Quadrangle de Syrtis Major

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Dans le cadre de la géographie de la planète Mars, le quadrangle de Syrtis Major — également identifié par le code USGS MC-13 — désigne une région martienne définie par des latitudes comprises entre 0º et 30º N et des longitudes comprises entre 45º et 90º E. Il tire son nom de Syrtis Major, une formation d'albédo classique de Mars provoquée par l'affleurement de terrains basaltiques sombres autour d'un volcan bouclier à la limite entre les deux principaux domaines topographiques de la planète, la grande plaine jeune de l'hémisphère nord et les hautes terres anciennes de l'hémisphère sud.

Géographie[modifier | modifier le code]

Cette région est constituée à l'ouest de la partie orientale de Terra Sabaea remontant au Noachien, dans sa partie centre-sud du bouclier de Syrtis Major Planum, apparu à l'Hespérien, et à l'est de la partie occidentale du bassin d'impact d'Isidis Planitia, formé au Noachien mais recouvert de matériaux récents (Amazonien).

Région de Terra Sabaea et principaux cratères[modifier | modifier le code]

Ce quadrangle compte peu de grands cratères, essentiellement situés dans Terra Sabaea :

Région de Syrtis Major[modifier | modifier le code]

Ces cratères se répartissent tout autour de Syrtis Major Planum, région géologiquement plus jeune (Hespérien) d'environ 1 350 km de diamètre centée sur 8,4° N et 69,5° E portant des cratères de taille modérée. Syrtis Major dépasse les 3 000 m d'altitude et présente quelques formations très caractéristiques :

Région d'Isidis Planitia[modifier | modifier le code]

Dans le sud-est du quadrangle s'étend la partie occidentale d'Isidis Planitia, un bassin d'impact d'environ 1 200 km de diamètre centré par 12,9° N et 87° E au sud-ouest d'Utopia Planitia. Ces terrains plus jeunes (Amazonien) sont faiblement cratérisés, avec une altitude généralement comprise entre -3 000 m et -5 000 m, sous le niveau de référence. Cette région est marquée, au nord-ouest du bassin d'impact, par deux structures remarquables :

Géologie[modifier | modifier le code]

Plusieurs types de roches ignées ont été identifiés dans cette région. Outre les basaltes, de la dacite et des granites ont été détectés : la dacite se forme en surface des chambres magmatiques lorsque les pyroxènes et l'olivine, qui contiennent fer et magnésium (et qui sont plus denses), se sont concentrés au fond des chambres magmatiques ; les granites résultent de processus plus complexes.

Certaines zones du quadrangle — notamment Nili Fossae[1], sur 30 000 km2 — renferment des quantités significatives d'olivine : dans la mesure où cette roche est très instable en présence d'eau, cela tendrait à montrer que la région est demeurée sèche depuis la fin du volcanisme à l'origine de ces affleurements ; ceci est cohérent avec la définition du Sidérikien élaborée à la suite des observations de l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express de l'ESA[2], la formation de Nili Fossae remontant alors au Theiikien.

L'eau a cependant très certainement coulé dans la région, au moins avant la formation de Nili Fossae, car les traces d'érosion fluviales sont nombreuses et explicites. On trouve ainsi, dans la région d'Arena Colles (voisine de Nili Fossae), des inselbergs, semblables aux buttes de Monument Valley sur le plateau du Colorado, des lits de rivières et des reliefs inversés résultant de l'érosion différentielle entre terrains généralement meubles et zones localement durcies sous l'effet d'un cours d'eau. Ceci est, là encore, cohérent avec la définition du Phyllosien introduite par l'ESA[2].

Sources de méthane[modifier | modifier le code]

Le quadrangle de Syrtis Major semble être l'une des principales sources de méthane détecté en 2003 dans l'atmosphère de Mars, aussi bien par des sondes telles que Mars Express que depuis la Terre ; ces émissions de CH4 se concentreraient notamment en trois endroits du quadrangle[3]:

Des études récentes suggèrent que la cinétique du méthane dans l'atmosphère martienne rendrait cet hydrocarbure 600 fois moins stable que ce qu'on attendrait par simple photodissociation aux ultraviolets : avec une durée de vie initialement estimée à 300 ans environ, le méthane devrait se répartir uniformément dans l'atmosphère de la planète, ce qui n'est pas ce qu'on observe ; a contrario, la durée de vie du CH4 ne semble pas excéder quelques centaines de jours, avec une source de méthane 600 fois plus puissante qu'estimé initialement émettant ce gaz une soixantaine de jours par année martienne, à la fin de l'été de l'hémisphère nord[4]. Outre le fait que ces observations ne s'expliqueraient qu'à l'aide d'un mécanisme inconnu de décomposition du méthane très spécifique à ce gaz et n'affectant pas les autres composants de l'atmosphère martienne, elles suggèrent un environnement a priori peu propice à la vie si de telles molécules organiques sont détruites si rapidement.

Références[modifier | modifier le code]

  1. NASA Goddart Space Flight Center – 28 octobre 2003 « Green Mineral indicates Red Planet is dry. »
  2. a et b CNES L'hebdo du 2 mai 2006 « Mars : de nouveaux mots pour une nouvelle histoire ! »
  3. (en) Michael J. Mumma, Geronimo L. Villanueva, Robert E. Novak, Tilak Hewagama, Boncho P. Bonev, Michael A. DiSanti, Avi M. Mandell, et Michael D. Smith, « Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003 », Science, vol. 323, no 5917,‎ 20 février 2009, p. 1041-1045 (ISSN 0036-8075, DOI 10.1126/science.1165243, lire en ligne)
  4. (en) Franck Lefèvre et François Forget, « Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics », Nature, vol. 40,‎ 6 août 2009, p. 720-723 (ISSN 0028-0836, DOI 10.1038/nature08228, lire en ligne)

Annexes[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]