Cratères d'impact

Mars Global Surveyor


Le cratère fossile de Kasei Vallis

  • Date : 4 juin 1998, après le début de l'orbite n° 345 (05:44 PM PDT).
  • Position : 24,3° N pour 61,5° W.

L'histoire géologique de Mars a été vraisemblablement très complexe, et ce n'est pas ce cratère fossile dans les environs de Kasei Vallis qui prouvera le cratère. Jugez en plutôt :

L'action se situe dans Kasei Vallis, un système de chenaux géants creusé par des inondations catastrophiques qui ont eu lieu il y a plus au moins un milliard d'années. Kasei Vallis est en fait semblable à la région d'Ares Vallis, le site d'atterrissage de Pathfinder.

L'image A montre une partie du chenal d'inondation de Kasei Vallis. On observe une mesa au milieu de l'image, épargnée par l'inondation et séparée des plaines environnantes par un abrupt impressionnant. Le plus petit carré blanc indique la localisation de l'image B, acquise par Mars Global Surveyor.

Très tôt dans l'histoire martienne, il y a peut être 3,5 milliards d'années, un cratère de 6 kilomètres de diamètre se forme dans la région de Lunae Planum, suite à la collision d'un astéroïde avec la surface martienne. Quelques temps après, il est recouvert par une épaisse couche de matériel (3 km) et il disparaît de la surface. Le cratère s'est retrouvé enfoui sous des tonnes de roches, mais il n'a pas été détruit par l'enfouissement. C'est devenu un cratère fossile. Beaucoup plus tard, voici qu'une quantité énorme d'eau se déverse dans la région. Le flot entame une bonne portion des couches rocheuses, laissant derrière lui des chenaux profonds et un paysage ravagé. Mais l'eau a également dégagé notre cratère d'impact.

C'est sur les images prises en 1972 par la sonde Mariner 9 que l'on a suspecté pour la première fois que ce cratère pouvait être exhumé. L'image de la sonde Mars Global Surveyor confirme ce fait : on voit bien que le cratère surgit du flanc de la mesa. La mesa a été créée d'une part lors de l'inondation (des îlots de roches suffisamment dures ont résisté à l'inondation) puis par le retrait de ses parois abruptes sous l'effet de petits glissements de terrains. Le matériel constituant le cratère d'impact a du aussi présenter une forte résistance, et l'inondation l'a épargné, après avoir dégagé les couches rocheuses qui le recouvraient. Un fossé borde le cratère à l'ouest et au sud (le nord est en haut sur l'image). Il a été formé par les turbulences du flot lorsque celui ci est rentré en contact avec l'obstacle représenté par le rempart qui entoure le cratère d'impact. Le rempart était trop haut pour que l'eau passe au dessus de lui, et l'inondation n'a pas duré assez longtemps pour que l'érosion puisse percer une brèche dans la paroi rocheuse et détruire le cratère. L'échelle est indiquée par une barre noire dans le coin inférieur gauche de l'image.

Cratere exhume A

Cratere exhume B
Malin Space Science Systems/NASA


Cratère d'impact récent avec ejecta sombres

  • Date : 1er juin 1998, après le début de l'orbite n° 338 (08:15 AM PDT).
  • Position : 9,94° N pour 311,23° W.
  • Région couverte : 8,6 km x 8,6 km.
  • Résolution : 12,3 mètres/pixel.

L'image A a été prise par la sonde Viking en avril 1980. Le grand cratère d'impact mesure 47 kilomètres de diamètre et se situe à 9,8°N de latitude pour 311°W de longitude (à l'est de la région d'Arabia Terra). La résolution de l'image est de 145 mètres par pixel. Le rectangle blanc montre la zone photographiée par MGS.

L'image B est l'une des premières images obtenues par la caméra de Mars Global Surveyor après la fin de la période de conjonction et la reprise de la phase d'acquisition de données (SPO). Elle montre le fond de l'ancien cratère d'impact érodé visible sur l'image A.

La formation la plus intéressante de cette image est un petit cratère d'impact de 38 mètres de diamètre, entouré par des éjecta sombres. Ce cratère résulte de l'impact d'une météorite à la surface de Mars. Lors du choc, des matériaux ont été projetés de manière radiale autour du cratère, ce qui explique les lignes noires que l'on observe tout autour du cratère. La couleur sombre des éjecta s'explique par l'éjection en surface du sous sol lors de l'impact ou par la nature irrégulière du terrain (qui réfléchit moins de lumière). Apparemment, ce cratère est assez jeune, tellement jeune que la poussière n'a pas encore eu le temps de le recouvrir d'une mince couche claire. Il a plus de 18 ans, car il est visible sous la forme d'un point sombre sur les images Viking de 1980. On peut aussi apercevoir sur l'image des dunes et des petites buttes et mesas formées par érosion.

mgs_img_25.jpg (6065 octets) A

mgs_img_26.jpg (19446 octets) B
Malin Space Science Systems/NASA


Icaria Planum : éjectats fluidisés

  • Date : 19 novembre 1997, 18 minutes après le début de l'orbite n°45 (8:26 PM PST).
  • Région couverte : 6,5 km x 40,2 km.
  • Position : 40° S, 120° W.
  • Résolution : détails visibles de 15 à 18 mètres.

La photo de droite, prise par la sonde Mars Global Surveyor, montre de nouveau des éjectats fluidisés. Effectivement, le matériau qui a été éjecté lors de la formation du cratère semble s’être écoulé à la surface. Les premiers éjectats fluidisés ont été observés sur les images de Mariner 9 en 1973, puis décrit en détails à partir des images acquises par les sondes Viking en 1976 - 1978. Ces formations sont considérées par beaucoup de scientifiques comme étant une preuve de l'existence d'eau liquide dans le sol qui entoure le cratère (ou de glace qui s'est liquéfiée sous l'impact). Cette image (B) montre également deux petits cratères et leur interaction avec les éjectâts fluidisés du cratère principal. L'image de MGS est bien meilleure que les précédentes images illustrant ce type de phénomène (d'un facteur 33 par rapport à la meilleure image prise par les sondes Viking, et d'un facteur 2 sinon).

A B
Malin Space Science Systems/NASA

Sud du cratère Schiaparelli

  • Date : 18 octobre 1997, 10 minutes après le début de l'orbite n° 23 (03:42 PM PST).
  • Région couverte : 4,6 km x 21,1 km.
  • Position : 5,5° S pour 340,7° W.
  • Résolution : 4,5 mètres/pixel à 7,9 mètres/pixel.
  • Image A : Viking Orbiter, 240 mètres/pixel.

L'image A, prise par un orbiter Viking, montre la zone couverte par MGS (le petit rectangle blanc).

L'image B montre une zone située immédiatement au sud du large cratère Schiaparelli.

On peut observer deux phénomènes intéressants sur cette image. Premièrement, les petites dunes qui se déplacent de gauche à droite proviennent apparemment de débris du cratère Schiaparelli. Elles sont plus claires que la plupart des dunes martiennes et possèdent peut être une composition unique. La forme de ces dunes et leurs relations les unes avec les autres indiquent qu'elles étaient actives encore récemment.

On peut également observer des petites dépressions en haut à gauche et au centre de l'image, avec des lignes sombres sur un fond plus clair. Ces dépressions, bien visibles sur l'image C, sont similaires à celles des lacs secs que l'on trouve dans les zones désertiques du sud-ouest des Etats-Unis. Le matériau clair pourrait être composé de sels ou d'autres minéraux déposés lors de l'évaporation du lac (évaporites). Les lignes sombres semblent être des rides de dessiccation. Il existe cependant une autre explication, et ces lignes se sont peut être formés par le gel et le dégel d'un sol saturé en eau.

A B C
Malin Space Science Systems/NASA

Cratère Schiaparelli : bord du cratère et dépôts intérieurs.

  • Date : 18 octobre 1997.
  • Région couverte : 390 x 730 km pour l'image B et 3,9 km x 10,2 km pour l'image C.
  • Résolution : 1 km/pixel pour l'image B.
  • Image A : Orbiter Viking, 240 mètres/pixel, 144 km x 144 km.

Ces images montrent une portion de l'anneau du large cratère d'impact Schiaparelli, à différentes résolutions. L'image B a été acquise par la caméra grand angle de la sonde Mars Global Surveyor. Le rectangle indique la région photographiée par la sonde Viking (image A). Enfin, l'image C a été prise par la caméra à angle étroit de MGS et sa résolution est bien meilleure (d'un facteur 63) que l'image de Viking. La surface claire et mouvementée que l'on observe est sans doute due à un dépôt de poussière particulièrement important. Plusieurs petits cratères ont été complètement recouverts et seuls les cratères les plus récents apparaissent clairement. Certains de ces petits cratères ont une taille de 10 à 12 mètres.

  A B C
Malin Space Science Systems/NASA


Stries à l'intérieur d'un cratère d'impact près d'Orcus Patera

  • Date : 17 octobre 1997, peu après le début de l'orbite n° 22 (04:11 PM PST).
  • Région couverte : 2,9 km x 48,4 km.
  • Position : 21,3° N par 178° W.
  • Résolution : 9,6 mètres/pixel.

Cette image d'un petit cratère d'impact prise par la sonde Mars Global Surveyor est bien meilleure (d'un facteur 15) que les précédentes images ramenées par les sondes Viking (image A). Ce cratère est entouré par des ejectats fluidisés, qui sont considérés comme une preuve de la présence dans le sous-sol de glace ou d'eau liquide. Des lignes de différentes luminosité sont visibles sur les fortes pentes à l'intérieur du cratère. Cette caractéristique a été mise en évidence pour la première fois par les sondes Viking. L'explication la plus courante est de considérer que des blocs rocheux ont glissé sur ces pentes, sous l'influence d'une secousse sismique ou du vent. Initialement sombre, ces lignes deviennent plus claires avec le temps, à cause du dépôt de poussière qui tend à les recouvrir. Grâce à des estimations de la vitesse du dépôt de la poussière, on peut essayer de dater ces formations, dont certains seraient assez jeunes (quelques centaines d'années seulement).

A Intérieur du cratère B
Malin Space Science Systems/NASA

 

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