Valles Marineris

Mars Global Surveyor


Dunes de sable dans Hebes Chasma

  • Date : 5 novembre 1997, après le début de l'orbite n° 35 (08:52 AM PST).
  • Région couverte : 2,3 km x 3,6 km.
  • Position : 0,80°S pour 76,00° W.
  • Résolution : 2 mètres/pixel.

L'image A montre le large canyon d'Hebes Chasma dans Valles Marineris, avec une résolution de 540 mètres/pixel (Mars Digital Image Mosaic, USGS). La dépression visible à l'extrême gauche porte le nom d'Echus Chasma.

Les rectangles de l'image B (prise par l'orbiter Viking 1) indiquent les zones photographiées par la caméra haute résolution de Mars Global Surveyor. Le rectangle inférieur renvoie à l'image C.

Les images obtenues par Global Surveyor ont révélé des étendues de dunes de sable parmi des glissements de terrains. La première image (rectangle supérieur de l'image B, non visible ici) montre des petites collines issues de glissement de terrain de la muraille nord d'Hebes Chasma ainsi que deux types de dunes : certaines dont la ligne de crête est orientée est-ouest et d'autres, plus sombres, dont la crête est orientée approximativement nord-sud.

L'image C offre une superbe vision de ces dunes sombres, qui recouvrent le fond d'Hebes Chasma. D'après les données obtenues par les sondes Viking et Mariner, on a pensé que ces dunes sombres étaient constituées de sable d'origine volcanique (provenant de basalte par exemple), comme le sable noir des plages d'Hawaii ou le sable brun des dunes près du lac Moses (Washington). Le spectromètre à émission thermique (TES) de Global Surveyor a détecté, lors de la même orbite que celle ou cette image a été acquise, des minéraux que l'on rencontre couramment dans les roches volcaniques terrestres : du pyroxène et des plagioclases.

Hebes Chasma A

Hebes Chasma B

Dunes dans Hebes Chasma C
Malin Space Science Systems/NASA


Les secrets de Candor Chasma

Image B :

  • Date : 6 janvier 1998, après le début de l'orbite n° 84 (10:12 PM PST).
  • Région couverte : 2,4 km x 2,5 km.
  • Résolution : 4,6 mètres/pixel.

Image C :

  • Date : 11 avril 1998, après le début de l'orbite n° 233 (09:23 AM PDT).
  • Région couverte : 5,5 km x 5,5 km.
  • Résolution : 10,7 mètres/pixel.

Image D :

  • Date : 20 avril 1998, après le début de l'orbite n° 252 (02:45 PM PDT).
  • Région couverte : 5,7 km x 5,7 km.
  • Résolution : 11,7 mètres/pixel.

Candor Chasma est l'un des nombreux canyons du système de Valles Marineris. L'image A (orbiter Viking) montre la partie ouest de Candor Chasma (à gauche), ainsi que le canyon d'Ophir Chasma, en haut à droite. Les rectangles indiquent l'emplacement des régions photographiées par la caméra à haute résolution de la sonde Mars Global Surveyor. L'image B correspond au rectangle 8403, l'image C au rectangle 23304 et l'image D au rectangle 25205.

L'une des principales découvertes de Mars Global Surveyor a été d'identifier des empilements de couches géologiques sur des centaines de mètres au niveau des parois de l'immense système de canyons de Valles Marineris (image B). On avait déjà soupçonné l'existence de cette stratification sur les images des sondes Mariner 9 en 1972 et Viking en 1976. La caméra de Mars Global Surveyor a cependant examiné la région avec une résolution jamais atteinte auparavant et a permit de prendre conscience que la stratification est présente à une très grande profondeur. On a aussi pu observer des dépôts horizontaux stratifiés qui recouvrent le plancher de certains canyons, en formant quelquefois des buttes et des mesas. Sur l'image C, on note deux buttes bien visibles (en bas à droite et en haut à droite), ainsi qu'une mesa (un relief tabulaire, en forme de table) au centre de l'image. Soit elle présente un relief en marche d'escalier, soit elle est constituée d'une succession de couches rocheuses.

Les roches qui constituent ces dépôts remarquables sont peut être identiques à celles qui affleurent sur les parois, mais elles ont pu aussi se former bien après l'ouverture du canyon, par dépôt et accumulation sous l'action de l'eau, du vent ou de volcans.

En plus de la mise en évidence de couches géologiques sur les parois et les planchers de certains canyons de Valles Marineris, les images de Mars Global Surveyor ont également permis de redéfinir certains caractéristiques géologiques. Par exemple, l'image D montre l'extrémité d'un énorme massif en forme de langue provenant d'Ophir Chasma (voir l'image A) et qui avait été précédemment identifié comme étant une zone stratifiée. Pourtant, ce n'est pas le cas. L'ensemble a été sculpté par le vent ou par un énorme glissement de terrain, mais aucune stratification n'apparaît de manière évidente. La surface de la langue est parcourue de rainures, de sillons et de crêtes. Au sud de l'image, on note une zone plus sombre, à faible relief, recouverte par des dunes noires et du sable.

La région de Valles Marineris est fascinante, non seulement par ses dimensions et ses formes, mais aussi par le fait qu'elle conserve en elle le passé géologique et l'histoire de l'évolution de la planète rouge.

Candor et Ophir Chasma A

Couches géologiques dans Valles Marineris B

Dépôts stratifiés sur le plancher de Candor Chasma C

Candor Chasma D
Malin Space Science Systems/NASA


Couches géologiques dans Valles Marineris

  • Date : 1er janvier 1998, peu après le début de l'orbite n°80 (en début de soirée).
  • Région couverte : 9,8 km x 17,3 km.
  • Résolution : 18 mètres/pixel. Des détails de 6 mètres sont visibles à très haute résolution (4,5 mètres/pixel).
  • Image A: mosaïque de l' U. S. Geological Survey, 230 mètres/pixel.
  • Image B : Viking Orbiter 1, 80 mètres/pixel.

L'image C montre un plateau et les pentes environnantes à l'intérieur du canyon de Valles Marineris, qui s'étend sur 4000 km au niveau de l'équateur. Sur les pentes nord et sud (en haut et en bas de l'image, respectivement), on aperçoit un grand nombre de débris et des rochers épars, ainsi qu'une stratification bien visible (l'épaisseur des différentes couches varie de un à une dizaine de mètres). Sur Terre, il existe deux processus qui forment des structures identiques : la sédimentation (couches géologiques du Grand Canyon en Arizona par exemple) et le volcanisme (comme les couches géologiques du Canyon Waimea dans l'île de Kauaï). Les deux origines sont possibles pour expliquer la stratification visible sur cette image. Dans tous les cas, l'épaisseur des couches suggére que le passé géologique de Mars a été mouvementé et complexe.

mgs_img_23a.jpg (11279 octets) A mgs_img_23b.jpg (8903 octets) Bmgs_img_23c.jpg (14631 octets) C
Malin Space Science Systems/NASA

Ganges Chasma

  • Date : 26 octobre 1997, 10 minutes après le début de l'orbite n° 5 (01:46 AM PST).
  • Région couverte : 2,6 km x 45,4 km.
  • Position : 7,8° S pour 176° W.
  • Résolution : 5 mètres/pixel et 7,4 mètres par pixel.
  • Image A : Mosaïque de l'USGS, 175 km x 175 km.

Quand cette image de la région de Ganges Chasma a été prise, il était 4:35 PM sur Mars. Ce cliché est bien meilleur (d'un facteur cinquante environ) que la meilleure image que nous possédions auparavant (image A).

L'image B montre des petits points noirs, qui sont des rochers individuels à la surface de Mars et dont la taille varie de celle d'une petite automobile à celle d'une maison. Ces roches ont glissé sur les pentes abruptes.

L'image C montre un paysage remarquable de crêtes et de dépressions qui ressemble fortement à certaines régions terrestres, ou des sédiments ont été déplacés et plissés. C'est la première fois qu'une formation de ce type est observée sur Mars. Son origine et son existence dans Ganges Chasma ne sont pas encore comprises pour l'instant. Cette formation s'explique peut être par un gigantesque glissement de terrains, ou par un plissement géologique de couches sédimentaires. Comment expliquer dans ce cas que certaines couches ont été plissées alors que d'autres ont échappé au plissement ?

A
B C
Malin Space Science Systems/NASA

Tithonium Chasma/Ius Chasma

  • Date : 3 octobre 1997 (01:16 PM PDT).
  • Position : 6,6° S pour 90,4° W.
  • Résolution : 6,45 à 9,65 mètres/pixel.
  • Image A : 6,6 km x 55,6 km.

La caméra de Mars Global Surveyor a acquis cette superbe image de la région ouest de Tithonium Chasma/Ius Chasma dans Valles Marineris, alors que le soleil était à 17° au dessus de l'horizon et que l'illumination correspondait approximativement à celle de 17:00 (heure locale sur Mars). Le fond du canyon est déjà dans l'ombre, mais les pentes abruptes sont encore ensoleillées.

L'image A montre la meilleure image que nous avions de cette région avant la prise de vue de MGS. Les crêtes au nord et au sud s'élèvent à 4000 mètres au dessus du plancher du canyon mais dans la zone photographiée par MGS (rectangle blanc), les sommets sont moins hauts (3000 mètres).

L'image B est une portion agrandie de l'image prise par Mars Global Surveyor. L'image C montre le détail de la face triangulaire de la montagne située en haut de l'image B. On distingue clairement une alternance de couches claires et sombres sur cette face montagneuse. On peut compter environ 80 couches dont l'épaisseur varie de 5 à 50 mètres. Cette falaise qui s'élève à environ 1000 mètres n'est que l'un des reliefs qui surplombent le canyon. Il se pourrait que la presque totalité du canyon connaisse cette structure en couches. Cette stratification n'avait jamais été encore observée dans Valles Marineris. Elle montre que l'histoire géologique de Mars pourrait être plus complexe que prévue.

A B C
Malin Space Science Systems/NASA

Noctis Labyrinthus

  • Date : 19 septembre 1997, 11 minutes après le début de l'orbite n° 5 (06:25 AM PDT).
  • Région couverte : 12 km x 12 km.
  • Résolution : 6 mètres/pixel, 12 mètres/pixel après traitement.
  • Image A : Mosaïque de l'USGS, 175 km x 175 km.

La caméra était dans une position oblique à 1600 km de la surface de la planète, lorsque l'image B a été prise par Mars Global Surveyor. La résolution à cette distance était de 6 mètres par pixels, mais de manière à augmenter les niveaux de gris, l'image a été traitée par ordinateur est la résolution finale est donc de 12 mètres par pixel.

L'image A est une vue d'ensemble de Noctis Labyrinthus. La zone prise par la caméra de Mars Global Surveyor (caméra à angle étroit) est centrée à 4,6°S pour 102,6°W (c'est le petit rectangle gris).

L'image B a été acquise ligne par ligne par Mars Global Surveyor. A cause de la vitesse orbitale et de la vitesse de rotation de la sonde, elle est légèrement déformée.

L'image C a été obtenue par traitement informatique de l'image précédente. Elle montre la zone telle que pouvait l'observer la caméra MOC lorsque l'image a été prise.

Noctis Labyrinthus est un ensemble de canyons situé près du dôme de Tharsis (une énorme protubérance de la croûte martienne) et à l'ouest de Valles Marineris. Le canyon que l'on voit sur cette image a une profondeur de 2000 mètres. Des débris sont tombés au fond du canyon, après l'ouverture de celui ci. Des petites dunes de sable sont visibles en bas de l'image, sous les imposantes falaises. 

MGS Images A
MGS Images BMGS Images C
Malin Space Science Systems/NASA

 

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