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Shalbatana Vallis sur la planète Mars, comporte un ancien canal ayant été créée par le passage d’eau. Il se situe dans la région de Xanthe Terra. Le canal de Shalbatana Vallis débute à 1.75°N, 43.55°W.
Shabatana Vallis comporte la première preuve irréfutable de la présence d’un rivage, donc d’un ancien lac sur Mars.
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| Astre | |
|---|---|
| Longueur |
880-1029 km |
| Profondeur |
2502 m |
| Quadrangle |
| Type |
Vallée, vallis |
|---|
Géographie
[modifier | modifier le code]Tout comme Ravi Vallis, Allegheny Vallis, Walla Walla Vallis et Elaver Vallis, Shalbatana Vallis provient de terrains chaotiques ou de zones de failles représentées à la surface sous le nom de cavi[1]. Elle se situe dans la région de Xanthe Terra, et fait jusqu'à 20km de large[2] pour une longueur totale comprise entre 880 et 1029 km, depuis la source du canyon jusqu'à l'extrémité du canal le plus au nord. Shalbatana Vallis est donc au nord-ouest de Ravi Vallis, et trouve son origine dans un canyon de 225 km de long orienté vers le Nord-Est. Ce canyon pourrait être la partie la plus septentrionale d'une longue dépression linéaire qui s'étend vers le sud jusqu'au Ganges Chasma.
Shalbatana Vallis semble être liée au Ganges Chasma de la même manière que Ravi Vallis. La partie sud de la dépression comprend l'intérieur d'Orson Welles, un cratère d'environ 130 km de large. Il est actuellement impossible de savoir quelle était l'ampleur de cette dépression au moment de la formation de la vallée. Celle-ci contenait probablement une importante lagune couverte de glace qui aurait été drainée de façon catastrophique lorsque l'eau a débordé du bord du canyon à une altitude de -300 à -350 m et a creusé une sortie au Nord-Est. Le canal de Shalbatana Vallis débute à 1.75°N, 43.55°W. Juste au nord de son origine, ce dernier fait plus de 2 km de profondeur pour 18 km de large, et il continue sous la forme d'un seul canal profond sur la moitié sud de son parcours.[1]
Géomorphologie
[modifier | modifier le code]Shalbatana Vallis (et Ravi Vallis) a été créée par une inondation qui a eu lieu entre l'Hespérien moyen et l'Hespérien tardif. Le canal a érodé des matériaux de plaine du début de l'Hespérien (Scott et Tanaka, 1986) et a incisé le terrain de la même période cartographié par Tanaka (1997) sous le nom d'Unité 1 de Chryse[1].
Le chaos qui s'est formé le long de Shalbatana Vallis a pu être généré par une intrusion de magma, à l'intérieur de points d'intersection entre les failles radiales et concentriques de Tharsis. Shalbatana Vallis et Ravi Vallis ont été formées par de l'eau pouvant provenir de trois sources, la fonte de la cryosphère par magmatisme intrusif, le drainage d'un lac à l'époque hespérienne dans le Ganges Chasma, ou encore des écoulements catastrophiques d'aquifères confinés.[1]
Shalbatana Vallis est un canal linéaire qui n'a pas d'affluents mais commence par un cratère irrégulier. Le sol est composé de stries longitudinales et de plus petits canaux, et les bords intérieurs sont lisses. On peut y observer des rivages lacustres sinueux et des sédiments stratifiés exposés, [3] comme dans de nombreuses localités de Mars ont y retrouve ainsi des caractéristiques fluvio-lacustres, ce qui permet de prouver qu'il y avait un courant liquide dans le canal. [4] La profondeur de Shalbatana Vallis (2 502m) étant plus importante que celle de Ravis Vallis, il en a été déduit que la durée de vie des flux via cette vallée a été plus longue que dans Ravi Vallis.[5]
Hydrologie
[modifier | modifier le code]Théorie de son origine
[modifier | modifier le code]Plusieurs hypothèses on été formulées pour expliquer l’origine de Shalbatana Vallis, il est généralement admis que la vallée s'est créée par la succession de plusieurs épisodes de rejets d'eau avec des phases sèches et humide en alternance.[6]
En 1979, Carr a en effet émis la possibilité que les canaux comme ceux de Shalbatana Vallis furent créés par des éruptions d'eau qui avait été emprisonnée sous terre, et soumise à une très grande pression.[1] Puis en 1995, il suggère que la dépression de 40 km de large qui mène au nord du Ganges Chasma serait à l'origine de Shalbatana Vallis, et témoignerai d'un écoulement souterrain canalisé de l'eau. Ainsi, l’eau se serait écoulée par des interstices sous la surface par érosion créant un passage et par la suite aurait totalement drainé le lac, menant à la présence d'une grande quantité d'eau et une augmentation de la pression entraînant l'éruption.[4] Au moment des écoulements de Shalbatana et de Ravi Vallis, le Ganges Chasma aurait été plus petit et l'exutoire oriental ne se serait pas encore formé, Carr suppose donc qu'un lac du Ganges Chasma se serait drainé vers le nord jusqu'à la source de Shalbatana Vallis. Alors l'élévation du niveau des eaux souterraines et des lacs aurait fait augmenter les pressions dans les aquifères confinés au nord où la surface potentiométrique aurait pu finalement s'élever au-dessus de la surface terrestre, créant des conditions pour la libération des eaux souterraines et l'écoulement artésien. L'impact d'une météorite ou l'activité sismique pourraient avoir déclenché la libération des eaux souterraines. après le début des rejets, le flux aurait pu continuer dans Shalbatana Vallis même si la surface potentiométrique avait baissé suffisamment pour que Ravi Vallis s'assèche.[5] Enfin, l'écoulement dans les deux canaux aurait cessé après qu'une sortie orientale ait été creusée dans le Ganges Chasma.
Il est peu probable que ces inondations soit dues à des intrusions de magma aux points d'intersection entre les failles radiales et concentriques de Tharsis comme l’a proposé Cabrol en 1997 car aucun volcan de surface correspondant à l'âge hespérien supposé des inondations, en raison de l'épaisse couche de glace recouverte de cendres ou de poussière, n'a été cartographié dans les régions sources de ces mécanismes.[1]
Zone lacustre
[modifier | modifier le code]Sur l'ensemble de la vallée[2]
[modifier | modifier le code]Des phénomènes liés à l’eau sont observables dans tout Shalbatana Vallis. Un ensemble d’images HiRISE a permis d’observer la partie centrale de la vallée. Elle prend la forme d’une longue bande de 200 mètres de large composée de segments sinueux proches les uns des autres, espacés de quelques dizaines de mètres environ. Ces segments traversent la vallée sur plus de 5,5 km.
La partie centrale est très érodée mais il reste conservées et visibles des crêtes et creux qui indiquent l’élévation du rivage proposée par Di Achille et al. en 2007. Il propose également une hypothèse concernant la formation de ces crêtes : elles seraient formées dans la zone de rivage pendant la période d’existence du paléolac de la vallée. Sur les murs de la vallée, des dépôts en forme d’éventail bien préservés s’étendent jusqu’au fond du bassin, il s’agit de delta et plus précisément de « Gilbert delta »[8]. Ces dépôts sont possiblement le résultat de chute sous-marine lors de l’extension des canaux vers la mer (ou vers un autre bassin). Ces observations appuient la théorie selon laquelle la partie centrale de la vallée était remplie d’un lac pendant l’époque hespérienne, il y a environ 3,4 milliards d’années. Ceci voudrait donc signifier qu’à cette période, les conditions sur Mars permettaient la formation de bassins et de leurs canaux d’écoulement[8].
La valeur du débit moyen pendant la formation du canal d’alimentation dans la plaine du delta est comparable au débit des rivières de tailles moyennes sur Terre. Ces valeurs ne semblent pas probable pour un débit sur le moyen et le long terme. Ceci suggère que la section transversale du canal peut avoir subit plusieurs inondations extrêmes mais de courte durée. En utilisant la méthode proposée par Irwin en 2008 ainsi que les calculs pour estimer le transport de sédiment de Kleinhans datant de 2002, on peut estimer que les sédiments ayant formés les "Gilbert deltas" aurait pris entre 227 et 923 ans environ à s'accumuler. Cependant les échelles de temps réelles de formation peuvent facilement être un facteur 20 fois supérieur au temps minimum calculé à partir de l’estimation du transport des sédiments. Pour les deltas précédemment cités, le temps de formation réaliste serait de l’ordre de 103 ou 104 ans. Si on utilise les mêmes données pour calculer en combien de temps le paléolac a atteint les limites de rivages visibles aujourd’hui, on sait que le lac atteint ce niveau après seulement 0,58 ou 1,72 ans et qu’il commence à déborder après 0,78 ou 2,31 ans.
Au moment de la configuration hydrologique la plus récente de la vallée, la nappe phréatique du lac couvrait une superficie de 195 km² et remplissait un volume total de 29 km³. Pour que cette nappe phréatique déborde il a fallu qu’elle se remplisse de plus de 50 m en plus au-dessus du volume de base. Ce qui, en somme, représente 212 km² de lac et un volume d’environ 39 km³. Mais aucune preuve de ce débordement n’a été trouvée.
Si après sa période d’activité le lac avait laissé un peu de sa matière, les murs de la vallée aurait dû en porter les traces, or aucune autre trace de rivage n’est visible. L’absence de ces lignes inférieures suggère que le retrait terminal du lac a été suffisamment rapide pour ne pas permettre leur formation. Il est possible que la cause de cette disparition rapide soit un changement climatique brutal durant lequel le lac pourrait avoir été recouvert de glace ou totalement gelé pendant sa dernière activité et ce jusqu'à sa disparition complète, empêchant ainsi la formation de lignes de rivage inférieures. Tous ces éléments permettent de donner une durée de la présence d’eau liquide sur Mars et de donner des indices sur le climat de la période hespérienne.
Analyse d'une zone particulière : la partie sud de la vallée[6]
[modifier | modifier le code]La section sud de la vallée est différente du reste. Elle est en effet plus jeune, il est possible de l'affirmer grâce au nombre de cratères d'impacts, plus il y en a plus le sol est vieux. Ici, il y a peu de cratères donc ce sol est plus jeune que le reste de la vallée. Cela signifie, par extension, que c'est la section Sud qui fut la dernière en activité
La partie sud de la section étudiée n'est pratiquement pas érodée mais il est possible de voir malgré tout les différentes couches successives de dépôts. La partie nord en revanche est beaucoup plus érodée ce qui laisse apparaître les différentes strates horizontales. Au centre, le dépôt distal, c'est-à-dire le dépôt le plus profond, est visible.
Si on observe le mur Est, on peut remarquer qu'il a subit des éboulements par blocs. Ces blocs ont bloqués le flux du canal principal et par ce fait l'eau a été obligée de se créer deux autres branches partant à la droite et à la gauche du bouchon. Le mur Ouest est complètement différents, on peut y voir une succession de dépôts secondaires en formes d'éventail (des "Gilbert delta") probablement formés par des petits ravins, comme des coulures, sur la parois. La rupture sur ce mur suggère que les sédiments descendant de ces coulures pénétraient dans de l’eau stagnante ce qui a engendré ces traces. Cependant, il est impossible de voir leur structure interne. En revanche, il a été déterminé qu'ils étaient nourris par des petits canaux marginaux qui se rejoignent dans la partie centrale. Les dépôts sédimentaires observés ici, indiquent que des pluies sont survenues, elles seraient venues gonfler le paléolac laissant des traces de dépôts deltaïques ainsi qu’un rivage.
Canaux secondaires
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Des chercheurs ont étudiés six canaux secondaires, dont les tronçons inférieurs ont été formés après le canal central.[9] Ils ont identifié deux types de section[9], une section (ou tronçon) inférieure qui est dirigée vers la source, et une section supérieure qui est dirigée vers la vallée.
Les tronçons supérieurs ont été probablement tous formés au même moment car ils présentent des similitudes. Ils sont peu profond, avec un fond large et presque plat. Leur coupe transversale est en forme de U, ce qu'on suppose être dû à une couche inférieure plus rigide, ou à l'existence d'un équilibre entre la sédimentation et l'érosion, et un profil longitudinal presque plat des tronçons supérieurs.
Il existe un contact entre les deux tronçons, la zone souterraine n'a pas la même composition que les deux tronçons.
Les tronçons inférieurs sont de dimensions plus courtes et ont une coupe transversale en forme de V. Ils sont également plus larges et plus profond que les tronçons supérieurs, et ont une partie centrale étroite et presque positionnée à l'horizontale, ils possèdent un profil longitudinal abrupte et convexe.
La datation est approximative[10] , elle est calculée sur le nombre de cratères. Les tronçons supérieurs sont datés entre 100 et 3500 millions d'années; aucune datation n'est possible pour les tronçons inférieurs, mais on peut tout de même en déduire qu'ils sont plus jeunes, entre 0,1 et 10 millions d'années.
Références
[modifier | modifier le code]- (en) Neil M. Coleman, Victor R. Baker, Devon M. Burr et Paul A. Carling, Megaflooding on Earth and Mars, (lire en ligne), « Surface morphology and origin of outflow channels in the Valles Marineris region », p. 184-186
- (en) Gaetano Di Achille, Brian M. Hynek et Mindi L. Searls, « Positive identification of lake strandlines in Shalbatana Vallis, Mars », Geophysical Research Letters, vol. 36, (lire en ligne)
- (en) Marjorie A. Chan, Kathleen Nicoll, Jens Ormö, Chris Okub et Goro Komatsu, « Utah’s geologic and geomorphic analogs to Mars. An overview for planetary exploration », The Geological Society of America Special Paper, , p. 357-358 (lire en ligne)
- (en) Michael H. Carr, The surface of Mars, Cambridge University Press, (lire en ligne), p. 113-121
- (en) Neil M. Coleman, « Aqueous flows carved the outflow channels on Mars », Journal of Geophysical Research, Vol. 108, , p. 6 - 8 (lire en ligne)
- (en) Gaetano Di Achille, Gabriele Gian Ori et Dennis Reiss, « Evidence for late Hesperian lacustrine activity in Shalbatana Vallis, Mars », Journal of Geophysical Research, vol. 12, , p. 1 - 7 et 13 (lire en ligne)
- (en) Mariagat Włodek Głażewski, « Mars - Shalbatana Vallis Putative Paleolake Layered Deposits », sur fr.wikipedia.org, (consulté le )
- (en) Gaetano Di Achille, Gian Gabriele Ori et Dennis Reiss, « Evidence for late Hesperian lacustrine activity in Shalbatana Vallis, Mars », Journal of Geophysical Research, vol. 12, , p. 1 (lire en ligne)
- (en) Akos Kereszturi, « Analysis of two sections of Shalbatana Vallis' tributary channels », Elsevier : Planetary and Space, , p. 1 (lire en ligne)
- (en) Akos Kereszturi, « Analysis of two sections of Shalbatana Vallis' tributary channels », Elsevier : Planetary and Space, , p. 12 (lire en ligne)
- Lu et approuvé Lucie.Bagnard (discuter) 21 décembre 2020 à 09:49 (CET)
- Lu et approuvé Enora wbr (discuter) 21 décembre 2020 à 10:14 (CET)
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