Valles Marineris vue par ISM
Les autres figures de cette page sont adaptées de / other figures are adapted from: Erard, Ph. D. Thesis 1991 and Erard et al. Proc. LPSC, 1991.
Trois séances d’observation ont été effectuées par ISM dans cette région, qui recouvrent la quasi-totalité des canyons (~4000 x 1000 km2). L’altimétrie est ici estimée par la profondeur de la bande d’absorption du CO2 à 1.44 µm, corrigée des variations géométriques. L’échelle est donc linéaire en pression, pas en altitude ; les régions en bleu sont les plus basses. L’altitude varie d’une dizaine de kilomètres entre le fond du canyon et le plateau qui le domine (dôme de Tharsis). La partie ouest de Tharsis porte trois des grands volcans martiens – Pavonis Mons et Arsia Mons, qui culminent à ~20 km sont visibles sur cette carte.
Three observation sessions were performed in this region, spanning almost all the canyon (~4000 x 1000 km2). Surface elevation is estimated here through the CO2 absorption band at 1.44 µm, with correction for viewing geometry. The scale is therefore linear in pressure, not in altitude; lower areas are in blue. Surface elevation varies by ~10 km between the canyon floor and the surrounding plateau (the Tharsis dome). In the western part of Tharsis lie three of the large Martian volcanoes – Pavonis Mons and Arsia Mons, that reach ~20 km at their highest point, are apparent on this map.
Cette carte réprésente l’intensité lumineuse mesurée à 1,2 µm, corrigée des différences dues aux angles d’observation (fonction de Minnaert avec k=0,7). C’est une mesure de la brillance intrinsèque des terrains observés en infrarouge, qui varie d’un facteur 3 dans cette région très contrastée. Les terrains clairs couvrent la majeure partie du plateau, alors que les fonds de canyons sont en général très sombres, à l’exception d’Ophir Chasma et de la partie est de Candor Chasma. Les lignes de niveaux sont adaptées des mesures d’altimétrie de Mariner 9 (équidistance 1000 m).
This map shows the brightness measured at 1.2 µm, corrected from variations in viewing angles (Minnaert function with k=0.7). This is an estimate of terrain albedo in the infrared, that varies by a factor of 3 in this particularly contrasted area. Most of the plateau materials are bright, while canyon floors are usualy very dark, with the exceptions of Ophir Chama and eastern Candor Chasma. Contour lines are adapted from Mariner 9 measurements (contour interval is 1000 m).
La carte ci-dessus représente la profondeur de la bande d’absorption à 3 µm des minéraux hydratés. Les parties les plus hydratées apparaissent en rouge, les plus hydratées en bleu. Une forte hydratation peut correspondre à des molécules d’eau adsorbées par les sols, ou à de l’eau de constitution (groupe OH ou H2O présent dans la formule minérale). Dans le premier cas, l’eau peut être libérée dans l’atmosphère quand les sols sont réchauffés par le Soleil. Les échanges surface-atmosphère constituent de cette façon un mécanisme important dans le cycle de l’eau sur Mars : le régolite est le plus gros réservoir d’éléments volatils de la planète.
La bande est toujours très profonde (absorption d’un facteur ~2) parce qu’elle correspond à trois transitions intenses des molécules OH et H2O. Elle varie considérablement d’une région à l’autre et constitue donc un bon critère de différenciation des matériaux (20% de variation sur cette zone).
Sur le plateau, les zones claires sont systématiquement les plus hydratées. Les fonds de canyon sont en général moins hydratés que le plateau, excepté dans les zones de dépôt (au centre et à l’est, dans Candor, Melas et Eos chasmata) ; ce sont les seuls terrains sombres observés par ISM qui présentent une bande d’hydratation très profonde. Cette bande n’est toutefois pas une mesure directe du contenu en eau des sols, mais dépend également de façon complexe de nombreux autres facteurs (albédo, taille des grains, géométrie d’observation…).
The map above represents the depth of the hydrated minerals band at 3 µm. Dry areas appear in red, hydrated materials in blue. Hydration may correspond to water molecules adsorbed in the soils, or to constitution water (OH or H2O groups contained in the mineral formula). In the former case, water can be released in the atmosphere when the soils are heated by the Sun; the regolith is the main reservoir of volatile elements on the planet, so surface-atmosphere exchanges are a key mecanism in the water cycle on Mars.
The absorption band is always very deep (absorption ~50%) because it corresponds to three strong vibrational transitions of HO and H2O. Spatial variations are very large and therefore this parameter is a good criterion to differenciate between surface materials (20% variations in this area).
On the plateau, bright areas are systematically more hydrated. Canyon floors are usualy less hydrated than plateau materials, except in the layered terrains (center and eastern parts, in Candor, Melas and Eos chasmata); these are the only dark areas with deep hydration band in the regions observed by ISM. The band depth is not a direct measurement of the water contents however, but also depends on many other factors (albedo, particle size, viewing geometry…).
Les autres bandes d’absorption sont beaucoup moins profondes et marquées, mais portent une information plus directe sur la nature des minéraux présents. La plus intéressante est la bande située vers 0,85-1,1 µm : c’est une transition électronique des atomes de fer qui apparaissent comme éléments secondaires dans certains silicates et oxydes. La position exacte et la forme de cette bande dépendent du champ électro-statique qui entoure l’atome, donc de la maille cristalline ; c’est ainsi un critère d’identification précis des minéraux les plus abondants. On remarque que les variations de ces bandes sont beaucoup moins larges que celles de la bande d’hydratation (6% pleine échelle ici) ; elles ne peuvent donc être détectées que grâce à un instrument très sensible.
La carte ci-dessus représente la profondeur d’absorption à 1.0 µm, caractéristique de silicates présents dans les roches volcaniques (pyroxènes et olivine). De façon générale, leur abondance est plus élevée dans les terrains sombres, qu’ils soient sur le plateau ou dans les canyons.
Other absorption bands are much shallower and more subtle, but bear more direct information concerning surface mineralogy. The most interesting band is located around 0.85-1.1 µm: it is due to an electronic transition of iron atoms that appear as a trace element in some silicates and oxides. The exact location and the shape of this band are sensitive to the electro-static field surrounding the atom, hence they depend closely on the crystal structure. Therefore, they are reliable parameters to identify the most abundant surface minerals. This kind of absorption is always much smaller than the hydration band (6% full-scale here). Therefore high instrumental sensibility is required to detect them.
The map above represents the depth of absorption at 1.0 µm, which is characteristic of silicates present in volcanic rocks (pyroxenes and olivine). On the overall they are more abundant in dark areas, either on the plateaus or in the canyons.
Les pyroxènes eux-mêmes sont divisés en deux familles, et possèdent une autre bande d’absorption située entre 1,8 et 2,2 µm. La position de cette deuxième bande et le rapport d’intensité entre les deux bandes sont de bons critères d’identification. Dans les régions observées cette bande est située essentiellement vers 2,2 µm et indique une forte abondance en pyroxènes calciques. Une modélisation détaillée des spectres (Mustard et al., Icarus 1997) montre que les régions les plus sombres sont en fait des mélanges à deux pyroxènes, calcique et non-calcique ; une telle composition est très semblable à celle des météorites SNC basaltiques (supposées provenir de Mars). Cette composition résulte des modalités de formation des magmas, et permet donc de reconstituer les conditions physico-chimiques qui régissent leur formation.
Dans la partie est des canyons, la présence simultannée de ces absorptions minérales et de très fortes signatures de minéraux hydratés suggère une formation hydrovolcanique (Murchie et al., Icarus 2000). Ces caractéristiques spectrales renforcent fortement l’hypothèse d’une mise en place par éruptions sous des plans d’eau stables ou métastables, probablement des lacs à surface gelée. C’est donc une indication (indirecte) de la présence d’eau liquide sur Mars à une période relativement récente.
Pyroxenes themselves are grouped in two families, and have another band located between 1.8 and 2.2 µm. The location of this second band and the intensity ratio between the two bands are reliable mineralogical parameters. In the areas observed, this band is always located around 2.2 µm and indicates higher abundance in high-calcium pyroxenes. Detailed spectral modeling (Mustard et al., Icarus 1997) shows that the darkest regions are actually two-pyroxene mixtures with high- and low-calcium components; such a composition is very similar to that of the basaltic SNC meteorites, that are believed to originate from Mars. This composition results from magma formation, and therefore permits to understand the physical and chemical conditions existing during formation.
In the eastern part of the canyon, the presence of strong pyroxene absorptions together with deep hydration bands suggests hydrovolcanism (Murchie et al., Icarus 2000). These spectral properties strongly reinforce the hypothesis of a formation by volcanic processes taking place under stable or metastable still water, possibly frozen lakes. Hence, this is a strong, but indirect, evidence for the presence of liquid water on Mars in a relatively recent past.
ISM a été développé avec le soutien du CNES
