1 km | 6.378,1 km | 53,3% |
Raza polară | 3.376,2 ± 0,1 km | 6.356,8 km | 53,1% |
Raza medie volumetrică | 3.389,5 km | 6.371,0 km | 53,2% |
Zonă | 144.798.500 km 2 | 510.072.000 km 2 | 28,4% |
Volum | 1.631 8 × 10 11 km 3 | 1.083 207 3 × 10 12 km 3 | 15,1% |
Masa | 6.418 5 × 10 23 kg | 5,973 6 × 10 24 kg | 10,7% |
Densitatea medie | 3 933,5 ± 0,4 kg / m 3 | 5 515 kg / m 3 | 71,3% |
Gravitația suprafeței la ecuator | 3.711 m / s 2 | 9,780 327 m / s 2 | 37,9% |
Viteza de eliberare | 5.027 m / s | 11 186 m / s | 44,9% |
Perioada de rotație siderală | 1,025 956 75 d ≈ 88 642,663 s | 86 164.098 903 691 s | 102,9% |
Durata zilei solare | 1 sol ≈ 1.027 491 25 d ≈ 88 775.244 s | 1 zi = 86.400 s | 102,75% |
Inclinarea axei | 25,19 ° | 23,439 281 ° | - |
Bond Albedo | 0,25 | 0,29 | - |
Albedo geometric vizual | 0,15 | 0,367 | - |
Axa semi-majoră a orbitei | 227.939.100 km | 149.597.887,5 km | 152,4% |
Excentricitate orbitală | 0,093 315 | 0,016 710 219 | 558,4% |
Perioadă orbitală | 668.599 1 coloizi ≈ 686.971 d | 365.256366 d | 188,1% |
Afelia | 249.209.300 km | 152.097.701 km | 163,8% |
Periheliu | 206.669.000 km | 147.098.074 km | 140,5% |
Radiatie solara | 492 până la 715 W / m 2 | 1321 - 1413 W / m 2 | - |
Temperatura medie a solului | −63 ° C ≈ 210 K | 14 ° C ≈ 287 K | - |
Cea mai ridicată temperatură | 20 ° C ≈ 293 K | 58 ° C ≈ 331 K | - |
Temperatura cea mai scăzută | −133 ° C ≈ 140 K | −89 ° C ≈ 184 K | - |
Robotul Curiosity al NASA, care a aterizat 5 august 2012martie a relevat temperaturi de peste 0 ° C , în craterul Gale, măsurarea exactă fiind 276 K sau aproximativ 3 ° C . Marte fiind de aproximativ zece ori mai puțin masiv decât Pământul, dar de zece ori mai masiv decât Luna , suprafața sa are similitudini cu aceste două planete. Există țări pline de cratere de impact care amintesc de cele ale Lunii, dar și formațiuni de origine tectonică și climatică ca pe Pământ, în special vulcani , râuri , văi , mase , câmpuri de dune și capace polare . Atmosfera subțire marțiană, în care circulă nori abundenți local, este sediul unei anumite meteorologii, dominată de furtuni de praf care uneori ascund întreaga planetă. Excentricitatea sa orbitală , de cinci ori mai mare decât cea a Pământului, este la originea unei asimetrii sezoniere foarte sensibile: în emisfera nordică, cel mai lung sezon este primăvara (198,6 zile), care depășește cea mai scurtă (toamnă, 146,6 zile) cu 35,5%; pe Pământ , vara, cel mai lung sezon, depășește durata iernii cu doar 5%. Această particularitate explică, de asemenea, de ce zona capacului polar sudic este mult mai mică vara decât cea a capacului polar boreal.
Absența unei flexiuni semnificative (în) a litosferei marțiene sub depozitele polului sud indică faptul că fluxul geotermic de acolo este mai mic de 10 mW / m 2 . Un calcul similar a condus anterior la o estimare de 7 mW / m 2 în regiunea Polului Nord. Prin urmare, interiorul lui Marte este mult mai rece decât cel al Pământului (60 mW / m 2 în medie).
Geologia marțiană este marcată de dihotomia crustală dintre zonele joase cratere din emisfera nordică și zonele înalte craterate din emisfera sudică, cu, între aceste două zone principale, două regiuni vulcanice bine diferențiate. În virtutea principiului empiric conform căruia vârsta unei regiuni este o funcție crescândă a ratei sale de craterizare , aceste trei tipuri majore de teren marțian au fost asociate foarte timpuriu cu trei epoci caracteristice din istoria geologică a planetei, numite în conformitate cu regiuni tipice acestor perioade:
Această cronologie în trei ere este acum bine acceptată - datarea fiecărei epoci rămâne, totuși, foarte incertă - și face posibilă explicarea fenomenelor observate pe suprafața lui Marte de către diferitele sonde active în jurul acestei planete., În în special prezența simultană a mineralelor, formate în momente diferite, presupunând pentru unii un mediu foarte umed și pentru alții, dimpotrivă, absența totală a apei lichide. Datele propuse pentru aceste trei epoci geologice - sau eoni - în conformitate cu scara Hartmann standard și scara Hartmann și Neukum , sunt după cum urmează (vârste în milioane de ani):
Din 2004, a fost utilizată și o scară bazată pe mineralogie, cu eoni cronostratigrafici ( LHB corespunde în engleză marelui bombardament târziu ).
Topografia suprafeței marțiene relevă o dihotomie crustală clară între, pe de o parte, o regiune a emisferei sudice corespunzătoare unei scoarțe groase și neregulate până la umflatura Tharsis și, pe de altă parte, o regiune a emisferei nordice corespunzând unei scoarțe destul de uniforme mai subțiri. Ca primă aproximare, putem considera că scoarța marțiană are o densitate uniformă de 2.900 kg / m 3 , ceea ce duce la o grosime medie de aproximativ 50 km , sau 4,4% din volumul planetei, cu valori extreme similare 92 km în regiunea Siriei Planum și la doar 3 km sub bazinul de impact până la Isidis Planitia , în timp ce scoarța ar fi mai mică de 10 km în orice regiune a Utopiei Planiția . Din punct de vedere macroscopic, consistența parametrilor fizici ai lui Marte implică faptul că scoarța nu are niciodată mai mult de 125 km grosime.
Una dintre dezvăluirile aduse de măsurătorile fine ale gravitației efectuate de Mars Global Surveyor a fost descoperirea unor structuri care evocă canale îngropate sub suprafața emisferei nordice și detectate prin deficitul lor de masă, chiar dacă acestea rămân invizibile la suprafață. Aceste structuri, care ar corespunde unor reliefuri de 1,5 până la 4,5 km dacă sunt umplute cu sedimente uscate, dar aproximativ 1 până la 3 km în cazul sedimentelor amestecate cu gheață , sunt perfect în acord cu modelul, general acceptat pentru a descrie istoria pe planeta Marte , potrivit căreia emisfera nordică ar fi adăpostit, în Noachien , vaste întinderi de apă lichidă, chiar și un ocean semi-permanent , probabil , acoperite cu un sloi de gheață, în centrul unei globale hidrosfera înainte de a fi umplut cu Hesperian stil materiale vulcanice și depozite eoliene în stil amazonian pentru a da naștere câmpiilor uniforme joase caracteristice acestei emisfere.
Cele trei hărți de mai jos, rezultate în special din studiile topografice și gravimetrice efectuate de Mars Global Surveyor la începutul anilor 2000, oferă o idee mai precisă a structurii crustei marțiene și a distribuției maselor sub suprafața planetei. Este, în special, a doua hartă, care reproduce variațiile intensității câmpului de greutate la suprafața marțiană, ceea ce oferă o idee despre distribuția concentrațiilor de masă în scoarță: sub bazinele de impact și sub vulcani. ; Pe lângă anomaliile corespunzătoare bombei Tharsis și Elysium Mons , identificăm astfel trei mici anomalii pozitive la nivelul Malea Planum , Hadriacus Mons și Hesperia Planum , trei provincii vulcanice antice adiacente Hellas Planitia , în timp ce o anomalie pozitivă este clar vizibilă sub micul bazin al lui Isidis Planitia , precum și sub cele ale Utopiei și Argyre , materializând concentrația de masă rezultată din impactul cosmic . A treia hartă reprezintă variațiile distanței, de la centrul lui Marte, a „ Moho ” marțian - adică a interfeței dintre manta și crusta marțiană, numită pe Pământ discontinuitatea Mohorovičić (desemnată în general prin scurtătura ”) Moho ") datorită efectului său asupra propagării undelor seismice , dar care nu a fost observat niciodată experimental pe Marte din lipsa unui studiu seismic pe această planetă - ceea ce face posibilă deducerea variațiilor grosimii scoarței:
Topografia marțiană văzută de instrumentul MOLA al MGS . Culorile indică o altitudine crescândă de la albastru la alb, până la verde, galben, roșu și maro. Această hartă este bine cunoscută, deși este reprezentată în general cu meridianul 0 ° în centru și nu pe marginea stângă ca aici. Cu ușurință, cel mai mare, identificăm bazinul de impact al Hellas Planitia în albastru marin în partea stângă jos, Utopia Planitia în partea din stânga sus și umflătura Tharsis în partea dreaptă a hărții, cu diagonala a trei vulcani, lanțul Muntilor Tharsis care apar în alb , precum și vulcanii cu scuturi mari ai Olympus Mons (de asemenea, în alb) și ai Alba Mons (în maro și roșu, la nord de ansamblu). În dreapta Tharsis sunt vizibile canioanele din Valles Marineris , la sud de care bazinul Argyre Planitia apare în albastru deschis în partea inferioară dreaptă a hărții. | |
Câmp gravitațional marțian dedus din traiectoria MGS . Harta este, de asemenea, desenată cu meridianul 0 ° pe marginea stângă, ceea ce face posibilă identificarea dintr-o privire a omologului topografic al variațiilor de greutate identificate de sondă. Culorile indică o creștere a severității de la albastru la alb prin verde, galben și roșu. Putem vedea astfel că umflătura Tharsis , la o altitudine mult mai mare decât nivelul de referință marțian , corespunde unei anomalii gravitaționale pozitive, la fel ca și bazinul Utopia Planitia , care este totuși la o altitudine de această dată semnificativ mai mic decât nivelul de referință. În schimb, brazda marină care apare pe ecuatorul din dreapta hărții este Valles Marineris , un spațiu vast de colaps tectonic original care are ca rezultat o „lacrimă” de scoarță și o lipsă de masă localizată. | |
„Moho” calculat din date topografice și gravitaționale încrucișate cu evaluarea densității locale a scoarței marțiene. Culorile indică o distanță crescândă până la centrul planetei (adică o adâncime descrescătoare sub nivelul de referință) de la albastru la alb, trecând prin verde, galben și roșu; este un fel de înălțime a suprafeței mantalei . Astfel vedem că scoarța este mai groasă în regiunile vulcanice, în special sub umflarea Tharsis cu un maxim în regiunea Olympus Mons , în timp ce acesta este cel mai subțire în bazinele de Utopia , de Isidis , Hellas și Argyre . Dicotomia crustiană marțiană afectează, de asemenea, în mod flagrant topografia Moho, deși granița dintre cele două domenii nu se suprapune exact cu cea vizibilă la suprafață. |
Intersecția acestor trei tipuri de informații oferă o cheie esențială pentru înțelegerea geologiei pe scară largă a straturilor de suprafață ale planetei Marte .
În absența datelor seismice exploatabile, structura internă a planetei Marte rămâne dificil de specificat. Utilizarea informațiilor colectate de diferitele sonde care au explorat planeta, cum ar fi momentul de inerție și citirile gravimetrice și magnetice , au făcut totuși posibil să se determine că ar consta dintr-o manta solidă de silicați bogată în fier și un miez lichid sau cel puțin încă substanțial lichid. O comunicare din 2009 a raportat calcule bazate pe modele geochimice ale planetei Marte conform cărora miezul conține 5 până la 13,5% sulf, iar mantia conține 11 până la 15,5% fier .
Nucleul lui Marte ar avea o rază cuprinsă între 1300 si 2000 kilometri De (adică între 38% și 59% din raza planetei), poate mai exact între 1.520 și de 1.840 kilometri De (adică între 45% și 54% raza de Marte), incertitudine parțial datorită necunoscutului cu privire la fracțiunea de manta care ar putea fi lichidă și, prin urmare, să reducă dimensiunea nucleului; găsim destul de des cotați valoarea 1480 km ca raza nucleului lui Marte, adică 43,7% din raza medie a planetei în sine (3393 km ). Caracteristicile fizice (dimensiunea, densitatea) nucleului pot fi aproximate calitativ de momentul de inerție al planetei, care poate fi evaluat analizând precesiunea axei sale de rotație, precum și variațiile vitezei sale de rotație prin modulații prin efect Doppler al semnalelor radio emise de sondele plasate pe suprafața sa; Datele Mars Pathfinder au făcut astfel posibilă rafinarea celor colectate anterior cu sondele Viking și stabilirea faptului că masa lui Marte este mai degrabă concentrată în centrul său, ceea ce susține un nucleu dens și nu prea mare.
Cu o temperatură estimată la aproximativ 2000 K , nucleul lui Marte ar fi în întregime lichid pentru o rată de elemente ușoare (în principal sulf ) de 14,2% din masă, ceea ce sugerează o compoziție în principal din fier aliat cu alte metale (de obicei nichel ) și poate până la 17% elemente ușoare. Experimentele efectuate pe sisteme fier - sulf și fier - nichel - sulf la presiuni comparabile cu cele estimate în inima lui Marte au condus la considerarea că miezul marțian, încă complet lichid, s-ar solidifica prin cristalizarea suprafeței, în contact cu manta , formându-se feluri de „fulgi” care cad în „zăpadă” spre centru; o altă posibilitate ar putea fi formarea unei sămânțe solide de sulfură de fier cristalizată în centrul nucleului lichid.
Marte nu are magnetosferă . Cu toate acestea, magnetometrul MAG / ER și reflectometrul de electroni al sondei Mars Global Surveyor au arătat încă din 1997 un magnetism remanent , de până la 30 de ori mai mare decât al scoarței terestre , pe anumite regiuni antice geologice din emisfera sudică și în special în regiunea Terra Cimmeria și Terra Sirenum . Măsurătorile arată un câmp magnetic care atinge 1,5 µ T la o altitudine de 100 km , ceea ce necesită magnetizarea unui volum semnificativ de scoarță marțiană, de cel puțin 10 6 km 3 . Timp de nouă ani, MGS a măsurat parametrii magnetici deasupra suprafeței marțiene, instrumentul MGS MAG ( magnetometru MGS ) colectând date vectoriale de la o altitudine de 400 km , uneori apropiindu-se de 90 km de la suprafață, și MGS ER ( MGS Electron Reflectometer ) măsurând magnetismul total de la o altitudine de 185 km în medie. Prin urmare, în prezent nu există o hartă magnetică a suprafeței marțiene în sine, la fel cum natura exactă a mineralelor magnetizate poate fi asumată doar în starea actuală a cunoștințelor noastre.
Geografia paleomagnetismului marțian și a mineralelor implicateStudiul meteoriților de pe Marte sugerează că acest paleomagnetism rezultă, ca și pe Pământ , din magnetizarea mineralelor feromagnetice precum magnetitul Fe 3 O 4și pirotita Fe 1-δ Sale căror atomi aliniați lor moment magnetic cu câmpul magnetic global și să înghețe această configurație prin care trece sub temperatura Curie a minerale - de exemplu 858 K ( 585 ° C ) pentru Fe 3 O 4, dar numai 593 K ( 320 ° C ) pentru Fe 1-δ S. Celelalte minerale candidate ca vectori de paleomagnetism al scoarței marțiene sunt ilmenitul FeTiO 3în soluție solidă cu hematită Fe 2 O 3, de aceeași structură, pentru a forma titanohematite, și într-o măsură mai mică titanomagnetită Fe 2 TiO 4, a căror magnetizare și temperatura Curie sunt totuși mai mici.
Absența unui astfel de paleomagnetism în bazinele de impact ale emisferei sudice, cum ar fi Hellas și Argyre, este în general interpretată ca o indicație că Marte nu mai posedă un câmp magnetic global în timpul acestor impacturi, deși este, de asemenea, posibil ca răcirea materialelor la locul impactul a fost prea rapid pentru a permite alinierea magnetizării lor finale cu câmpul magnetic global. Dimpotrivă, un paleomagnetism semnificativ, și uneori chiar destul de ridicat, a fost remarcat deasupra celor mai vechi 14 bazine identificate pe planetă. De asemenea, nu s-a detectat niciun câmp magnetic notabil în principalele regiuni vulcanice din Elysium Planitia și bombamentul Tharsis , cu toate acestea s-a observat un magnetism slab, dar mai puternic, în provinciile vulcanice.
Analiza componentelor tridimensionale ale câmpului magnetic înregistrate la câteva zeci de puncte semnificative de pe suprafața marțiană a permis mai multor echipe să extrapoleze poziția polului paleomagnetic al lui Marte. Aceste simulări - care trebuie totuși luate cu o anumită retrospectivă - sunt destul de consistente între ele și conduc la localizarea unuia dintre polii paleomagnetici marțieni între 150 ° E și 330 ° E pe de o parte și 30 ° S și 90 ° N d pe de altă parte, adică aproximativ pe o rază de 3.600 km în jurul unui punct situat la jumătatea distanței dintre Alba Mons și Olympus Mons .
Inversări de polaritate și dispariția magnetismului globalÎn mod remarcabil, anomaliile magnetice măsurate de MGS sunt structurate în benzi paralele, care amintesc de anomaliile magnetice oceanice de pe Pământ (a se vedea diagrama opusă): răcirea scoarței oceanice formată la creste pe măsură ce plăcile deviază o conduce pe aceasta din urmă să dobândească o magnetizare remanentă care „memorează” orientarea câmpului magnetic terestru când trece temperatura Curie; fiecare inversare a câmpului magnetic al Pământului este, prin urmare, „înregistrată” în rocile astfel formate, a căror magnetizare formează în consecință secvențe simetrice pe ambele părți ale crestelor. O astfel de simetrie, pe de altă parte, nu a fost niciodată observată pe Marte, astfel încât niciun element nu ne permite în prezent să presupunem existența trecută a vreunei tectonici de plăci pe planeta roșie. Doar o observație cu rezoluție mai mare ar permite închiderea dezbaterii.
Când este global, câmpul magnetic al unei planete este în principal de origine internă. Se crede că este cauzată de convecția fluidelor conductoare (adică a metalelor lichide) care formează partea exterioară a miezului. Acest proces este cunoscut sub numele de efect dinam . Aceste mișcări de convecție implică existența unui gradient termic suficient de la miez la manta ; în absența unui astfel de gradient, efectul dinam nu a putut fi menținut. Acest fapt ar fi cauza dispariția câmpului magnetic global al planetei Marte, probabil , cel puțin în urmă cu patru miliarde de ani , la: a asteroid impactul de mare bombardament târziu s - ar fi injectat suficientă energie termică , în mantaua lui Marte prin transformarea energiei cinetice a elementele de impact în căldură , care ar fi oprit efectul dinamo prin anularea gradientului termic necesar menținerii acestuia.
Originea dihotomiei magnetice dintre emisferele nord și sudAtribuirea dispariției câmpului magnetic global marțian unui impact cosmic a fost preluată într-o teorie alternativă care implică de data aceasta o protoplanetă reziduală de dimensiunea Lunii care lovește Marte cu mult înainte de marele bombardament târziu, adică doar câteva zeci. de milioane de ani după formarea planetei (în mod similar cu impactul ipotetic al Théiei cu proto-Pământ), în vecinătatea actualului pol nord și la un unghi de incidență destul de scăzut: acest impact ar fi la originea pe o parte a dihotomiei crustale (ideea nu este nouă, suprapunându-se teoriei, mai degrabă discutată, a bazinului boreal ) și, pe de altă parte, absenței paleomagnetismului în scoarța emisferei nordice, din cauza dispariției gradient termic între nucleu și manta doar în emisfera nordică, lăsând un efect de dinam concentrat în emisfera sudică. Marte ar fi cunoscut astfel în mod tranzitor un magnetism nu global, ci „emisferic” și descentrat către polul sud, ceea ce ar explica intensitatea excepțională a magnetismului remanent în anumite părți ale scoarței din emisfera sudică, precum și absența de paleomagnetism notabil în emisfera nordică.
Această teorie nu este, desigur, singura propusă pentru a explica suprapunerea unei „dihotomii magnetice” pe dihotomia crustiană marțiană: diferența de grosime și structură a crustei marțiene între cele două emisfere, parțială a scoarței emisferei nordice. la originea remodelării suprafeței sale și a serpentinizării scoarței marțiene în Noachian , sunt explicațiile cele mai frecvent avansate.
Din primele fotografii ale planetei făcute la începutul anilor 1970 de Mariner 9 , au fost identificate principalele caracteristici geologice marțiene:
USGS a avut de la început definit, pe baza acestor fotografii, 24 de unități geologice organizate în conformitate cu regiunile și vârsta lor estimată, care rămân în continuare valabile pentru un studiu morfologic global al planetei, cu toate informațiile disponibile atunci, deoarece a fost considerabil îmbogățit - și adesea foarte nuanțat - de rezultatele colectate în timpul misiunilor de explorare ulterioare, până în prezent:
Polonezi | Câmpii | Terenuri vulcanice | Canioane și văi | Terenuri neregulate ale emisferei sudice | |||||||||||
Amazoniană | Aprc | Apt | Aps | ||||||||||||
AHvu | Avy | Aha | |||||||||||||
Apb | Apc | AHcf | AHct | ANCH | |||||||||||
AHvi | |||||||||||||||
Hesperian | Hpr | ||||||||||||||
HNdp | Hprg | Hpst | Hvo | HNk | |||||||||||
HNbr | |||||||||||||||
Noachian | Npm | Nplc | Nc | ||||||||||||
Nm | Nhc | ||||||||||||||
Unități geologice marțiene propuse încă din 1978 de USGS pe baza fotografiilor de Mariner 9 . |
Unitate | Descriere | Interpretare |
---|---|---|
Aprc |
Amazonian Polar Residual Cap . Teren deschis care constituie regiunile capacelor polare care persistă în timpul verii și ale căror margini prezintă o structură spirală care se extinde în sens invers acelor de ceasornic la polul nord și în sensul acelor de ceasornic la polul sud, cu un decalaj de 2 până la 3º de la polul sud. |
Capac polar permanent, alcătuit în principal din gheață . |
Apb |
Câmpiile Amazoniene . Teren neted și ondulant, cu mase și depresiuni, care dezvăluie stratificări fine. Aceste ținuturi par să iasă de sub capacele polare și sunt slab craterate. |
Depozite eoliene recente. |
HNpd |
Câmpiile deflației Hesperian Noachian . În general, terenul neregulat se extinde sub câmpiile Aps , Apc sau Apb mai tinere din punct de vedere geologic , precum și sub platourile Nplc craterizate mai vechi , care se găsesc în principal în regiunile polare sudice. Rămășițele craterelor îngropate sunt vizibile la nivel local. |
Suprafețe antice, ale Hesperianului sau chiar ale lui Noachian , exhumate de eroziunea vântului din solurile mai recente, libere. |
Apt |
Câmpiile vulcanice amazoniene din regiunea Tharsis Montes . Câmpiile vulcanice ale Domului Tharsis . 28 de cratere la 10 6 km 2 . |
Câmpii formate din fluxuri recente de lavă ( amazoniană ). |
Aps |
Câmpiile netede amazoniene . Câmpii netede, împrăștiate pe mare parte a planetei, dar concentrate în jurul Vastitas Borealis . 59 de cratere la 10 6 km 2 . |
Acumularea de depozite eoliene și vulcanice groase de câteva sute de metri, acoperind relieful subiacent. |
Apc |
Câmpiile Amazoniene Craterate . Câmpii craterate, care apar ca variații locale ale regiunilor Aps . 89 de cratere la 10 6 km 2 . |
Zăcămintele eoliene și vulcanice dezvăluie local aflorimente ale terenurilor mai vechi și, prin urmare, mai craterate. |
Hpr |
Hesperian Rolling Plains . Câmpii ondulate, mai fracturate decât regiunile Apc , cuprinzând regiunile Nplc , Nhc și HNk , situate , de asemenea, la poalele escarpelor , marcând limita dintre zonele înalte ale emisferei sudice și câmpiile joase ale emisferei nordice, precum și la poalele marginii de nord a Hellas Planitia , evoluând treptat în regiuni vulcanice de vârstă medie AHvi . 73 de cratere la 10 6 km 2 . |
Câmpiile de lavă Hesperiană . |
Hprg |
Câmpiile Hesperian Ridged . Câmpiile pliate, în principal în regiunile Hesperia Planum , Syrtis Major Planum , Solis Planum , Sinai Planum și Lunae Planum . Este dificil de distins de depozitele mai vechi ale unității Hvo din zona Malea Planum . Terenurile Hprg situate la nord-est de craterul Schiaparelli s-ar putea datora prezenței unui crater mai vechi îngropat sub formațiunile mai recente, ale căror margini ar depăși local. 124 de cratere la 10 6 km 2 , aproximativ aceeași valoare cu cea a mării lunare . |
Curgeri de lavă hesperiană . |
Hpst |
Câmpiile cu dungi Hesperian . Câmpii moderat până la puternic craterate, marcate de dungi luminoase și întunecate în vânt de la craterele din Elysium Planitia . Aceste terenuri se pot amesteca cu cele ale unității Hprg . Vizualizările de înaltă rezoluție permit identificarea fracturilor și a escarpelor lobate. 133 cratere la 10 6 km 2 . |
Curgeri de lavă hesperiană . |
Npm |
Câmpiile pătate Noachian . Câmpii care prezintă alternanțe de albedo și formează o bandă largă de teren întunecat care înconjoară capacul boreal între 50 și 70º N și plină de cratere de albedo superior. 134 cratere la 10 6 km 2 . |
Brăzdată de cratere de lavă campii corelate la nivel local , cu timpul lui Noe straturi Nplc și NHC constituind terenuri mai mari se învecinează la sud de regiunile inferioare Apc și Aps . |
Nplc |
Podișul Noaterian Craterat . Teren înălțat cu pante foarte joase și formând regiuni mari foarte craterate, tipice emisferei sudice, cu multe cratere îngropate sau parțial îngropate și zone relativ plane între cratere. Aceste regiuni pot fi localizate foarte accidentate și marcate de rețele de canale și zone haotice. 135 de cratere la 10 6 km 2 . |
Pe timpul lui Noe lavă curge amestecat cu foarte neregulate vulcanic și meteoritic provocat de impact . |
AHvu |
Vulcanic nedivizat Hesperian amazonian . Domuri și conuri vulcanice mici (mai puțin de 30 km ) asociate în general cu structuri vulcanice la scară mai mare. Craterele vulcanice sunt frecvente. Extinderea spațială a acestor site-uri este prea mică pentru a permite datări statistice fiabile, pe baza exclusiv a ratei lor de craterizare. |
Clădiri vulcanice de vârstă nedeterminată, dar a priori relativ recente în conformitate cu morfologia lor generală. |
Avy |
Tânărul vulcanic amazonian . Terenuri vulcanice recent formate, care constituie marile scuturi ale Domului Tharsis , cu o rată deosebit de scăzută de craterizare și numeroase fluxuri de lavă foarte fluide, care conferă suprafețelor altfel netede un aspect fin striat. |
Vulcani bazaltici recenti (acum 800 - 200 milioane de ani). |
AHvi |
Vulcanic de vârstă intermediară Hesperiană amazoniană . Teren vulcanic de vârstă intermediară la suprafața scutului Alba Patera și scuturi parțial îngropate, cupole și clădiri înclinate din Elysium Planitia . Craterizarea este mai mare acolo decât cea din ținuturile Avy . Aceste regiuni sunt asociate local cu terenurile Hpr . |
Vulcani de scut , stratovulcani și cupole eruptive formate din lave bazaltice destul de vâscoase amestecate cu materiale piroclastice. |
Hvo |
Vulcanic vechi Hesperian . Pământ străvechi vulcanic formând regiuni din Hesperia Planum în jurul Tyrrhena Patera , de Hadriaca Patera în marginea de nord - est a bazinului de Hellas Planitia , și Malea Planum sud - vest de același bazin. |
Vulcanii scut și fluxurile de lavă fluide asociate; relieful redus al acestor regiuni ar putea rezulta din compensarea izostatică a costului în jurul acestor edificii vulcanice sau pur și simplu din marea fluiditate a lavei emise de acești vulcani. |
Aha |
Aureola Hesperiană amazoniană . Formații scăzute sub formă de dealuri alungite sau ondulații care provin de la baza vulcanilor precum Olympus Mons , Elysium Mons , Albor Tholus și Apollinaris Patera ; în regiunea Elizeului , aceste meleaguri par să se contopească treptat în unitatea Hpr . |
Fluxurile de lavă emanate din fisurile laterale din jurul clădirii centrale. |
AHcf |
Etajul Canionului Hesperian Amazonian . Teren plat și neted care formează fundul canioanelor, cum ar fi Valles Marineris, care se amestecă local în terenul AHct . |
Zăcăminte fluviale, zăcăminte eoliene, alunecări de teren. |
AHct |
Amazonian Hesperian Cahotic . Teren haotic caracterizat prin fracturi, brazde și bolovani mari în cratere, canale sau alte tipuri de forme de relief goale, de obicei în zona dintre Argyre Planitia și Chryse Planitia . |
Prăbușiri ale cavităților subterane probabil datorită topirii și fluxului de cantități mari de gheață prinsă anterior în permafrost . |
ANCH |
Materialul canalului amazonian Noahian . Teren tipic asemănătoare cu fundul de formare pentru paturi de râuri secat, local îngropate sub unități Aps sau amestecare în teren Apc . |
Zăcăminte fluviale sau eoliene. |
HNk |
Hesperian Noachian Knobby . Teren neregulat preferențial situat la marginea de cratere mari vechi și la limita dihotomia crustal, de obicei în contact cu Nplc și NHC unități , asociate la nivel local cu teren haotic. |
Origini geologice foarte diverse; ejecții care au căzut la pământ după impactul cosmic , eroziunea pământului antic, materiale degradate de la marginea bazinelor de impact și cratere mari , chiar blocuri mari aparent spălate de topirea brutală a cantităților mari de apă înghețată din permafrost . |
HNbr |
Hesperian Noachian Basin Rim . Marginile bazinelor Hellas , Argyre , Isidis , Lowell și Schiaparelli , inclusiv terenurile HNk . |
Ejecte și bolovani aduși la suprafața pământului antic datorită impactului meteoritului. |
Nc |
Noahian Cratered . Marginile craterelor mari cu diametrul de peste 400 km , inclusiv terenul HNk . |
Scoateți din craterele de impact. |
Nm |
Muntele Noachian . Masele mari de peste 10 km dimensiuni generale alungite în general asociate cu unitatea HNbr și reprezentate de obicei de Phlegra Montes , în regiunea Elysium Planitia . |
Instruire legată de defecțiuni rezultate din impacturile la originea bazinelor mari. |
Nhc |
Noachian Hilly & Cratered . Teren accidentat puternic craterat tipic emisferei sudice, diferind de unitatea Nplc prin faptul că regiunile dintre cratere sunt neregulate. Albedo din regiunile sudice de peste 50º S are o structură pătată. |
Poate cele mai vechi suprafețe de pe planetă. |
Următoarele paragrafe rezumă principalele caracteristici geologice ale planetei Marte.
Principala caracteristică orografică a lui Marte este opoziția dintre, pe de o parte, o emisferă nordică formată dintr-o vastă câmpie lipsită de relief semnificativ care se întinde pe puțin mai mult de o treime din suprafața planetei și, pe de altă parte, o zonă sudică emisfera formată din teren înalt foarte craterat și destul de neuniform, cu defecte, escarpări, alunecări de teren și regiuni cu relief haotic. Aceste două regiuni au naturi geologice radical diferite: scoarța marțiană este semnificativ mai subțire în emisfera nordică decât în emisfera sudică, terenurile din emisfera sudică sunt mai vechi, de la câteva sute de milioane de ani până la unul sau două miliarde de ani în urmă, decât cele din emisfera nordică și semnăturile spectrale mineralogice ale acesteia din urmă par marcate de o prezență străveche de apă lichidă abundentă și acidă care a afectat definitiv compoziția mineralogică a acestor regiuni (vezi mai jos).
Două tipuri de scenarii au fost propuse pentru a explica această situație. Prima se bazează pe dinamica internă a planetei, a convective mișcările manta și o schiță a plăcilor tectonice , cum ar fi formarea terestre Supercontinent în zorii istoriei planetei noastre. Al doilea se bazează pe unul sau mai multe impacturi mari care determină topirea scoarței în emisfera nordică; modelele cu impact unic ( în special ipoteza bazinului boreal ) întâmpină totuși anumite dificultăți în ceea ce privește observațiile. Studiul bazinelor de impact îngropate sub suprafață a făcut, de asemenea, posibil să se stabilească faptul că dihotomia crustiană marțiană datează de mai mult de patru miliarde de ani înainte de prezent și, prin urmare, este o structură moștenită din primele epoci ale planetei. Unele structuri mai recente la granița dintre cele două domenii sugerează, de asemenea, o relaxare izostatică a zonelor muntoase din sud după umplerea vulcanică a depresiunii emisferei nordice, care susține, de asemenea, marea antichitate a acestei dihotomii.
Particularitățile graniței dintre aceste două mari domenii geologice marțiene sunt deosebit de bine ilustrate de regiunea Aeolis Mensae , între Terra Cimmeria și Elysium Planitia : există formațiuni tectonice complexe și nu întotdeauna bine înțelese, precum și urme de eroziune a vântului foarte marcată. .
Abundența craterelor de impact este principala caracteristică a terenurilor antice din emisfera sudică. Există, desigur, și în emisfera nordică, iar craterele marțiene prezintă o mare varietate de forme: cratere vechi cu fund plat foarte erodate și uneori parțial îngropate în emisfera sudică, mici cratere foarte goale în formă de castron pe tărâmurile tinere din nordul emisfera, cu o particularitate marțiană - necunoscută pe Lună - legată de prezența compușilor volatili în pământ: „ craterele de bastion ”, cum ar fi craterul Yuty ; aceste cratere particulare se caracterizează prin prezența unor ejecții lobate foarte recunoscute. Așa-numitele crestere „piedestal” rezultă din eroziunea diferențială a solului neconsolidat care înconjoară un crater de impact , ale cărui margini și materialele imediat în contact cu impactul au fost întărite sub efectul mecanic și termic.șoc cu impactorul . Instrumentul HRSC de pe Mars Express a oferit fotografii excelente ale unuia dintre aceste cratere din regiunea Hephaestus Fossae .
Impacturile rezultate din coliziunea cu un element de impact suficient de energic pentru a străpunge scoarța marțiană și a provoca revărsări magmatice nu mai dau naștere unui crater, ci unui bazin de impact ; bazinele principale identificate fără echivoc pe Marte sunt, prin scăderea dimensiunii:
Existența bazinului boreal ca un singur bazin este departe de a fi dovedită, dar, dacă această ipoteză s-ar dovedi a fi corectă, ar grupa geologic împreună un set de depresiuni cuprinzând Vastitas Borealis , Arcadia Planitia și Acidalia Planitia , care, prin de departe o fac cea mai mare astfel de structură din sistemul solar .
Amazonis Planitia , care, de asemenea, arată ca un bazin de impact, nu ar fi totuși unul și ar avea o origine destul de vulcanică, fiind situat între cele două mari regiuni vulcanice marțiene: Elysium Planitia la vest și umflătura Tharsis la 'is. Instrumentul MARSIS al Mars Express - Radarul avansat Mars pentru sunet subteran și ionosferic - a dezvăluit, de asemenea, existența multor alte efecte de magnitudine variabilă, invizibile astăzi, deoarece acestea sunt îngropate în solul planetei.
Formarea bazinelor de impact marțiene datează în principal din primele vârste ale planetei, cu mai mult de patru miliarde de ani în urmă: ultimele impacturi majore trebuie să se fi produs la sfârșitul Noahului , în timpul marelui bombardament târziu , există între 4,1 și 3,9 (sau chiar 3,8) miliarde de ani - Bazinul Caloris , pe Mercur și Mare Imbrium („ Marea ploilor ”), pe Lună , sunt datate și din această perioadă, care corespunde, pentru Lună, Nectarului iar Imbrianul inferior ; este posibil ca sateliții Phobos și Deimos să aibă o legătură cu acest episod, ca asteroizi incidenți capturați de Marte - dar ar rămâne apoi să explice orbita lor cvasicirculară cu o înclinație foarte mică pe ecuatorul marțian - sau ca aglomerate de materiale proiectat în spațiu și plasat pe orbită în urma coliziunilor cu elemente de impact de dimensiuni suficiente, Phobos dedesubt și Deimos dincolo de orbita sincronă a lui Marte, care corespunde unei altitudini de 17.000 km deasupra suprafeței; cel mai probabil scenariu, în acest caz, ar fi una sau mai multe coliziuni cu una sau mai multe planetezimale la scurt timp după formarea planetei Marte (scenariu similar cu cel al formării Lunii în urma impactului Theia asupra proto - Pământ ), despre Acum 4,5 miliarde de ani, mai degrabă decât în timpul marelui bombardament târziu , 500 de milioane de ani mai târziu.
Din punct de vedere schematic, vulcanismul marțian pare să fi evoluat la nivel global de la un vulcanism de câmpie care datează de la sfârșitul Noahului până în prima jumătate a Hesperianului , definit prin revărsări de lavă bazaltică foarte fluidă, ca cea a „mărilor” lunare și care constituie un fracțiune notabilă a suprafeței marțiene, până la conuri vulcanice bine formate care amintesc de stratovulcani terestri din a doua jumătate a Hesperianului . Între aceste două extreme, o întreagă gradație de morfologii face posibilă explicarea varietății de terenuri și formațiuni vulcanice întâlnite pe întreaga suprafață a planetei, în special faimoșii vulcani cu scut marțian.
Câmpiile de lavăCea mai veche formă de vulcanism marțian, care datează de la sfârșitul Noahului și continuă până la Hesperian , ar fi cea a întinderilor bazaltice care acoperă fundul bazinelor de impact precum Argyre și Hellas , precum și anumite întinderi plate situate între acestea două bazine și cel al lui Isidis (în special Syrtis Major Planum , Hesperia Planum și Malea Planum ), care amintește de terenurile vulcanice netede identificate pe Mercur (de exemplu Borealis Planitia ), pe Venus (tipic Guinevere Planitia ) și pe Lună - „ Mările ” lunare, de cele mai multe ori corelate cu impacturile cosmice .
Pe Marte , aceste câmpii de lavă noahiene constituie regiunile Malea Planum , Hesperia Planum și Syrtis Major Planum , care apar ca platouri bazaltice a căror suprafață, tipică Hesperianului , este geologic mai recentă. Dinamica care stă la baza acestui tip de vulcanism, între fisură și punctul fierbinte , nu este cu adevărat înțeleasă; în special, nu explicăm cu adevărat faptul că vulcanii Malea , Hesperia și Elysium sunt mai mult sau mai puțin aliniați pe o distanță atât de mare.
O cameră de magmă a fost identificat sub Caldeiras de Syrtis Major de anomalie gravitațională provoacă. Syrtis Major Planum apare astfel ca un vulcan scut deosebit de plat și erodat. Aceste formațiuni combină caracteristici efuzive și explozive, făcându-le să semene cu scuturi piroclastice terestre, cum ar fi Emi Koussi din masivul Tibesti . Acesta este în special cazul Hesperia Planum , al cărui front vestic în contact cu Hellas Planitia , în imediata vecinătate a lui Hadriacus Mons , a prăbușit cavități - cum ar fi Ausonia Cavus - mai mult sau mai puțin subteran extins de albii de pâraie uscate - Dao Vallis și Niger Vallis , sau chiar Harmakhis Vallis puțin mai la sud - care amintesc, la o scară mult mai mare, de urmele lăsate pe Pământ de laharuri .
Câmpii de lavă mult mai mari și, uneori, destul de recente (până în a doua jumătate a Amazonului ), înconjoară clădirile celor două mari domenii vulcanice marțiene, și anume Elysium Planitia și mai ales umflătura Tharsis de ambele părți. Altele din Amazonis Planitia . Exemplul tipic este foarte vast grup de vârste eterogene formate de platouri de Daedalia , Icaria , Siria , Sinai , Solis , Thaumasia și Bosporos la sud de Valles Marineris : cel puțin 163 guri vulcanice au fost identificate pe curburii Siriei , sursa de fluxuri de lavă care se extind pe peste 45.000 km 2 . Toate aceste câmpii par să rezulte din revărsările de lavă de pe părțile vulcanilor sau chiar din prima lavă foarte fluidă curge din vulcanii înșiși. Astfel, suprafața deosebit de netedă a Amazonis Planitia ar rezulta din depozite vulcanice continue din Hesperian până în perioadele destul de recente ale Amazonianului .
Scutează vulcani și stratovulcaniUn vulcan scut , o expresie din islandezul Skjaldbreiður care desemnează un vulcan turtit în formă de „ scut mare ” (semnificație literală a acestui toponim ), se caracterizează prin panta foarte mică a laturilor sale. Pe Pământ , un astfel de vulcan rezultă din revărsări de lavă sărace în silice, foarte fluide, care curg cu ușurință pe distanțe mari, formând structuri aplatizate care se răspândesc pe suprafețe foarte mari, spre deosebire, de exemplu, de stratovulcani , al căror con, bine format, are o bază mai restrânsă. Tipul de vulcan scut de pe Pământ este Mauna Loa din Hawaii ; Piton de la Fournaise , în Reunion , este altul, mai mic , dar foarte activ.
Pe Marte , cele mai spectaculoase structuri vulcanice sunt tocmai vulcanii scut. Cea mai mare dintre acestea, Alba Mons , se întinde pe o lățime de aproximativ 1.600 km, dar se ridică la doar 6.800 m deasupra nivelului de referință . O analiză topografică detaliată a acestui edificiu vulcanic, printre cele mai mari din sistemul solar, dezvăluie trei perioade majore de activitate prin pauzele de pantă și curgerile de lavă particulare observate în jurul sistemului său de caldera. Primele erupții ar fi constituit din lave fluide care s-ar fi răspândit pe o suprafață mare, apoi erupții mai localizate ar fi dat naștere scutului central și, în cele din urmă, o fază finală ar fi dus la cupola care transporta sistemul caldera, masa de ceea ce ar fi favorizat lărgirea grabenilor din Alba și Tantalus precum și panta joasă a vârfului spre est. Alba Mons este exact opusul a bazinului de impact al Hellas Planitia , și de formare ar putea fi din cauza redirijarea contra impactului original al bazinului, există aproximativ 4 miliarde de ani. Datarea acestui set este oricât de delicată, aspectul său general destul de erodat și acoperit de praf sugerând o bătrânețe, dar slaba craterizare a suprafețelor sale (comparată de exemplu cu cele ale Syrtis Major , un alt vulcan scut clar mai vechi până la punctul de a semăna mai degrabă un platou bazaltic decât un vulcan) și morfologia sa generală în cele din urmă destul de apropiată de cea a vulcanilor bombei Tharsis , cu fluxurile lor mari de lavă în lobi laterali și erupții succesive care se strâng în jurul calderelor, pledează mai degrabă pentru o activitate centrată în mijlocul Hesperianului și extinzându-se până la începutul Amazonianului .
Olympus Mons , cel mai cunoscut și cel mai mare dintre vulcani marțian, se ridică la 21229 m deasupra nivelului de referință (altitudini mai mari sunt încă foarte des publicate, chiar și recent pe site - urile instituționale americane, dar se bazează pe estimări ale XX e secolului măsuri anterioare de Mola AMS ) și are un sistem caldeiras de -a lungul a 85 km , lățime de 60 km și o adâncime de până la 3 km ; acoperă o suprafață de aproximativ 320.000 km 2 și 624 km mai lată, delimitată de un terasament care poate ajunge la 6.000 m în altitudine pe alocuri. Originea acestei escarpări este în prezent necunoscută: vulcanii care prezintă astfel de formațiuni pe Pământ sunt tipici unui vulcanism subglaciar , caracterizat prin revărsarea lavei sub o masă de gheață care limitează extinderea acesteia. , cum este cazul Herðubreið , în Islanda ; cu toate acestea, am fi aici în prezența unui vulcan care s-ar fi dezvoltat sub o strat de gheață gros de 5 până la 6 km , ceea ce pare a priori de neconceput în lumina cunoștințelor noastre actuale pe planeta Marte , astfel încât originea acestei particularități topografice nu a fost încă explicat și că teoriile despre acesta abundă.
Baza Olympus Mons din Franța .
Înălțimile comparative ale Olumpus Mons, Muntele Everest și Mauna Kea , cel mai înalt vulcan de pe Pământ.
Volumele Olimpului Mons în trei dimensiuni.
Ceilalți vulcani mari marțiști sunt, de asemenea, vulcani scut: de la nord la sud, Ascraeus Mons , Pavonis Mons și Arsia Mons constituie Tharsis Montes și sunt cele mai mari trei clădiri din umflătura Tharsis , în timp ce Elysium Mons este principala formațiune a ' Elysium Planitia . Fluiditatea lavei din aceste edificii vulcanice este bine ilustrată de cavitățile de prăbușire observate, de exemplu, pe flancul sudic al Arsia Mons , formate după ce lava s-a solidificat la suprafață, în timp ce continua să curgă în interior, lăsând cavități ale căror vârf s-a prăbușit la golire. .
Vulcanii cu scut marțian ating dimensiuni gigantice în comparație cu omologii lor terestri datorită absenței tectonicii plăcilor pe Marte: scoarța marțiană rămâne staționară în raport cu punctele fierbinți , care o pot străpunge în același loc pentru perioade foarte lungi de timp. dau naștere la edificii vulcanice rezultate din acumularea de lava timp de câteva miliarde de ani, în timp ce, pe Pământ, deplasarea plăcilor litosferice deasupra acestor puncte fierbinți duce la formarea unui șir de uneori câteva zeci de vulcani, fiecare rămânând activ doar pentru câteva milioane de ani, ceea ce este mult prea scurt pentru a permite formarea unor structuri la fel de impunătoare ca pe Marte. Arhipelagul Hawaiian este cel mai bun exemplu terestru al deplasării unei plăci tectonice deasupra unui hotspot, în acest caz, placa de Pacific deasupra hotspot Hawaii ; în același mod, arhipelagul Mascarene rezultă din deplasarea plăcii somaleze deasupra punctului fierbinte al Reuniunii .
Alte tipuri de vulcani de pe Marte amintesc mai mult de stratovulcani , care rezultă din acumularea de depozite de lavă amestecate cu cenușă vulcanică . Acestea sunt tholi (pluralul latin al tholus ), clădiri de dimensiuni mai modeste decât vulcanii scut, cu pante mai abrupte, în special în apropierea craterului, precum și paterae , care sunt uneori reduse la caldeira lor . Toate aceste tipuri de vulcani sunt prezenți în regiunile Tharsis Bulge și Elysium Planitia , cu toate acestea, tendința generală este de a găsi vulcani scut în regiunea Tharsis, în timp ce vulcanii Elysium sunt mai asemănători cu stratovulcanii.
Alba Mons , la nord-vest de umflătura Tharsis , este chiar tipul vulcanului scut , cu o lățime de 1.600 km pentru doar 6,6 km altitudine.
Olympus Mons , situat la vest de Tharsis Bulge , este un vulcan scut cu diametrul depână la 624 km , cu o calderă lungă de85 km la 21,2 km deasupra nivelului mării sau aproximativ 22,5 km deasupra câmpiilor din jur.
Arsia Mons , un vulcan scut de aproximativ 435 km în diametru și 9 km înălțime, cu o calderă enormă de110 km în diametru lao altitudine de16 km ; este cel mai sudic dintre cei trei vulcani din Munții Tharsis .
Elysium Mons , principalul vulcan din Elysium Planitia , se ridică la 13 km deasupra câmpiilor înconjurătoare și are o lățime deaproximativ 240 km , cu un mic crater circular de 14 km în diametru.
Hecates Tholus , la nord-est de Elysium Planitia , are un tholus de 183 km în diametru și un crater nu mai mare de 10 km în diametru la 5,3 km deasupra nivelului mării.
Biblis Tholus , în centrul-vestul umflăturii Tharsis și mai vechi decât umflătura în sine, prezintă o formă asimetricălungă de170 km pe 100 km lățime și 3 km înălțime, cu o calderă de 53 km diametru și 4, 5 km adâncime, posibil datorată până la prăbușirea camerei magmatice .
Apollinaris Patera , la sud-est de Elysium Planitia , este un stratovulcan cu 296 km în diametru, cu o calderă foarte mare deaproximativ 80 km în diametru la 5 km deasupra nivelului mării, posibil datorită unei explozii piroclastice.
Albor Tholus , la sud de Elysium Planitia , este un stratovulcan „mic” de160 km în diametru și 4,5 km înălțime, cu o caldare mare de30 km în diametru și 3 km adâncime.
Cel mai spectaculos și complex dintre seturile geologice marțiene este format din vulcanii mari din regiunea Tharsis - Alba Mons , Olympus Mons și lanțul vulcanilor din Tharsis Montes - precum și sistemul de canioane care decurg din defectele încrucișate ale Noctis Labyrinthus să se dezvolte prin întregul Valles Marineris apoi pe terenurile haotice ale Xanthe Terra și Margaritifer Terra până la periferia Chryse Planitia . Toată această regiune - umflătura Tharsisului - ar rezulta din apariția unui sistem de pene de manta la originea punctelor fierbinți materializate de diverșii vulcani din Tharsis, precum și, probabil, a umflăturilor Siriei Planum și a defectelor Noctis Labirint . La sudul acestei regiuni, este un întreg fragment de scoarță care ar fi fost ridicat și mutat cu o mișcare de translație spre sud cuplat cu o rotație în direcția opusă acelor unui ceas.
Siria Planum , în special, pare să fi jucat un rol tectonic definitoriu pe întreaga regiune pentru o perioadă foarte lungă de timp, de la Noachian la Amazoniană . Zeci de vulcani scut mici de câteva zeci de kilometri în diametru și câteva sute de metri înălțime punctează acest platou vulcanic, a cărui suprafață oscilează între 6.000 și 8.000 m deasupra nivelului mării. Unitatea geologică formată din Siria Planum , Solis Planum și Thaumasia Planum ar putea fi văzută ca o placă litosferică aspră , ridicată și deplasată spre sud, formând, în sud, un început de convergență la nivelul Claritas Fossae , Coracis Fossae și Nectaris Fossae , în timp ce la nord a apărut o ruptură enormă de 4.000 km lungime la nivelul Noctis Labyrinthus și, mai presus de toate, al Valles Marineris , a cărui origine tectonică de la întinderea nord-sud a crustei marțiene fusese prevăzută de la sfârșitul anilor 1970 prin analiza imaginile difuzate de Viking 1 Orbiter .
Valles Marineris este un șanț de prăbușire lărgit de eroziune pentru a atinge în locuri o lățime de 600 km și o adâncime de 10 km . Eroziunea în cauză ar avea o origine în mare parte hidrologică , dovadă fiind prezența sulfatilor hidrați, a căror grosime a zăcămintelor formează uneori munți adevărați și văi dendritice care mărturisesc existența trecută a unei rețele de cursuri de apă . Permanentă și durabilă apă . În plus, studiul detaliat al imaginilor realizate de numeroasele sonde care, pe orbită, au observat aceste canioane, au dezvăluit formațiuni de roci interpretate ca urme ale activității râurilor foarte prelungite și analiza de către Mars Global Surveyor a anomaliilor gravitaționale. că semnătura Valles Marineris se extinde în bazinul de Chryse Planitia , care dă o idee despre cantitatea de material realizat din aceste canioane de eroziune râu continuă pe o perioadă de timp suficient de lungă. Dacă urme de vulcanism și activitate fluvială sunt evidente în Valles Marineris , zidurile acestor canioane au fost modificate în principal, în stil amazonian , prin eroziunea vântului și alunecările de teren , adesea de mare amploare; dar aceste modificări, la rândul lor, dezvăluie urme ale fluxurilor subterane antice de-a lungul greșelilor astfel expuse. De altfel, estimarea frecvenței alunecărilor de teren de-a lungul zidurilor din Valles Marineris a condus la propunerea unei reduceri a unui factor de 3 în frecvența impactului meteoritului pe suprafețele marțiene timp de 3 miliarde de ani, spre deosebire de modelele obișnuite care se bazează mai mult pe o constantă rata de craterizare , care ar duce la observarea unei creșteri a frecvenței alunecărilor de teren care este dificil de explicat.
Natura terenului care formează fundul canioanelor nu este încă foarte bine înțeleasă, în special în ceea ce privește partea dintre originea vulcanică și originea sedimentară. Vulcanismul ar fi a priori mai semnificativ în vestul canioanelor, lângă Siria Planum , iar ținuturile întunecate calificate drept „depozite interioare stratificate” situate în regiunea Tithonium Chasma ar fi vulcanice.
Elysium Planitia și alți vulcani ... dar poate pingosA doua regiune vulcanică a lui Marte este foarte diferită de cea din Tharsis. Mult mai mic, este, de asemenea, mult mai recent, cu multe terenuri formate aparent cu mai puțin de o sută de milioane de ani în urmă, unele fluxuri de lavă fiind datate, din rata lor de craterizare , mai vechi de zece milioane de ani. Una dintre particularitățile acestei regiuni este prezentarea diferitelor moduri de interacțiune a lavei cu terenul încărcat de gheață.
Imaginile sondelor care orbitează în jurul lui Marte arată, de asemenea, o serie de conuri mici depășite de un crater, de exemplu în apropierea Polului Nord, care ar putea fi vulcani, dar este, de asemenea, posibil ca acest tip de structură să fie mai asemănător cu pingosul , cum ar fi cele din Utopia Planitia , care nu au nimic vulcanic , dar sunt, pe Pământ , tipic climate polare, în cazul în care acestea rezultă din expansiunea cumulativă a apei a permafrostului așa cum se topește și îngheață alternativ , în funcție de anotimpuri.
DiguriFundul unor cratere din Syrtis Major Planum prezintă creste alungite aranjate într-un mod ordonat, ceea ce sugerează cu tărie că este într-adevăr din diguri . Aceste structuri se formează în special în ținuturile traversate de defecte cauzate în special de impactul meteoritului și rezultă din rezistența mai mare la eroziunea rocilor magmatice scufundate în aceste defecte, realizate din materiale mai fragile și care ajung să dispară, lăsând o lamă bazaltică. având aspectul unui perete sau a unui dig (de unde și denumirea acestui tip de structură). Un dig poate fi format, de asemenea, prin cimentarea unor breșe sub efectul unui curent care se strecoară în defecte, ducând din nou la întărirea materialului de umplere, care va rămâne singur odată ce a avut loc eroziunea. Funcționează pe carcasa mai puțin rezistentă.
Regiunea Huo Hsing Vallis este deosebit de interesantă în acest sens, deoarece prezintă diguri destul de evidente în partea sa sudică.
Pe Pământ , digurile sunt frecvent asociate cu depozite minerale importante, ceea ce justifică pe deplin interesul care poate fi manifestat în aceste structuri de pe Marte .
Întâlnirea vulcanismului marțianAria suprafeței și masa a planetei Marte fiind , respectiv , de 3,5 și de 10 ori mai mici decât cele ale Pământului , aceasta planeta sa răcit mai repede decât a noastră , iar activitatea sa internă a fost , prin urmare , de asemenea , redus mai rapid: în timp ce vulcanismului și, mai general, tectonice ( clădiri montane , cutremure , tectonică de plăci etc.) sunt încă foarte active pe Pământ, par a fi mai vizibile pe Marte, unde nici o tectonică de plăci nu a trecut, niciodată nu a putut fi evidențiată.
De asemenea, vulcanismul marțian pare să fi încetat să mai fie activ, deși vârsta aparent foarte recentă a anumitor fluxuri de lavă sugerează, pentru anumiți vulcani, o activitate în prezent cu siguranță foarte redusă, dar poate nu riguros zero, mai ales că Marte, spre deosebire de Lună , nu a răcirea terminată, iar interiorul său, departe de a fi în întregime înghețat, conține în realitate un nucleu care poate fi complet lichid. În general, analiza datelor colectate de Mars Express a condus o echipa de oameni de știință planetare de la ESA -LED german Gerhard Neukum să propună o secvență de cinci episoade vulcanice:
Aceste date se bazează pe evaluarea ratei de craterizare a fluxurilor de lavă corespunzătoare, care pare a fi contracontrolată prin observații indirecte pe termen mediu, dar contrazisă de observații directe pe termen scurt deduse din frecvența impacturilor recente observate pe mai mult mai mult de zece ani. prin sondele prin satelit din jurul lui Marte, principala dificultate a acestui tip de datare constă în evaluarea prejudecăților statistice introduse de diferența notabilă în ordinele de mărime dintre suprafețele antice (vechi de peste 2 miliarde de ani), care reprezintă o fracțiune semnificativă suprafața lui Marte și suprafețele mai recente (mai puțin de 200 de milioane de ani), care sunt comparativ extrem de mici.
În plus, dacă frecvența impacturilor recente înregistrate de sondele prin satelit din jurul planetei Marte pare să sugereze o rată a craterelor mai mare decât cea utilizată de obicei până în prezent formațiunilor marțiene (ceea ce ar duce la „întinerirea” tuturor acestor date), ar părea mai degrabă decât , pe termen lung, această rată de craterizare a fost dimpotrivă împărțită la trei în ultimii 3 miliarde de ani, ceea ce ar tinde să „îmbătrânească” întâlnirile marțiene, cu atât mai mult cu cât acestea se referă la fenomene recente.
Tabelul de mai jos prezintă o sinteză sinoptică a principalilor vulcani marțieni și datarea formării lor atunci când ar putea fi determinată folosind rata de craterizare înregistrată pe diferitele lor suprafețe; aceste date, atunci când sunt estimate, se referă la cele mai vechi zone identificate pe suprafața fiecărui vulcan, acestea fiind neapărat formate mai devreme, astfel încât nu poate fi decât o limită mai mică decât vârsta acestor vulcani - ceea ce traduce semnul „≥” :
Imagini ale suprafeței marțiene transmise încă din anii 1970 de sondele vikinge care orbitează planeta roșie au dezvăluit omniprezența formațiunilor geologice care rezultă aparent din acțiunea, uneori prelungită, a unor cantități mari de lichid, care încă era încă imposibil de specificat, H 2 Osau CO 2conform principalelor ipoteze făcute la acea vreme, cunoscute respectiv sub denumirea de „ Marte albastru ” și „ Marte alb ”, acest din urmă model, bazat pe CO 2, apărat în special de astronomul australian Nick Hoffman, de la Universitatea din Melbourne ; a fost doar cu caracterizarea in situ a jarozitei (formarea mineralelor în medii apoase ) de către roverul american Opportunity în 2004, precum și a filosilicaților (alterarea apoasă a rocilor magmatice ) și kieserita (mineral hidratat ) de către sonda European Mars Express în 2005 , că natura acestui lichid ar putea fi identificată formal ca apă - o identificare care a făcut obiectul unor infirmări minoritare până la începutul anilor 2000.
Harta topografică a regiunii Kasei Valles , Bahram Vallis , Vedra Valles , Maumee Valles și Maja Valles , cu 24,4 ° N și 295 ° E, unde au fost făcute mai multe fotografii care urmează.
„Insule” profilate de curentul Maja Valles , în patrulaterul Lunae Palus .
„Insulele“ lacrimi în formă de cratere formate de materiale aruncate Lod , Bok și aur la „gura“ de Ares Vallis în Chryse Planitia , de 21 ° N și 329 ° E .
Urme de fluxuri de lichide în regiunea de vest a Chryse Planitia la gura Maja Valles , la 21 ° N și 311 ° E ; următoarea imagine detaliază împrejurimile craterului Dromore .
Eroziune priori origine hidrologică în jurul craterul Dromore de 19,9 ° N, 310.3 ° E .
Curge prin Vedra Valles , Maumee Valles și Maja Valles către Chryse Planitia .
Fluxuri de ejecte din craterul Arandas în jurul craterelor mai mici la 43 ° N și 346 ° E , marcate de săgeți albe subțiri (nu foarte vizibile pe această fotografie veche).
Canalele de pe versanții Alba Mons , majoritatea atribuibile fluxurilor de lavă, dar unele par mai degrabă datorate eroziunii ploii.
Sisteme de valuri dentritice observate în patrulaterul Thaumasia , un tip de structură a cărui origine este în general ploioasă.
Văile copacilor din patrulaterul sinusal Margaritifer .
Văile din regiunea Warrego Valles .
Dacă văile râurilor sunt bine desenate și foarte evidente pe suprafața lui Marte, îi lipsesc, pe de altă parte, toate structurile de dimensiuni mai mici susceptibile să indice originea acestor fluxuri, în ciuda rezoluției foarte mari a vederilor luate recent. sonde precum Mars Global Surveyor cu instrumentul HiRISE - High Resolution Imaging Science Experiment . Acest lucru ar putea însemna că aceste văi sunt structuri foarte vechi dezvăluite de eroziunea parțială a solurilor, care ar ascunde în consecință urmele surselor și torenților la originea acestor râuri. Văile sunt într-adevăr deseori discontinue, cu segmente invizibile sub ceea ce pare a fi o regiune de teren mai nou și mai puțin erodat. O altă ipoteză este că acestea ar proveni din fluxul mai recent de apă topită din permafrost , ceea ce ar explica de ce multe „cursuri” marțiene par să se termine într-o cavitate semicirculară.
RavineImaginile de înaltă rezoluție au evidențiat, de asemenea, prezența a câteva sute de gulere (numite gulii de către anglo-saxoni ) pe pereții multor cratere și canioane ale terenurilor noahiene din emisfera sudică, cel mai adesea orientate spre ecuator și la o latitudine de aproximativ 30 ° S; aceste structuri nu par a fi erodate în mod deosebit și nici nu prezintă urme de impact ulterioare formării lor, ceea ce ar indica apariția lor recentă.
Văile în formă de copac ale platoului Candor din patrulaterul Coprates , care sunt indicatori puternici ai unui climat ploios de durată.
Regiunea Ius Chasma din patrulaterul Coprates , ale cărui canale au o densitate și o organizare sugerând puternic formarea lor din precipitații ploioase.
Gullies Zona Sirenum fosele de 38,9 ° S 195,9 ° E .
Unul dintre cele mai notabile tipuri de formațiuni geologice legate de prezența trecută a cursurilor de apă pe suprafața planetei Marte sunt văile inversate, care rezultă din eroziunea vântului a terenului care înconjoară un vechi albiu . Acestea din urmă devin evidente, deoarece mai puțin ușor erodate datorită la acțiunea de întărire, prin cimentare, a apei care curgea anterior în acest loc: mineralele dizolvate în apă precipită între interstițiile stratului sedimentar de dedesubt, care este întărit în raport cu terenul înconjurător. Vedem astfel apariția, sub efectul eroziunii uniforme a vântului, a văilor negative, proeminente în loc să fie goale, așa cum se întâmplă la nivelul craterului Miyamoto , în regiunea Meridiani Planum .
Formațiuni geologice spectaculoase și foarte auto-explicative, cum ar fi deltele , cum ar fi cele ale craterului Jezero la 18,9 ° N și 77,5 ° E sau craterul Eberswalde (numit anterior " craterul Holden NE ") la 24,3 ° S și 326,5 ° E , au fost, de asemenea, observat, respectiv de instrumentul CRISM al Mars Reconnaissance Orbiter și MOC al Mars Global Surveyor . În plus față de aceste formațiuni în sine, care sunt legate fără echivoc de activitatea hidrologică din trecut, au fost identificate acolo multe minerale asociate în mod tipic cu zonele umede, în special filosilicatele (a se vedea mai jos).
Delta argiloasă în relief inversat observată pe13 noiembrie 2003prin MDC AMS aproape de Eberswalde crater de 24,3 ° S, 326.5 ° E .
Crestele sinuos regiunea medusae fosele , la sud de Amazonis Planitia , ilustrând relieful inversat dezvăluind vechi paturi de râuri călite de cimentare, văzut de OPR8 aprilie 2008.
Marte fiind o planetă rece de trei sau patru miliarde de ani, care pare să fi posedat o hidrosferă semnificativă și acum trei sau patru miliarde de ani, nu pare surprinzător să găsim acolo numeroase formațiuni care să evoce acțiunea trecută sau prezintă ghețari . Unele formațiuni în formă de limbă sunt destul de tipice (vezi mai jos), în timp ce regiuni întregi par a fi marcate de gheață, în special Deuteronilus Mensae , despre care se spune că este deosebit de bogată în gheață sub doar câțiva metri de bolovan.
Ghețarii marțieni par adesea asociați cu teren neregulat, cratere de impact și vulcani ; au fost descrise în special pe Hecates Tholus , Arsia Mons , Pavonis Mons și Olympus Mons .
Ghețar în formă de limbă la 31,41 ° S și 112,65 ° E în regiunea Hellas Planitia .
Depozit lobat la graniță materializând dihotomia crustiană marțiană.
SEC a fost publicat în 2005 de fotografii - apoi mediatizate suficient - luate de instrumentul HRSC sonda Mars Express arată un anonim crater de 35 kilometri De un diametru i 2 kilometri De adancime, situat de 70,5 N și 103 ° ° E în marea câmpie boreal din Vastitas Boreal , al cărui fund este parțial acoperit cu gheață de apă pe un câmp de dune întunecate care apar pe marginea gheții.
Mai spectaculoase încă, formațiuni care amintesc destul de distinct de suprafața „fosilizată” a unei mări acoperite cu fragmente de gheață spartă au fost identificate în același an de aceeași sondă în estul regiunii Elysium Planitia , cu aproximativ 5 ° N și 150 ° E acoperind o zonă apropiată de cea a Mării Nordului - 800 × 900 km 2 pentru 45 m adâncime - și datată în urmă cu aproximativ 5 milioane de ani.
O vastă regiune marțiană, de-a lungul nordului de-a lungul frontierei geologice, materializând dihotomia crustală la sud de Amazonis Planitia, între cele două regiuni vulcanice din Elysium Planitia și umflătura Tharsis , se caracterizează prin formațiuni atipice care apar ca masive lobate cu suprafața ondulantă, geologic foarte tânără având în vedere absența virtuală a craterelor la suprafața lor (dar de origine mult mai veche, probabil datând din Hesperian ), și care uneori acoperă în mod clar topografii mai vechi: Lucus Planum cu 4 ° S și 182 ° E , Eumenides Dorsum la 4,4 ° N și 203,5 ° E , Amazonis Mensa la 2 ° S și 212,5 ° E și Gordii Dorsum la 4,4 ° N și 215,9 ° E ; mai la vest, Aeolis Planum la 0,8 ° S și 145 ° E și Zephyria Planum la 1 ° S și 153,1 ° E , la sud de Elysium Planitia , sunt de asemenea incluse în acest ansamblu.
Cea mai emblematică și mai puțin înțeleasă dintre aceste formațiuni este cea care înconjoară Medusae Fossae , situată la 3,2 ° S și 197 ° E , la sud-vest de Eumenides Dorsum , în cartierul nord-estic al cvadranglului Memnonia (cf.. Cvadrangul MC-16 al USGS ). Acest material particular prezintă o textură slabă și fragilitate la eroziunea eoliană bine demonstrată prin gardurile sale văzute de imagerul termic THEMIS al sondei Mars Odyssey din 2001 și mai jos de HiRISE :
Vedere a formației Medusae Fossae pe2 august 2008prin instrumentul HiRISE de MRO în patrulaterul Aeolis de 10,2 ° S 176,4 ° E .
Vedere a formației Medusae Fossae pe30 septembrie 2006prin instrumentul HiRISE de MRO în patrulater Elysium de 0,5 ° N 142.1 ° E .
Straturi ale formațiunii Medusae Fossae văzute pe9 ianuarie 2008prin instrumentul HiRISE de MRO în patrulater Aeolis de 2,1 ° S 148.8 ° E .
European Mars Express sonda si sa HRSC camera furnizat , de asemenea instantanee detaliate ale acestei regiuni.
Mars Express a permis studiul intens al formării Medusei Fosare folosind radarul său MARSIS, sub responsabilitatea italianului Giovanni Picardi. Aceste studii au arătat că acestea sunt depozite de până la 2,5 km grosime în locuri, ale căror proprietăți electrice sunt compatibile atât cu o natură poroasă (depozite de cenușă vulcanică de origine eoliană), cât și cu o natură apoasă (gheață de apă încărcată cu praf, ca în capac polar polar rezidual), datele colectate apoi nepermițând să se decidă între aceste două posibilități. Analize recente au arătat că aceste depozite s-ar fi putut extinde dincolo de limita geologică care marchează dihotomia crustală, așa cum poate fi sugerat de formațiunile interpretate ca rămășițe ale depozitelor similare în zonele înalte de la sud de Medusae Fossae .
Instrumentul SHARAD al Mars Reconnaissance Orbiter , proiectat cu precizie pentru a analiza ecourile radarului de suprafață, a făcut, de asemenea, posibil să se determine că structura straturilor de depozite care constituie formația Medusae Fossae diferă de cea a capacelor polare, în măsura în care nu există nicio stratificare. instrumentul nu a putut fi demonstrat din datele colectate de acest instrument, în ciuda faptului că se poate detecta o stratificare a terenurilor corespunzătoare prin straturi de câteva zeci de metri grosime în lumina infraroșie și vizibilă ; pe de altă parte , capacul sudic rezidual prezintă o stratificare perfect detectabilă de SHARAD.
Marte are un capac polar la fiecare pol, fiecare capac având fiecare o dinamică specială datorită asimetriei anotimpurilor pe Marte: iarna sudică este mult mai lungă și mai rece decât iarna boreală, în timp ce vara sudică este mai caldă decât cea din nordul emisferă. Rezultă că temperatura polilor marțieni variază diferit în timpul anului la polul nord și la polul sud, cu un minim comparabil de -120 ° C în nord și -130 ° C în sud, dar maxim de - 100 ° C în nord și -50 ° C în sud: acest lucru explică de ce capacul boreal rezidual are un diametru de aproximativ 1000 km , adică de două până la trei ori mai mic decât extensia sa maximă, în timp ce capacul sudic rezidual are doar aproximativ 300 km în diametru.
Spre deosebire de cele ale Pământului , calotele polare marțiene sunt constituite, la suprafață, în esență, dioxid de carbon de gheață și o fracțiune de gheață în apă . Acestea ating grosimi considerabile, capacul sudic fiind măsurat de instrumentul italo-american MARSIS al sondei europene Mars Express ca având o grosime de până la 3,7 km . Instrumentul OMEGA , de asemenea la bordul acestei sonde, a făcut posibilă estimarea conținutului total de apă al gheții polare sudice la 15%, restul de 85% fiind alcătuit din CO 2.îngheţat. Dar grosimea capacului pare dimpotrivă constă din depozite mixte de praf de gheață în apă în proporții variabile în funcție de straturile succesive. Aceasta reprezintă în cele din urmă cantități considerabile de apă, care au fost calculate pentru a acoperi întreaga suprafață a lui Marte la o grosime de 11 m .
Capacul polar sudic a fost studiat în special prin sondele care orbitează planeta roșie, ceea ce ne permite să pictăm o imagine destul de completă:
Mai mult decât atât, înțelegerea condițiilor de vânt din latitudinile temperate ale Marte, inclusiv efectul bazinului de impact al Hellas Planitia asupra circulației atmosferice a latitudinilor sudice, a ajutat la explicarea motivului pentru care capacul rezidual este compensat sudic, când este redus la cea mai slabă extensie la sfârșitul de vară, de 3 ° pe meridianul 315 ° E: acest bazin vast și profund stabilizează un sistem puternic de presiune scăzută la vest de polul sud, în regiunea de la Argentea Planum până deasupra capacului sudic rezidual și o presiune ridicată zona la est de polul sud, spre Hellas Planitia și Promethei Planum ; condițiile atmosferei marțiene din sistemul de presiune joasă din vest sunt îndeplinite în apropierea polului sud pentru a declanșa ninsoare cu gheață uscată, în timp ce condițiile de presiune ridicată nu permit niciodată astfel de ninsoare și nu permit depunerea gheții uscate pe sol numai prin condensare în forma de ger.
Gheizeruri, puncte negre și „păianjeni”Regiunile polare marțiene prezintă manifestări geologice neașteptate: pe lângă dungi negre pe teren înclinat, diverse structuri, cum ar fi punctele negre de pe dune, adesea asociate cu așa-numitele „modele asemănătoare păianjenului”, sunt tipice pentru „zona criptică”, situată aproximativ între 60 ° și 80 ° latitudine sudică și 50 ° și 210 ° longitudine estică; aceste structuri particulare ar corespunde geyser- manifestărilor de tip care rezultă din sublimarea de dioxid de carbon în subsol.
Punctele negre sunt de obicei între 15 și 45 m lățime și sunt distanțate la câteva sute de metri. Ele apar primăvara în vecinătatea capacelor polare, în special cea a emisferei sudice, care este mult mai restricționată decât cea a emisferei nordice în timpul verii și rămân vizibile câteva luni înainte de a dispărea înainte de toamnă; nu reapar decât în primăvara următoare, uneori în același loc. Aceste puncte negre sunt adesea asociate cu structuri „asemănătoare păianjenului”, care par să rezulte din cedarea convergentă a solului după sublimarea unui strat de CO 2.înghețat sub un strat superficial de praf. Presiunea CO 2gazos poate fi suficient pentru a provoca un jet propulsat la mai mult de 160 km / h , transportând praf de sub suprafața solului, care este adesea mai întunecat decât cel al straturilor superficiale, ceea ce ar explica structurile observate pe sol în aceste particule regiuni ale polului sudic al lui Marte.
Impresia artistului asupra jeturilor de gaz (probabil CO 2) încărcat cu praf negru ( a priori bazaltic ) printr-o crustă aproape transparentă de gheață uscată din regiunea polară.
Pentru OMC AMS cu 66,8 ° S 344,3 ° E care arată un câmp de puncte negre pe o suprafață înghețată de CO 2.
Vedere a MGS MOC care arată un câmp de formațiuni de tip „păianjen” pe un cost de gheață uscată opacificată local de îngheț de CO 2.
Regiune care ilustrează corelația dintre dungi negre, puncte negre și structuri de păianjen pe o suprafață de îngheț de carbon.
Instrumentul HiRISE al Mars Reconnaissance Orbiter a dezvăluit existența nebănuită a unor dungi negre care materializează liniile cu cea mai mare pantă pe marginile multor cratere, precum și pe diferite terenuri înclinate. Denumite dungi întunecate de pantă în limba engleză, acestea sunt formațiuni destul de subțiri care pot ajunge totuși la câteva sute de metri lungime. Aceste trasee se alungesc încet în timp, pornind întotdeauna de la o sursă punctuală. Cele care tocmai s-au format sunt foarte întunecate și devin mai palide pe măsură ce îmbătrânesc; durata lor de viață este de câteva zeci de luni.
Originea acestor formațiuni rămâne incertă; ipoteza general acceptată este că nisipul mai întunecat curge din straturile mai adânci ale terenului pe care sunt observate, în timp ce unii autori le atribuie fluxurilor de saramură din topirea parțială a permafrostului .
Dungi negre fotografiate pe 3 decembrie 2006prin instrumentul HiRISE de MRO în regiunea Acheron fosele de 37.3 ° N 229.1 ° E . Putem vedea clar în această imagine luminarea treptată a acestor dungi, care devin mai clare decât suprafața înconjurătoare. Natura exactă a fenomenelor implicate nu este cunoscută.
Când își au originea pe creasta dunelor marțiene, dungile negre dau iluzia, la rezoluție redusă, a șirurilor de copaci împrăștiați printre tufișuri. Regiunea fotografiată aici prezintă dungi negre care curg în sus, printre punctele negre (vezi paragraful anterior); este la nord de Utopia Planitia , în apropierea capacului polar boreal de 83,5 ° N, 118.6 ° E . Solul pare roz și local alb din cauza unui strat de îngheț de dioxid de carbon . Definiția acestei imagini permite observarea detaliilor de 25 cm în prim-plan.
Piedestal crater cu întuneric dungi sud - vest de Amazonis Planitia , de 7,3 ° N, 195.4 ° E .
Aceste benzi întunecate, care își au originea pe creasta unei escarpe - de origine tectonică sau pe un crater de impact - prezintă asemănări cu anumite tipuri de gulii neobișnuite, care ar putea indica faptul că fenomenele învecinate sunt în joc în acest caz specific:
Instrumentul HiRISE al sondei MRO a imortalizat,19 februarie 2008, o alunecare de teren pe scară largă pe o stâncă de aproximativ 700 m înălțime, făcută vizibilă în special de norul de praf care s-a ridicat deasupra regiunii ca urmare a acestui fenomen.
Alunecare de teren observată de instrumentul HiRISE al MRO the19 februarie 2008. Gheața de apă este clar vizibilă în partea de sus a stâncii ca un strat alb. Este o parte a acestui material care a alunecat în jos, formând o „ avalanșă ” la originea volutelor de praf și a cristalelor de gheață mixte suficient de groase pentru a-și proiecta umbra sub ele. Soarele strălucește pe scenă din colțul din dreapta sus.
O altă viziune asupra fenomenului, mai mare decât imaginea anterioară.
Nor de praf ridicat de alunecarea de teren.
Scara este utilizată pentru a estima lățimea alunecării de teren.
Praful marțian, ale cărui boabe au cel puțin câțiva micrometri în diametru, este mult mai fin decât nisipul - ceea ce corespunde unei dimensiuni a particulelor de la 50 μm la 2 mm - dar poate duce totuși la formațiuni similare celor întâlnite pe Pământ în deșerturile nisipoase, precum barkhans și câmpuri de dune .
Barkhans Zona Noachis Terra de 41,4 ° și 44,6 ° S E .
Domeniul de dune văzute de instrumentul HiRISE de MRO de 42,7 ° S, 38.0 ° E .
Primul plan al câmpului dunar anterior.
Cele două mari domenii geologice marțiene - zonele munte craterate ale emisferei sudice pe de o parte, câmpiile joase și netede ale emisferei nordice pe de altă parte - formează o dihotomie crustală materializată de o regiune intermediară formată în esență din așa-numitul teren „chinuit”. „ Ceea ce anglo-saxonii numesc terenuri îngrozite . Acest tip de relief, descoperit cu imaginile transmise de sonda Mariner 9 , se caracterizează prin escarpe și stânci de unul până la doi kilometri de cădere verticală și văi largi de râu cu fund plat și margini abrupte. O regiune caracteristică a acestui tip de teren este între longitudini 0 ° și 90 ° E, și latitudini 30 ° N și 50 ° N.
Astfel de terenuri se găsesc, de asemenea, la marginea bazinelor mari de impact , cum ar fi cel din Hellas Planitia , la " gura " Reull Vallis , formând o tranziție cu zonele înalte ale Promethei Terra :
Regiune teren chinuit lângă Reull Vallis , 38,3 ° S, 96.9 ° E .
Aproape de vizualizarea anterioară.
Terenurile haotice ar rezulta din acțiunea unor cantități mari de apă degajate brusc din subsol. Structurile interpretate ca paturi ale râurilor uscate până sunt într - adevăr , de multe ori născut în regiunile haotice. Hematit Fe 2 O 3, foarte abundente în aceste structuri (zăcămintele hematitice ale haosului Aram sunt al doilea cel mai important identificat pe Marte), constituie o indicație puternică a prezenței în trecut a unor cantități mari de apă lichidă în aceste regiuni.
Acest tip de teren poate fi recunoscut prin prezența de mase , movile, dealuri, tăiate de văi care pot părea așezate cu o anumită regularitate. Acestea sunt formațiuni vechi, a căror vârstă, estimată din rata de craterizare a fundului lor, precum și prin verificarea încrucișată cu alte structuri geologice a căror vârstă ar putea fi determinată în altă parte, s-ar întoarce între 3,8 și 2,0 miliarde de ani înainte de prezent. Aceste regiuni apar în locuri mai puțin prăbușite, dând naștere unor mase mai mari, care ar putea conține în continuare cantități mari de apă înghețată.
Vulcanismul ar fi putut juca un rol determinant în formarea acestui tip de structuri, cel puțin pentru unele dintre ele. Astfel, bazaltele bogate în olivine au fost identificate în Hydraotes Haos .
Regiunea Aram Chaos văzut de sonda de instrumente THEMIS 2001 Mars Odyssey10 decembrie 2007.
Vedere largă a Haureului Aureum .
Vedere a Ister Chaos prin instrumentul HiRISE al sondei MRO .
Concentrați-vă pe Ister Chaos »
Instrumentul HRSC al sondei Mars Express a furnizat, de asemenea, instantanee 3D excelente ale Iani Chaos , Aram Chaos , Aureum Chaos , precum și regiunea dintre Kasei Valles și Sacra Fossae , care constă și din teren haotic.
Acum este listat un corpus de 35 de meteoriți de pe Marte (alte surse pot indica un număr mult mai mare decât 35), permițând să se tragă câteva concluzii preliminare despre natura solurilor marțiene:
Deși puțini la număr și limitați la perioade geologice limitate, acești meteoriți fac posibilă evaluarea importanței rocilor bazaltice pe Marte . Ele evidențiază diferențele de compoziție chimică dintre Marte și Pământ și mărturisesc prezența apei lichide pe suprafața planetei în urmă cu mai bine de 4 miliarde de ani.
Cele sonde spațiale care au explorat planeta ne - au permis să înțelegem mai bine compoziția sa chimică pe suprafață. Încă din anii 1970, sondele Viking 1 și Viking 2 au analizat solul marțian, dezvăluind o natură care ar putea corespunde eroziunii bazaltului . Aceste analize au arătat o abundență ridicată de siliciu Si și fier Fe, precum și magneziu Mg, aluminiu Al, sulf S, calciu Ca și titan Ti, cu urme de stronțiu Sr, itriu Y și posibil zirconiu Zr. Conținutul de sulf a fost de aproape două ori mai mare, iar cel de potasiu de cinci ori mai mic decât media scoarței terestre . Solul conținea, de asemenea, compuși de sulf și clor asemănători cu depozitele rezultate din evaporarea apei de mare . Concentrația de sulf a fost mai mare la suprafață decât la adâncime. Experimentele au urmărit să determine prezența posibilelor microorganisme în solul marțian prin măsurarea eliberării de oxigen după adăugarea de „nutrienți”, au măsurat o eliberare de molecule de O 2 .semnificativ, care, în absența altor urme biologice menționate altfel, a fost atribuit prezenței ionilor de superoxid O 2 - ..
Spectrometrul Mars Pathfinder APXS a efectuat în toamna anului 1997 o serie de măsurători exprimate ca procentaj în greutate de oxizi și reproduse în tabelul următor (coloana din dreapta indică suma inițială a procentelor obținute înainte de calibrare ):
Date colectate în toamna anului 1997 de spectrometru la raze X , protoni și particule alfa (APXS) ale Mars Pathfinder .„Pământul” analizat | Na 2 O | MgO | Al 2 O 3 | SiO 2 | SO 3 | Cl | K 2 O | CaO | TiO 2 | FeO | Suma inițială |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
După desfășurare | 2,3 ± 0,9 | 7,9 ± 1,2 | 7,4 ± 0,7 | 51,0 ± 2,5 | 4,0 ± 0,8 | 0,5 ± 0,1 | 0,2 ± 0,1 | 6,9 ± 1,0 | 1,2 ± 0,2 | 16,6 ± 1,7 | 68.6 |
Lângă Yogi | 3,8 ± 1,5 | 8,3 ± 1,2 | 9,1 ± 0,9 | 48,0 ± 2,4 | 6,5 ± 1,3 | 0,6 ± 0,2 | 0,2 ± 0,1 | 5,6 ± 0,8 | 1,4 ± 0,2 | 14,4 ± 1,4 | 78.2 |
Întuneric lângă Yogi | 2,8 ± 1,1 | 7,5 ± 1,1 | 8,7 ± 0,9 | 47,9 ± 2,4 | 5,6 ± 1,1 | 0,6 ± 0,2 | 0,3 ± 0,1 | 6,5 ± 1,0 | 0,9 ± 0,1 | 17,3 ± 1,7 | 89.1 |
"Scooby Doo" | 2,0 ± 0,8 | 7,1 ± 1,1 | 9,1 ± 0,9 | 51,6 ± 2,6 | 5,3 ± 1,1 | 0,7 ± 0,2 | 0,5 ± 0,1 | 7,3 ± 1,1 | 1,1 ± 0,2 | 13,4 ± 1,3 | 99.2 |
Lângă Miel | 1,5 ± 0,6 | 7,9 ± 1,2 | 8,3 ± 0,8 | 48,2 ± 2,4 | 6,2 ± 1,2 | 0,7 ± 0,2 | 0,2 ± 0,1 | 6,4 ± 1,0 | 1,1 ± 0,2 | 17,4 ± 1,7 | 92,9 |
Duna sirenei | 1,3 ± 0,7 | 7,3 ± 1,1 | 8,4 ± 0,8 | 50,2 ± 2,5 | 5,2 ± 1,0 | 0,6 ± 0,2 | 0,5 ± 0,1 | 6,0 ± 0,9 | 1,3 ± 0,2 | 17,1 ± 1,7 | 98,9 |
Pietre și stânci | Na 2 O | MgO | Al 2 O 3 | SiO 2 | SO 3 | Cl | K 2 O | CaO | TiO 2 | FeO | Suma inițială |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Billacle Billacle | 3,2 ± 1,3 | 3,0 ± 0,5 | 10,8 ± 1,1 | 58,6 ± 2,9 | 2,2 ± 0,4 | 0,5 ± 0,1 | 0,7 ± 0,1 | 5,3 ± 0,8 | 0,8 ± 0,2 | 12,9 ± 1,3 | 92,7 |
Yoghin | 1,7 ± 0,7 | 5,9 ± 0,9 | 9,1 ± 0,9 | 55,5 ± 2,8 | 3,9 ± 0,8 | 0,6 ± 0,2 | 0,5 ± 0,1 | 6,6 ± 1,0 | 0,9 ± 0,1 | 13,1 ± 1,3 | 85,9 |
Pană | 3,1 ± 1,2 | 4,9 ± 0,7 | 10,0 ± 1,0 | 52,2 ± 2,6 | 2,8 ± 0,6 | 0,5 ± 0,2 | 0,7 ± 0,1 | 7,4 ± 1,1 | 1,0 ± 0,1 | 15,4 ± 1,5 | 97.1 |
Rechin | 2,0 ± 0,8 | 3,0 ± 0,5 | 9,9 ± 1,0 | 61,2 ± 3,1 | 0,7 ± 0,3 | 0,3 ± 0,2 | 0,5 ± 0,1 | 7,8 ± 1,2 | 0,7 ± 0,1 | 11,9 ± 1,2 | 78.3 |
Half Dome | 2,4 ± 1,0 | 4,9 ± 0,7 | 10,6 ± 1,1 | 55,3 ± 2,8 | 2,6 ± 0,5 | 0,6 ± 0,2 | 0,8 ± 0,1 | 6,0 ± 0,9 | 0,9 ± 0,1 | 13,9 ± 1,4 | 92,6 |
Pietre fără sol ( date calculate ) |
2,6 ± 1,5 | 2,0 ± 0,7 | 10,6 ± 0,7 | 62,0 ± 2,7 | 0,0 | 0,2 ± 0,2 | 0,7 ± 0,2 | 7,3 ± 1,1 | 0,7 ± 0,1 | 12,0 ± 1,3 |
Nuanța roșiatică a planetei provine în principal din oxidul de fier (III) Fe 2 O 3, omniprezent la suprafața sa. Acest hematit amorf ( hematitul cristalizat, pe de altă parte, este de culoare cenușie) constituie o fracțiune semnificativă din boabele de praf transportate de vânturi care mătură continuu suprafața planetei, dar nu pare să pătrundă foarte adânc în pământ, judecând după urmele lăsate de la iarna anului 2004 de către roțile Spirit și Opportunity rovere , care arată că rugina culoarea este cea a straturilor de praf, mai groase și acoperite cu praf de culoare închisă pentru oportunitate , în timp ce rocile acestora- sunt aceleași semnificativ mai întunecată.
În plus, solul de pe Marte analizat in situ de către sonda Phoenix în toamna anului 2008 sa dovedit a fi alcalin ( pH ≈ 7,7 ± 0,5) și conține multe săruri, cu o abundență mare de potasiu K + , Cl - cloruri , ClO 4 - perclorațiși magneziu Mg 2+ . Prezența percloraților, în special, a fost comentată pe larg, deoarece a priori nu este foarte compatibilă cu posibilitatea unei vieți marțiene. Aceste săruri au caracteristica de a reduce în mod semnificativ temperatura de topire a gheții în apă și ar putea explica „râpele” observate în mod regulat de sondele pe orbita din jurul planetei, care ar fi pașii curgerilor saramurilor pe terenul înclinat.
În general, rocile marțiene s-au dovedit a fi de natură predominant toleitică bazaltică .
Compusi organiciThe Viking 1 și Viking 2 sonde au fost echipate cu un gaz spectrometru cromatografie de masă (GCMS ) destinate pentru detectarea organice molecule , dar nu a detectat nimic în ciuda contribuției preconizate 100 la 300 de tone de compusi organici pe an din cauza care se încadrează meteoriti și praf interplanetar singur . Această lipsă de detectare este încă slab înțeleasă astăzi.
Mini-laboratorul SAM de la bordul rover-ului Curiosity a fost special conceput pentru cercetarea moleculelor organice. Pe lângă un GCMS și un spectrometru cu laser reglabil (TLS, pentru acordabile Laser Spectrometru ), instrumentul SAM include un sistem solid de manipulare a probei (SMS, pentru manipulare Sample System ), un sistem de preparare a probei ( piroliza , derivatizare (en) , arderea și îmbogățire), un instrument de separare și condiționare chimică (CSPL, pentru laboratorul de separare și prelucrare chimică ) și mijloace de pompare. Probele sunt încălzite pentru a elibera compuși volatili absorbiți în probă sau eliberați prin disocierea mineralelor și a gazelor analizate în GCMS și TLS. Operațional din 2012, SAM a dat primele sale rezultate pozitive în 2015, confirmate în 2018: solurile craterului Mojave și Confidence Hills conțin compuși tiofenici , aromatici și alifatici .
Sondele americane (în special Mars Odyssey și Mars Reconnaissance Orbiter ) și europene ( Mars Express ) au studiat planeta la nivel global timp de câțiva ani, făcând posibilă extinderea și perfecționarea înțelegerii noastre despre natura și istoria sa. Dacă au confirmat predominanța bazaltelor pe suprafața planetei, aceste sonde au adunat și unele rezultate neașteptate.
Olivină și piroxenAstfel, sonda Mars Express, de la ESA , are un instrument numit OMEGA - un acronim care înseamnă „ Observator pentru mineralogie, apă, gheață și activitate ” - producție în esență franceză și sub responsabilitatea lui Jean-Pierre Bibring , de la IAS din Orsay , care măsoară spectrul infraroșu (în lungimi de undă cuprinse între 0,35 și 5,2 µm ) a razelor solare reflectate de suprafața marțiană pentru a detecta spectrul.absorbția diferitelor minerale. Acest experiment a reușit să confirme abundența rocilor magmatice de pe suprafața lui Marte, inclusiv olivinele și piroxenii , dar acestea din urmă au niveluri mai scăzute de calciu în zonele muntoase craterate din emisfera sudică decât în restul planetei, unde se găsește cu olivină ; astfel, cele mai vechi materiale ale scoarței marțiene s-ar fi format dintr-o manta epuizată în aluminiu și calciu.
Olivinele și piroxenii sunt principalii constituenți ai peridotitelor , roci plutonice bine cunoscute pe Pământ ca fiind principalul constituent al mantalei .
Filosilicatele, intemperii apoase ale rocilor magmaticeO descoperire definitorie în înțelegerea istoriei planetei Marte a fost identificarea de către OMEGA a filosilicatelor larg distribuite în cele mai vechi regiuni ale planetei, dezvăluind interacțiunea prelungită a rocilor magmatice cu apa lichidă. Instrumentul CRISM - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - instrumentul sondei Mars Reconnaissance Orbiter a făcut posibilă specificarea naturii acestor minerale:
S- au observat diferiți filosilicați care conțin hidroxizi de fier și magneziu în proporții variate și smectite, cum ar fi nontronitul Ca 0,5 (Si 7 Al 0,8 Fe 0,2 ) (Fe 3,5 Al 0,4 Mg 0,1 ) O 20 (OH) 4și saponit (Ca 0,5 , Na) 0,33 (Mg, Fe) 3 (Si, Al) 4 O 10 (OH) 2 • 4H 2 Osunt cele mai frecvente, deși cloriții sunt prezenți pe alocuri.
Toate aceste observații sunt bogate în lecții referitoare la istoria geologică a planetei Marte și, în special, la condițiile sale atmosferice în Noachian , adică la începutul existenței sale.
Cloruri și sulfați hidratați, markeri ai unui trecut umedOMEGA a făcut, de asemenea, posibilă detectarea sulfatului hidratat în multe părți ale lumii , cum ar fi, de exemplu, kieserita MgSO 4 • H 2 Oîn regiunea Meridiani Planum , sau chiar, în regiunea Valles Marineris , chiar și mai mulți sulfați hidratați a căror natură mineralogică nu a putut fi identificată, precum și depozite de gips CaSO 4 • 2H 2 Ope kieserită la fundul unui lac uscat, indicând o modificare a naturii saline a acestui corp de apă în timpul uscării sale, trecând din sulfatul de magneziu [Mg 2+ ] [SO 4 2- ] cu sulfat de calciu [Ca 2+ ] [SO 4 2- ].
Suprafețe mari de sulfat de calciu hidratat, probabil gips, au fost de asemenea detectate de-a lungul marginii capacului polar boreal. Prezența mineralelor hidratate este un indiciu puternic al prezenței crescute a corpurilor de apă lichidă pe suprafața marțiană, inclusiv apa conținând sulfați de magneziu și calciu dizolvați.
Sonda Mars Odyssey din 2001 a detectat, de asemenea, prezența clorurilor în zonele înalte ale emisferei sudice, rezultată din evaporarea corpurilor de apă sărată care nu depășesc 25 km 2 în diferite locuri ale acestor meleaguri străvechi datând de la Noachian sau chiar, pentru unii , la începutul Hesperianului .
Metan și energie hidrotermală în regiunea Nili FossaeUnul dintre cele mai uimitoare rezultate ale Mars Reconnaissance Orbiter provine din studiul detaliat din 2008 al regiunii Nili Fossae , identificat la începutul anului 2009 ca o sursă de degajări semnificative de metan . Metanul a fost detectat încă din 2003 în atmosfera lui Marte , atât de sonde precum Mars Express, cât și de pe Pământ ; aceste emisii de CH 4ar fi concentrat în special în trei zone specifice din regiunea Syrtis Major Planum . Cu toate acestea, metanul este instabil în atmosfera marțiană, studii recente sugerând chiar că este de șase sute de ori mai puțin stabil decât s-a estimat inițial (durata sa de viață medie a fost estimată la 300 de ani), deoarece rata metanului nu are timp să devină uniformă în atmosferă și rămâne concentrat în jurul zonelor sale de emisie, care ar corespunde unei durate de viață de câteva sute de zile, cu o sursă de metan de 600 de ori mai puternică decât se estimase inițial, emițând acest gaz șaizeci de zile pe an marțian, la sfârșitul verii emisferei nordice .
Analizele geologice efectuate în 2008 de Mars Reconnaissance Orbiter în regiunea Nili Fossae au relevat prezența argilelor feromagneziene (smectite), olivinei (silicat feromagnesian (Mg, Fe) 2 SiO 4, Detectate încă din 2003) și magnezită (carbonat de magneziu MgCO 3), precum și serpentină . Prezența simultană a acestor minerale face posibilă explicarea destul de simplă a formării metanului , deoarece, pe Pământ , metanul CH 4forme în prezența unor carbonați - cum ar fi MgCO 3detectat în 2008 - și apă lichidă în timpul metamorfismului hidrotermal al oxidului de fier (III) Fe 2 O 3sau olivină (Mg, Fe) 2 SiO 4în serpentină (Mg, Fe) 3 Dacă 2 O 5 (OH) 4, în special atunci când nivelul de magneziu din olivină nu este prea mare și când presiunea parțială a dioxidului de carbon CO 2este insuficient pentru a duce la formarea talcului Mg 3 Si 4 O 10 (OH) 2ci dimpotrivă duce la formarea de serpentină și magnetit Fe 3 O 4, ca în reacție:
24 Mg 1,5 Fe 0,5 SiO 4+ 26 H 2 O+ CO 2→ 12 Mg 3 Si 2 O 5 (OH) 4+ 4 Fe 3 O 4+ CH 4.Probabilitatea acestui tip de reacție în regiunea Nili Fossae este întărită de natura vulcanică a Syrtis Major Planum și de strânsa corelație, observată din 2004, între nivelul de umiditate al unei regiuni și concentrația de metan din atmosferă.
Olivină și jarozit, care supraviețuiesc doar în climă aridăOlivina , descoperită în regiunea Nili fosele și în alte regiuni ale Mars de către spectrometrul de emisie termică (TES) pe Mars Global Surveyor , este instabilă un mineral în mediu apos, dând cu ușurință alte minerale , cum ar fi iddingsite de goethit , serpentina , a cloriți , a smectitele , maghemite și hematit ; prezența olivinei pe Marte indică, prin urmare, suprafețe care nu au fost expuse la apă lichidă de la formarea acestor minerale, care datează de câteva miliarde de ani, la Noachian pentru cele mai vechi soluri. Prin urmare, este un indiciu puternic al aridității extreme a climatului marțian în timpul amazonianului , ariditate care aparent începuse deja, cel puțin local, la sfârșitul Hesperianului .
În plus, descoperirea în 2004 a jarozitului , un sulfat feric de sodiu hidratat cu formula NaFe (III) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2Prin roverul Mars Opportunity din Meridiani Planum , a contribuit și mai mult la clarificarea lanțului evenimentelor climatice de pe Marte. Acest mineral este de fapt format pe Pământ prin alterarea rocilor vulcanice într-un mediu apos oxidant acid, astfel încât detectarea acestuia pe Marte implică existența unei perioade de climat umed care să permită existența apei lichide acide. Dar acest mineral este de asemenea degradat destul de repede de umiditate, pentru a forma oxihidroxizii feric , cum ar fi α-FeO (OH) goethitului , care a fost , de asemenea , găsite în alte locuri de pe planetă ( în special prin roverului Spirit în craterul Gusev ). Prin urmare, formarea jarozitei într-un climat umed a trebuit să fie urmată rapid până în prezent de un climat arid pentru a păstra acest mineral, nou indiciu că apa lichidă a încetat să mai existe în amazoniană, dar a fost prezentă în epocile anterioare. în istoria lui Marte.
Următorul scenariu se intenționează a fi o sinteză plauzibilă dedusă din cunoștințele noastre actuale rezultate din diferitele campanii de explorare a planetei Marte din ultimii patruzeci de ani și ale căror rezultate au fost rezumate mai sus.
La fel ca celelalte planete din sistemul solar , planeta Marte s-ar fi format acum aproximativ 4,6 miliarde de ani prin acreția gravitațională a planetesimalelor rezultată din condensarea nebuloasei solare . Fiind situat sub limita de 4 AU a Soarelui , dincolo de care se pot condensa volatili compuși , cum ar fi apa H 2 O, Metan CH 4sau amoniac NH 3, Marte a fost format din planetesimale de natură esențial siderofilă (bogată în fier ) și litofilă (alcătuită din silicați ), dar cu un conținut crescut de elemente calcofile , începând cu sulf care pare mult mai abundent pe Marte decât pe Pământ , la fel de interesant măsurătorile efectuate de Mars Global Surveyor au dezvăluit .
Acest conținut ridicat de sulf ar fi avut ca efect promovarea diferențierii globului marțian, pe de o parte prin scăderea temperaturii de topire a materialelor care îl constituie și, pe de altă parte, prin formarea de sulfuri de fier care separă chimic fierul. silicați și accelerat concentrația acestuia în centrul planetei pentru a forma un nucleu element de siderophilic elemente mai bogate calcofilă miezul pământului ; studiul radiogenice izotopi ai meteoriti de pe Marte , în special a 182 HF / 182 Sistemul W , a dezvăluit , astfel că nucleul Marte ar fi format în doar de 30 dintre milioane de ani, fata de mai mult de 50 de milioane de ani pentru Pământ . Această rată de elemente luminoase ar explica atât de ce nucleul lui Marte este încă lichid, cât și de ce cele mai vechi efuziuni de lavă identificate pe suprafața planetei par să fi fost deosebit de fluide, până când au curs peste aproape o mie de kilometri în jurul Alba Patera, de exemplu .
Natura planetesimalelor care au dus la formarea planetei a determinat natura atmosferei primordiale a lui Marte, prin degazarea treptată a materialelor topite în masa planetei diferențiate. În stadiul actual al cunoștințelor noastre, această atmosferă trebuie să fi fost în esență alcătuită din vapori de apă H 2 Oprecum și dioxid de carbon CO 2, Azot N 2, dioxid de sulf SO 2, Și cantități , eventual , destul de mari de CH 4 metan.
La începutul existenței sale, Marte trebuie să fi pierdut, mai repede decât Pământul, o fracțiune semnificativă din căldura rezultată din energia cinetică a planetesimalelor care s-au prăbușit unul în celălalt pentru a duce la formarea sa: masa sa este într-adevăr de 10 ori mai mică decât cea a Pământului, în timp ce suprafața sa este doar de 3,5 ori mai mică, ceea ce înseamnă că raportul suprafață / masă al planetei roșii este de aproape trei ori mai mare decât cel al planetei noastre. Prin urmare, o crustă trebuie să se fi solidificat la suprafața sa peste o sută de milioane de ani și este posibil ca dihotomia crustală observată astăzi între emisferele nordice și sudice să se fi dat din următoarele câteva sute de milioane de ani.formarea planetei.
Odată răcit suficient, în urmă cu aproximativ 4,5-4,4 miliarde de ani, suprafața solidă a planetei trebuie să fi primit ca ploaie vapori de apă atmosferică condensată , care reacționează cu fierul conținut în mineralele încălzite la oxidarea eliberând hidrogenul H 2, care, prea lumină pentru a se acumula în atmosferă, a scăpat în spațiu. Acest lucru ar fi condus la o atmosferă primitivă în care a rămas doar CO 2 ., N 2și SO 2ca elemente majoritare ale atmosferei timpurii marțiene, cu o presiune atmosferică totală de câteva sute de ori mai mare decât este astăzi - presiunea standard actuală la nivelul de referință marțian este prin definiție 610 Pa .
În timpul geologic epoca cunoscută sub numele lui Noe , care sa încheiat în urmă cu aproximativ 3,7 până la 3,5 miliarde de ani, Marte pare să aibă condiții oferite foarte diferite de cele de astăzi și destul de asemănătoare cu cele ale Pământului , în acest moment, cu un câmp magnetic global care protejează un gros și poate atmosferă temperată care permite existența unei hidrosfere centrate în jurul unui ocean boreal care ocupă întinderea actuală a Vastitas Borealis .
Existența trecută a unui câmp magnetic global în jurul planetei Marte a fost descoperită prin observarea, efectuată în 1998 de Mars Global Surveyor , a unui paleomagnetism asupra celui mai vechi pământ din emisfera sudică, în special în regiunea Terra Cimmeria și Terra Sirenum . Magnetosfera generată de acest câmp magnetic global a fost de a acționa, cum ar fi Pământului magnetosferă astăzi, în protejarea atmosferei planetei Marte de eroziune de vântul solar , care tinde să ejecta atomii din atmosfera superioară în spațiu. Transferarea acestora energia necesară pentru a atinge viteza de eliberare .
Un efect de seră ar fi funcționat pentru temperarea atmosferei marțiene, care altfel ar fi fost mai rece decât astăzi datorită radiației mai reduse emise de Soare , atunci încă tânără și în proces de stabilizare. Simulările arată că o presiune parțială de 150 k Pa de CO 2ar fi permis să aibă o temperatură medie la sol egală cu cea de astăzi, adică 210 K (puțin mai puțin de -60 ° C ). O întărire a acestui efect de seră peste această temperatură ar fi putut proveni din mai mulți factori suplimentari:
Știm că apa lichidă era atunci abundentă pe Marte, deoarece studiul mineralogic al suprafeței planetei a relevat prezența semnificativă a filosilicaților în terenurile care datează din acest timp. Cu toate acestea, filosilicații sunt indicatori buni ai alterării rocilor magmatice într-un mediu umed. Abundența acestor minerale în sol înainte de acum aproximativ 4200000000 ani a condus ESA echipa planetologists responsabile pentru OMEGA instrumentului și condus de Jean-Pierre Bibring să propună numele Phyllosien pentru corespunzătoare stratigrafic eon : este aparent cel mai umed perioada pe care planeta Marte a cunoscut-o .
Studii mai detaliate efectuate in situ de către cei doi Mars Exploration Rovers Spirit și respectiv Opportunity în craterul Gusev , la sud de Apollinaris Patera și pe Meridiani Planum , sugerează chiar existența trecută a unei hidrosfere suficient de mare încât să fi putut omogeniza fosforul conținutul de minerale analizate la aceste două situri situate de ambele părți ale planetei. O abordare diferită, bazată pe cartarea abundenței de toriu , potasiu și clor pe suprafața lui Marte prin spectrometrul gamma (GRS) al sondei Mars Odyssey , conduce la același rezultat.
Mai mult, studiul detaliat al urmelor lăsate în peisajul marțian de presupusele cursuri de apă și întinderi lichide a condus la propunerea existenței unui ocean real care acoperă aproape o treime din suprafața planetei la nivelul actualului Vastitas Borealis . Într-un articol din 1991 care a devenit clasic, Baker și colab. a mers atât de departe încât a identificat anumite structuri cu urmele unui țărm antic. Liniile de coastă astfel identificate s-au dovedit, de asemenea, să corespundă curbelor de altitudine constantă corectate pentru deformările ulterioare deduse din vulcanism și estimările privind modificarea axei de rotație a planetei. Aceste proiecții, uneori destul de îndrăznețe, nu au convins însă pe toată lumea și au fost propuse și alte teorii pentru a explica aceste observații, în special pe baza posibilei origini vulcanice a structurilor astfel interpretate.
În același sens, a fost sugerată existența lacului Eridania în inima muntilor Terra Cimmeria pentru a explica în special geneza lui Ma'adim Vallis din observarea anumitor formațiuni topografice interpretate ca maluri fosilizate antice.
În timp ce filozianul pare să fi fost destul de lipsit de activitate vulcanică , analiza detaliată a datelor colectate de instrumentul OMEGA al Mars Express , concepută pentru analiza mineralogică a suprafeței marțiene, a condus la identificarea, la sfârșitul acestui eon , a unei perioade de tranziție, care se întinde de la aproximativ 4,2 la 4,0 miliarde de ani înainte de prezent, marcat de apariția unei activități vulcanice semnificative în timp ce planeta se presupune că încă se confruntă cu condiții temperate și umedă într-o atmosferă destul de groasă.
În plus, explorarea prin sondă a suprafeței planetelor terestre - începând cu Luna - la sfârșitul secolului XX a condus la postularea unui episod numit „ Bombardament greu tardiv ” (numit Bombardament greu tardiv de către anglo-saxoni ) care acoperă o perioadă datată cu aproximativ 4,0 până la 3,8 miliarde de ani înainte de prezent, până la mai mult sau minus 50 de milioane de ani. În acest episod s-au format bazinele mari de impact vizibile astăzi pe Marte, precum Hellas , Argyre sau Utopia .
Aparute atât pe Pământ și pe Marte , acest cataclism ar fi , probabil , de asemenea , la originea diferenței de oxid de fier de concentrație (mai mult decât simplu la dublu) observată între manta a Pământului și cea a lui Marte . Impacturile cosmice ar fi lichefiat într-adevăr mantia Pământului pe o grosime de poate 1.200-2.000 km , aducând temperatura acestui material până la 3.200 ° C , o temperatură suficientă pentru a reduce FeO la fier și oxigen . Miezul Pământului ar fi cunoscut , astfel , o cantitate suplimentară de fier care rezultă din reducerea mantalei de la sfârșitul acestui bombardament meteorit, care ar explica conținutul în greutate rezidual de aproximativ 8% din FeO în mantaua Pământului. Pe Marte, dimpotrivă, temperatura mantalei topite nu ar fi depășit niciodată 2.200 ° C , o temperatură insuficientă pentru a reduce oxidul de fier (II) și, prin urmare, lăsând neschimbat conținutul de FeO al mantiei marțiene la aproximativ 18%. Acest lucru ar explica de ce Marte este astăzi extern mai mult decât de două ori mai bogat în oxizi de fier decât Pământul atunci când aceste două planete ar trebui să fi fost inițial similare.
Ca urmare a acestor impacturi uriașe, condițiile de pe suprafața planetei au fost probabil modificate semnificativ. În primul rând, Marte și-ar fi pierdut o fracțiune semnificativă din atmosferă, dispersată în spațiu sub efectul acestor coliziuni. Clima generală a planetei ar fi fost supărată de praful și gazele injectate în atmosferă în timpul acestor coliziuni, precum și de o posibilă schimbare de oblicitate în timpul acestor impacturi. Dar este de asemenea posibil ca energia cinetică a impactoare , prin injectarea de energie termică în marțian manta , modificat termic gradientul care ar trebui să se mențină, în miezul planetar , a convective mișcării în Pământ . Origine a efectului dinam generarea câmpul magnetic global, care ar fi făcut ca magnetosfera marțiană să dispară la sfârșitul Noahului .
De impactul la originea marilor martiene bazinele poate fi inițiat cel mai mare episod vulcanic din istoria planetei, definind era cunoscut sub numele de hesperiană . Aceasta se caracterizează, din punct de vedere petrologic , prin abundența mineralelor care conțin sulf și, în special, a sulfaților hidrați, precum kieserita MgSO 4 • H 2 Oși gips CaSO 4 • 2H 2 O.
Principalele formațiuni vulcanice marțiene i-ar fi apărut lui Hesperian , poate chiar, pentru unii, de la sfârșitul Noahului ; acesta este în special cazul câmpiilor de lavă, cum ar fi Malea Planum , Hesperia Planum și Syrtis Major Planum . Alba Mons ar fi putut, de asemenea, să-și fi început activitatea în acest moment, în urma impactului la originea bazinului Hellas Planitia situat la antipode . Curburii Tharsis și vulcani din Elysium Planitia , pe de altă parte, s - ar reveni la mijlocul hesperiană , în jurul valorii de 3500000000 ani înainte de prezent, o dată ce ar corespunde cu perioada de activitate maximă vulcanică pe planeta roșie ; Alba Mons și- ar fi cunoscut astfel cea mai mare activitate în a doua jumătate a Hesperianului până la începutul amazonianului .
Acest vulcanism ar fi eliberat în atmosfera Marte cantități mari de dioxid de sulf SO 2care, reacționând cu apa din nori, ar fi format trioxid de sulf SO 3obținându -se , în soluție în apă, acid sulfuric H 2 SO 4. Această reacție ar fi fost, fără îndoială, favorizată pe Marte de fotoliza la altitudine a moleculelor de apă sub acțiunea radiației ultraviolete de la Soare , care eliberează în special radiali de hidroxil HO • și produce peroxid de hidrogen H 2 O 2, un agent oxidant. Comparația cu atmosfera lui Venus , care are nori de acid sulfuric într - o atmosferă de dioxid de carbon , subliniază , de asemenea , rolul fotochimic disocierea de dioxid de carbon cu ultraviolete mai mică de 169 nm pentru a iniția oxidarea. A dioxidului de sulf :
CO 2+ h ν → CO + O SO 2+ O → SO 3 SO 3+ H 2 O→ H 2 SO 4Apa marțiană ar fi fost, prin urmare, încărcată cu acid sulfuric hesperian , care ar avea amândouă consecința scăderii semnificative a punctului său de îngheț - eutectica amestecului H 2 SO 4 • 2H 2 O - H 2 SO 4 • 3H 2 Oastfel îngheață puțin sub -20 ° C , iar cel al amestecului H 2 SO 4 • 6,5H 2 O - H 2 Oîngheață în jur de 210 K , temperatura ușor sub -60 ° C , care este temperatura medie actuală pe Marte - și duce la formarea de sulfați, mai degrabă decât de carbonați . Acest lucru ar explica de ce, atunci când Marte avea a priori o atmosferă de CO 2și întinderi mari de apă lichidă, nu mai sunt multe carbonați, sulfați în timp ce par, dimpotrivă, mai ales abundent: formarea de carbonați este inhibată de aciditate - care prezența sulfaților sugerează (The siderit Feco 3, a priori cel mai puțin solubil carbonat, precipită doar la pH > 5) - și eliberarea continuă de SO 2prin activitate vulcanică la Hesperian ar fi deplasat CO 2de carbonați care s-ar fi putut forma în Noachian pentru a le înlocui cu sulfați , așa cum se întâmplă, de exemplu, cu un pH mai mic cu magneziu :
MgCO 3+ H 2 SO 4→ MgSO 4+ H 2 O+ CO 2.Mineralogica chronostratigraphy propus de echipa de Jean-Pierre Bibring , responsabil pentru OMEGA instrumentul de Mars Express sonda , chibrituri, la hesperiană , The stratigrafic eon numit " Theiikien " , termenul falsificat - prin limba engleză - din greaca veche θεΐον τὸ adică „sulf” - rădăcina exactă ar fi mai degrabă adjectivul * θειικον în sensul „sulfuric” - care ar fi totuși datat de la 4,0 la 3,6 miliarde de ani înainte de prezent, adică cu un decalaj de 300 la 400 de milioane ani față de trecut comparativ cu scara lui Hartmann și Neukum .
Odată trecut trecutul episodului vulcanic major al Hesperianului , Marte și-ar fi văzut treptat activitatea internă reducându-se până în zilele noastre, când pare să fi devenit imperceptibilă, chiar poate zero. Într-adevăr, mai multe episoade vulcanice, de intensitate descrescătoare, ar fi avut loc în timpul Amazonului , în special la nivelul Olympus Mons , iar unele erupții ar fi avut loc chiar acum doar 2 milioane de ani, dar această activitate rămâne episodică și, în orice caz , nesemnificativ în comparație cu, de exemplu, vulcanismul existent în prezent pe Pământ .
În același timp, atmosfera de pe Marte ar fi suferit o eroziune continuă de la începutul Hesperianului sub efectul vântului solar în urma dispariției magnetosferei , fără îndoială, la sfârșitul Noahului . O astfel de eroziune, chiar moderată, dar continuă pe parcursul a câteva miliarde de ani, s-ar fi dispersat cu ușurință în spațiu majoritatea a ceea ce a rămas din anvelopa gazoasă de pe suprafața lui Marte după marele bombardament târziu . Acest lucru a dus la dispariția treptată a efectului de seră din cauza CO 2.Marțian, de unde și scăderea continuă a temperaturii și a presiunii atmosferice a planetei de la Hesperian și în întreaga Amazoniană .
Prin urmare, prezența apei lichide pe Marte a încetat treptat să fie continuă și a devenit doar rară și episodică. Condițiile actuale marțiene permit într-adevăr existența apei lichide în regiunile cele mai joase ale planetei, în măsura în care această apă este încărcată cu cloruri și / sau acid sulfuric , ceea ce pare exact să fie cazul de pe Marte. Ținând cont de rezultatele analizelor efectuate in situ de sondele care au studiat chimic solul planetei roșii. De asemenea, se pare că au avut loc precipitații semnificative până la mijlocul Amazonului , judecând după crestele sinuoase identificate, de exemplu, la est de Aeolis Mensae . Dar, în perioada Hesperiană și Amazoniană , condițiile generale marțiene s-au schimbat de la o atmosferă groasă, umedă și temperată la o atmosferă subțire, aridă și rece.
Aceste condiții particulare, expunând, timp de miliarde de ani, mineralele suprafeței marțiene la o atmosferă uscată încărcată cu ioni oxidanți , au favorizat oxidarea anhidră a fierului sub formă de oxid de fier (III) Fe 2 O 3(hematit) amorf, la originea culorii ruginite caracteristice planetei. Această oxidare rămâne totuși limitată la suprafață, materialele imediat de mai jos rămânând în mare parte în starea lor anterioară, cu o culoare mai închisă. Această predominanță de oxizi ferici este la originea termenului Sidérikien care desemnează corespunzătoare stratigrafic eon , inventat de planetologists ale Agenției Spațiale Europene din greaca veche mărețe σίδηρος care înseamnă „ fier “ - radacina exacta ar fi mai degrabă adjectivul * σιδηρικος în sensul de „feric” - și care ar începe încă cu 3,6 miliarde de ani înainte de prezent.
Tranziția dintre Hesperian și Amazonian ar fi fost, de fapt, destul de gradată, ceea ce explică variabilitatea extremă a datelor care definesc limita dintre aceste două epoci : cu 3,2 miliarde de ani înainte de prezent, în conformitate cu scara Hartmann și Neukum , dar doar 1,8 miliarde de ani scara Hartmann standard.