Cratère à rempart

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Un cratère à rempart et ses éjectas. Celui-ci est classé comme cratère à multiple couche d'éjectas

Les cratères à rempart sont un type spécifique de cratère d'impact qui sont accompagnés par des ejecta fluidisé caractéristiques et qui se retrouvent principalement sur Mars. Il y a un exemple connu sur la Terre, la Nördlinger Ries en Allemagne[1]. Un cratère à rempart présente un éjectat avec une crête basse le long de sa bordure. Généralement, un cratère à rempart affiche une limite externe bombée, comme si la matière avait été déplacée le long de la surface, au lieu de voler selon une trajectoire balistique. Les flux sont parfois détournés autour de petits obstacles, au lieu de tomber sur eux. L'ejecta regardent comme s'ils se déplacent comme une coulée de boue. Certaines formes de Rempart cratères peuvent être reproduites par des tirs de projectiles dans la boue. Bien que le rempart des cratères peuvent être trouvées partout sur la planète Mars, les plus petits, ne se trouvent que dans les hautes latitudes, où la glace est prévu pour être proche de la surface. Il semble que l'impact doit être assez puissant pour pénétrer au niveau de la surface de la glace. Puisque la glace est pensé pour être proche de la surface dans les latitudes loin de l'équateur, il ne prend pas trop fort d'un impact pour atteindre le niveau de la glace[2]. Donc, basé sur des images de la Viking programme dans les années 1970, il est généralement admis que le rempart cratères sont la preuve de la glace ou de l'eau liquide sous la surface de Mars. L'impact de la fonte ou de l'ébullition de l'eau dans le sous-sol produisant un modèle distinctif de matière entourant le cratère.

Ryan Schwegman décrit en deux couches ejecta (DLE) cratères comme montrant deux couches distinctes de ejecta qui semblent avoir été mis en place comme un mobile, rez-de-serrant de flux. Ses résultats suggèrent que les ejecta de la mobilité (la distance ejecta se déplace à partir du bord du cratère) va généralement avec l'augmentation de la latitude et peut refléter la concentration de la glace. C'est plus la latitude est grande, plus le contenu en glace. Le lobateness (forme courbe du périmètre de ejecta) va généralement vers le bas avec l'augmentation de la latitude. En outre, DLEs sur sédimentaires sol semblent afficher plus ejecta de la mobilité que ceux volcanique surfaces[3].

Une discussion détaillée des différents types de cratères Martiens, y compris deux à double couche d'éjecta (cratères à rempart) peut être trouvé dans un article de 2014 par David Weiss et James Head [4]

Cratères à couche d'éjecta unique[modifier | modifier le code]

Le rempart du cratère de la seule couche de ejecta type, comme on le voit par la TOXINE Flèches indiquent le bord externe, appelé le rempart.

Une seule couche de ejecta cratères sont un type de rempart carter. Ils ont un ejecta lobe qui s'étend de 1 à 1,5 cratère rayons à partir du bord du cratère. Ils ont un diamètre moyen de 10 km. Bien que présent à toutes les latitudes, ils sont les plus communs, près de l'équateur. Il y a de la taille moyenne des augmentations les plus éloignés de l'équateur. Il a été suggéré que ces types de cratères sont produites par l'impact dans glacial du sol. Plus précisément, c'est un impact qui n'est pas entièrement à travers la couche glacée. L'augmentation de la taille de l'équateur est expliqué par une éventuelle plus grande épaisseur de la couche glacée loin de l'équateur[5].

Cratère à couches d'éjecta doubles ou multiples[modifier | modifier le code]

Simple couche ejecta cratères seulement de pénétrer dans le glacial de la couche supérieure, comme illustré sur la gauche. À couches multiples ejecta cratères d'aller tout le chemin à travers la glace de la couche et un peu dans le bas, libres de glace de la couche (à droite).

Un autre type de rempart du cratère qui s'appelle un double-couches ejecta (DLE) cratère. Il affiche les deux lobes de ejecta. Liées à ces sommes (MLE) cratères qui ont plus de 2 ou plusieurs couches de ejecta. Elles sont plus de simple couche ejecta cratères, ayant un diamètre moyen de 22 km. Leur ejecta sont environ 2,2 rayons du bord du cratère. Ils sont plus concentrés près de l'équateur (le plus souvent entre 40 degrés de l'équateur).

La preuve conduit les chercheurs à croire qu'ils le résultat d'un impact qui passe à travers la glace de la couche et une couche rocheuse. Il y a peut être plus près de l'équateur parce que la glace, la couche n'est pas aussi épais; par conséquent, plus elle sera l'impact de pénétrer tout le chemin à travers la glace de la couche et dans la couche rocheuse. Ils sont supérieurs à toutes les latitudes que seule couche ejecta cratères. Sur la glace, la couche a été appelé par des noms différents: la cryosphère, le pergélisol et la glace, cimentées de la cryosphère.

Steinheim Cratère qui montre plus d'une couche de ejecta, comme on le voit par la TOXINE ceux-ci sont appelés à double couche ejecta cratères.

Les chercheurs ont analysé la distribution de ces deux cratères afin de déterminer l'épaisseur de la glace de la couche qui peuvent entourer le total de la surface de Mars. La profondeur du cratère a été trouvé à environ un dixième de son diamètre. Donc en mesurant le diamètre, la profondeur peut être facilement trouvé. Ils ont cartographié la position et la taille de l'ensemble de ces cratères, et ensuite déterminé la taille maximale d'une seule couche de cratères et de la plus petite taille de plusieurs couches de cratères pour chaque latitude. Rappelez-vous la seule couche de ejecta cratère de ne pas pénétrer dans la couche glacée, mais les multiples couches. Une moyenne de ceux qui devraient donner l'épaisseur de la couche glacée. À partir de cette analyse, ils ont déterminé que la couche glacée ou de la cryosphère varie d'environ 1,3 km (équateur) à 3,3 km (les pôles). Cela représente une grande quantité d'eau gelée. Elle serait égale à 200 mètres de l'eau répartis sur l'ensemble de la planète, si l'on suppose que 20 % de l'espace des pores[5].

Vue sous Phoenix lander vers le sud coussinet de pied, montrant inégale exposition d'une surface brillante qui a été confirmé plus tard pour être de l'eau, de la glace, comme prédit par la théorie et détectée par la sonde Mars Odyssey.

Le Phoenix lander a confirmé l'existence de grandes quantités de glace d'eau dans les régions du nord de la planète Mars. Cette constatation a été prédite par la théorie et a été mesurée à partir de l'orbite par la sonde Mars Odyssey instruments, donc l'idée que le rempart du cratère de la taille montre la profondeur de la glace a été confirmé par d'autres sondes spatiales. L'image ci-dessous à partir de la Phoenix lander montre de glace qui a été exposée par la descente des moteurs.

Ils sont en général de petits cratères trouvé dans le grand nord ou du sud de la planète

Cratères « en galette »[modifier | modifier le code]

Cratère « en galette », notez le méplat supérieur et l'absence de rempart visible. Image CTX.

Dans le Mariner et Viking de la mission d'un type de cratère a été trouvé qui a été appelé une "Crêpe Cratère." Il est semblable à un rempart du cratère, mais ne dispose pas d'un rempart. L'ejecta est à plat le long de son ensemble de la zone, comme une crêpe. En vertu des résolutions plus élevées, il ressemble à une double-couche de cratère qui s'est dégradé. Ces cratères sont trouvés dans les mêmes latitudes que de double-couche de cratères (40 à 65 degrés)[6]. Il a été suggéré qu'ils sont juste de la couche intérieure d'une double-couche de cratère dans lequel l'externe, couche mince a érodé[7]. Cratères classés comme des crêpes dans Viking images, s'est avéré être une double couche de cratères vu à des résolutions plus élevées par plus tard vaisseau spatial[8],[9].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. Sebastian Sturm, Gerwin Wulf, Dietmar Jung et Thomas Kenkmann, « The Ries impact, a double-layer rampart crater on Earth », Geology, vol. 41,‎ , p. 531–534 (DOI 10.1130/G33934.1, lire en ligne)
  2. Hugh H. Kieffer, Mars, University of Arizona Press, (ISBN 978-0-8165-1257-7, lire en ligne)
  3. Schwegman, R. 2015.
  4. Weiss, D., J. Head. 2014.
  5. a et b Head, J., D. Weiss. 2017.
  6. Mouginis-Mark, p. 1979.
  7. Costard, F. 1989.
  8. Barlow, N. MARTIAN IMPACT CRATERS AND THEIR IMPLICATIONS FOR TARGET CHARACTERISTICS.
  9. Kieffer, H.et al. 1992.