techniques
- ground-based telescopes (e.g. adaptative optics) and space telescope (HST)
- remote-sensing techniques:
- imaging, photometry, polarimetry
- thermal and reflectance spectra
- radio and radar observations (--> dielectric constant)
- neutron spectrometer
- gravimétrie
- in-situ, parfois jusqu'au laboratoire complet (MSL, cf. LIBS, Chemcam)
- exemple: LIBS [spectroscopie induite par laser] sur Chemcam, crée un plasma par bombardement très énergétique
- exemple de space missions:
- Cassini (système Saturne)
- Galileo (système jovien)
- MERs, Mars Express, MRO (Mars)
- GRAIL, NEAR, Deep impact (asteroids)
- MESSENGER (premier à orbiter Mercure)
- different features, but also similarities
- volcanic
- tectonic
- atmospheric effects
- impacts
impacts
général
[source: ALG] Ce bestiaire de cratères illustre la variété en termes de forme et d’échelle des cratères planétaires. La morphologie des cratères dépend avant tout de leur taille. Les plus petits d’entre eux, les cratères simples, présentent une forme en bol, avec des bords surélevés. La majorité des cratères lunaires ayant un diamètre inférieur à 15 km sont de ce type. Au delà de ce diamètre, ils présentent un pic central avec éventuellement des terrasses et des dépôts et sont dits complexes. Les cratères complexes sont moins profonds que les cratères simples. Le diamètre de transition entre ces deux types de cratères varie de façon inversement proportionnelle à la gravité de la planète : Dans les cas d’impacts plus gros, le pic central est remplacé par un anneau montagneux voire par des anneaux multiples si le diamètre augmente encore. Une partie des matériaux excavés par l’impact peut, après avoir parcouru une trajectoire balistique, retomber et provoquer la création de cratères secondaires, à proximité du cratère principal. Enfin, si l’impact est suffisamment puissant pour percer la croûte et provoquer des épanchements, on parle de bassins d'impact. Le bassin d'Hellas sur Mars (plus de 2000 km de diamètre) est sans doute le plus grand bassin d'impact du système solaire. Avec le temps, l’érosion ou encore les mouvements du sol altèrent les cratères dont nous n’observons finalement qu’une forme dégradée.
Mimas
- satellite de Saturne
- l'un des plus petits satellites sphéroïdes (380-420 km)
- faible densité: principalement constitué de glace d'eau avec une petite proportion de roches
- exemple spectaculaire d'impact, cratère Herschel 130km diamètre, flancs 5 km haut, gouffres 10 km
- fracturation de Mimas jusqu'aux antipodes et forme anticipée
- quasiment saturée de cratères (sauf au pôle sud!)
Lune
- impact: élement de paysage dominant
- plus petits, taille de quelques microns...
- ... jusqu'à plusieurs centaines de km (Orientale Basin, multiring [grail20161027.jpg])
- Aitken Basin pôle sud, très ancien, et le + considérable du SystSol, 2500km de diamètre, profondeur 13km bassin-rim
- bright rays + secondary craters
- bombardement continu: responsable du régolithe, fine poussière de 15m d'épaisseur
- presque saturé de cratères: bright highlands or terrae
- 80% moon's surface, datation: ~4.4 Gyr ago (early bombardment area)
- pas de roches riches en métaux lourds
- beaucoup de roches lunaires sont des brêches (breccia [depat5-36b.jpg]) polymicts: diverses origines cimentées par impact
- impact responsable de sa formation?
- plus de cratères sur la far side [USSR Luna 3] que la near side qui a des large shallow basins (avec thinner crust)
- astéroïdes plus gros, théorie dominante un moment, mais bombardement doit être égal
- GRAIL (Miljkovic Science 2013): basins != size impact: early Moon's nearside was warmer and softer, impact craters >> basins by giant lava flows
- indeed near side rich in radioactive isotope (voir plus bas volcanisme), énigme reste à expliquer (gigantic volcanic plume ? impact?)
Mercure
- impacts également dominants, comme sur la Lune
- cratères moins profonds, cratères secondaires et éjecta plus proches: gravité plus importante sur Mercure
- grande structure: Caloris Basin
- diamètre 1550 km. entouré de montagnes hautes de 2km.
- radial troughs, radial graben structure (km wide, 100 km long): extension, rising magma just below surface, melting after impact.
- aux antipodes: shock waves ont créé des terrains chaotiques fait de blocs et collines
- high-density Mercury: material stripped away (or boiled away) by giant impact early in history?
Vénus
- inférieurs à 3 km a cause atmosphere très épaisse
- souvent des grands cratères circulaires avec plusieurs pics, ou des clusters de petits [PIA00214,PIA00476]
- matelas d'ejecta sous forme de pétales car ils ne peuvent aller loin à cause atmosphère épaisse
Mars
géantes et satellites
- Callisto: satellite de Jupiter proche de la saturation en cratères
- Voyager image of the vast Valhalla impact site on Callisto. Valhalla is the largest known impact structure in the Solar System, with a diameter of 4000 km, yet its topography is so subdued that each of the numerous visible ring scarps rises only 1–2 km above its surroundings. The impact that formed Valhalla must have taken place at a time when Callisto’s lithosphere was thin, and its mantle was hot and mobile enough to smooth out the surface topography. Valhalla’s bright central area is about 300 km across: the site of the (now vanished) transient cavity. (NASA)
- Modèle Tsunami (Spudis, 1993) : impact massif qui fluidifie puis créé des ondes vers l’éxtérieur
- Modèle Anneau (McKinnon, 1980) : impact dans une couche fragile et subsurface visqueuse, puis extension vers le centre (remplissage du vide)
volcanisme
Le volcanisme est lié au transfert de matière (magma, éléments volatiles et matériaux cristallisés) de l’intérieur vers la surface. Il est l’une des expressions les plus spectaculaires de l’activité interne d’un corps. Il participe au renouvellement des surfaces en recouvrant de ses épanchements (laves) les cicatrices du passé et peut aussi contribuer à la création ou à l’enrichissement d’une atmosphère. De nombreuses planètes ou satellites du système solaire portent sur leur surface les traces d’une activité volcanique passée (Mars, Lune), récente (Vénus) et même présente (Terre, Io, Europe, Encelade).
Lune
- cristallisation d'un océan de magma global? suite à un impact géant
- roches lunaires: anorthosites: Ca-rich plagioclase feldspar
- early product of cooling Si-rich magma [4.44 Gy]
- light: floats over an ocean of magma
- K-REE-P in lunar rocks
- REE [REE: Z=57-70] excluded from major mineral phases (olivine, pyroxene and plagioclase)
- may be final crystallisation product of global magma ocean [4.36 Gy]
- moins sidérophiles (Fe, Mg) plus lithophiles (Ca, Al, Ti) que sur croûte et manteau Terre
- maria darker plains, volcanism post-LHB 3.1-3.9 Gyr old (radioisotope dating)
- on hemisphere facing Earth
- less heavily cratered, or cover part of older terrains
- basaltes
- riche en Fe Mg Ti: origine 100s km deep
- fin ou verre: rapide refroidissement et solidification
- possible remplissage par le bas par magma chaud, suite à impact énergétique fracturant la croûte
- également recouvertes de régolithes, mais 2 à 10 fois moins épais
- other features:
- sinuous Hadley rille, flows downhill, en partie effondré (photo A15)
- Oceanus Procellarum (envelops smaller circular maria), see Andrews-Hanna 2014
- low-elevation, different composition [more KREEP, more radioactive isotopes], impact?
- ... GRAIL (gravity measurements, densité+topo croûte) found no circular arcs so no impact
- gravity anomaly and gradient reveal an unusual angular structure
- volcanic-tectonic rift structure! with outpouring hotter basaltic magma quicker to cool, hence contractions
- volcanisme s'est arrêté vers 3 Gy. possible volcanisme sporadique jusque 2.5 Gy (résultats sonde SELENE).
Mercure
- plaines lisses entre les cratères [several km thick], un peu comme les mers lunaires. mais brillantes!
- formées après le LHB, donc pas plus jeunes que 3.8 Gy
- volcanic features: vents, deposits, 100km diameter shield volcano within inner margin of Caloris
- composition diff de Terre et Lune:
- Mercure est en déficit de basaltes riches en Fe et Ti, donc plaines plus brillantes
- manque d'éléments lourds = lava originated close to the crust
Vénus
- surface très sombre et un peu érodées. proches des basaltes terrestres.
- radar reflectivity high: no porous surface materials: mostly dry solid rock.
- cartes Magellan de la surface
- surface highlands volcaniques, larges montagnes 3-5 km de haut (Ishtar and Aphrodite Terra, Alpha and Beta Regio)
- distribution un seul pic centré en zéro: pas de tectonique des plaques
- la plupart de la surface est within un kilomètre de la moyenne du planetary radius
- basses plaines: couvertes de dépôts volcaniques, probably par des recouvrements massifs par (cf. Deccan traps in India)
- surface très jeune peu cratérisée (1000 cratères, maxi 300-800 millions années)
- Vénus a pu connaître un resurfaçage global
- lithosphère très épaisse (200 km), chaleur radiogénique dans le manteau ne peut s'échapper facilement -- ruptures locales
- mais des scénarios de croûte fine existent également avec un resurfaçage plus lent
- plus d'un millier de petites formations volcaniques
- pas de volcanisme explosif à cause de la pression atmosphérique
- small dome-like hills, probably shield volcanoes
- many circular flattend domes with central pit
- peculiar: pancake domes, coronae, and arachnoids
- pancakes [PIA00215]
- 20-50 km 100-1000m rhyolite-dacite domes (glass mountains, made of obsidian)
- very thick (Si-rich) lava from opening on relatively level ground flowing outwards in all directions
- fractures on top of those domes: cooling of outer layer before magma activity below stopped > stretching of surface
- ... or magma pushing surface upwards, then withdrew
- coronae [PIA00096]
- large (100-1000 km) circular or oval-shaped with concentric ridges
- in the volcanic plains, form by hot upwellings of magma in the mantle
- arachnoids [Magellan P37501]
- spiders sitting on webs of interconnected fractures
- central region (50-150 km in diameter) depressed: collapsed?
- similar yet smaller than coronae (50-200 km) --> precursors?
- lava channels [PIA00245], some of them hundreds of kilometers long (6000 km), identiques au "rilles" lunaires
- Venus Express a vu des variations temporelles de SO2: activité volcanique actuelle sur Vénus ???
Mars
- Olympus Mons and Tharsis volcanoes: shield volcanoes
- giant size (base ~600 km, hauteur total / plaines environnantes: 27 km)
- low surface gravity (otherwise collapse) and cold thick lithosphere
- probablement la taille maximale que peut supporter la lithosphère
- volcanisme de point chaud mais sans tectonique des plaques
- located close to the Equator: formé ailleurs, il aurait fait réorienté l'axe des pôles par rapport au globe (true polar wander)
- plaines du nord moins cratérisées (3-3.5 Gy) par rapport aux haut plateaux cratérisés (4.45 Gy)
- se sont formées en même temps, mais resurfaçage par volcanisme?
- la réponse est dans l'âge de la croûte martienne sous ce resurfaçage
Io
- slowly spreading lava flows at Prometheus and Amirani and an active lava lake at Pele
- scalloped margins of the plateau to the northeast of the active lavas. formed by sapping, a process usually associated with springs of water.
- Liquid sulfur dioxide might be the fluid responsible for sapping on Io. A better understanding of sapping on Io will influence how scientists interpret similar features on Mars(where the viability of carbon dioxide or water as the sapping fluid remains controversial).
Titan, Europe, Cérès, etc.
cryovolcanisme
tectonique
L’activité tectonique est l’ensemble des mécanismes de mouvements de surface responsables de déformations à grande échelle de la croûte d’une planète. Beaucoup de corps présentent à leur surface des failles, des chaînes dorsales et escarpements témoignant d’une activité tectonique passée. Cependant, à ce jour, le mouvement de plaques tectoniques n’a été observé que sur la Terre.
plusieurs échelles: globale, régionale, locale
Mercure
- Beagle Rupes
- escarpement 600km de long!
- surface expressions of thrust faults (failles inverses, de compression) that formed from contraction [shrinking] as the planet's interior cooled.
- relativement jeune, postérieur à l'impact: a levé Sveinsdóttir crater (résultat d'un impact oblique) de presque 1 kilomètre, soit sa profondeur
- (noter que les wrinkle ridges, témoins d'un épanchement de lave ultérieur dans le cratère)
- d'autres rupes sur Mercure
- qui croisent tous terrains, orientations au hasard
- planet-wide contraction due to cooling (cf. dried-out apple): decrease by 4km radius!
Europe
tectonique: subduction in ice shell, Katterhorn and Prockter NatGeo 2014 - Mismatch of geological features across tectonic boundaries - Missing surface area in tectonic reconstruction - Congruent plate motion vectors - Topographic conundrum - Morphology and geometry of tectonic boundaries - Potential cryolavas - Distinct surface colour - Strain partitioning along oblique margins
Mars
- Valles Marineris
- énorme canyon (profond 2-8 km, large 3000 km), falaises très escarpées
- formé par tectonique, probablement lors de l'élévation du volcan Olympus Mons par poussées de magma
- étirement de la croûte: fractures et failles (normales); glissements de terrain
- possibilité que de l'eau sous-surface ait pu entrer dans le canyon?
lié au volcanisme: Lune et Vénus
- lunar linear rilles, similar to graben faults, formed by expansion and contraction
- tectonic deformation sur Vénus, réseaux de faille volcano-tectoniques (voir images coronae)
- resurfaçage par volcanisme très efficace, mais épisodique. réponse de la croûte: mountain ridges, strain patterns, over 100s km
Titan
- quelques montagnes de 2000m de haut; chaînes montagneuses linéaires
- formation par
- compression crustale? à cause forces marée de Saturne
- extension crustale? à cause épaississement croûte glacée Titan
- éjecta d'impacts météoritiques?
- érosion d'une couche de surface par pluies méthane?
érosion éolienne + dunes
Mars éolien
tempêtes de poussière, saltation etc. changements d'albédo dunes -- dont les mouvements ont été enregistrés.
Titan éolien
- traces d'érosion éolienne
- zones sombres près de l'équateur
- dunes longitudinales parallèles à l'équateur, ~100m de haut
- 15-20% surface Titan, 50% basses latitudes (plus grand champ de dune du SystSol)
- analogues: Arabie Saoudite, Namibie, Egypte
- sens est donné par les orages convectifs (et non les vents globaux)
- sable ou sédiment organique issu des aérosols photochimiques?
- surface de Titan jeune (faible densité de cratères moyens ou grands)
- âge estimé entre 200 millions et 1 milliard d'années
- resurfaçage global?
- ... ou érosion éolienne ou fluviale continue !
Mars fluvial (ancien)
- valley networks sur les terrains anciens >3Gy [1 km wide]
- similar to dendritic drainage systems on Earth
- action lente de l'eau sur périodes longues (Warrego 300-5000 m3/s)
- warm and wet Mars... ou plutôt icy highlands? Wordsworth 2013
- eau souterraine? ou inondation par pluie? question des small-scale streams feeding into larger valleys.
- outflow channels: des highlands aux plaines basses [10s km wide]
- teardrop-shaped islands
- very sustained fluid flow (impossible with lava)
- Mars Pathfinder went there: depositional plain (such as Earth's catastrophic floods) w rounded pebbles
- gullies: un exemple ambigu
- semble water par géomorpho antarctique (dry valleys)
- head alcove, source eau; depositional apron below
- seems distinct from mouvements granulaires secs [slope streaks PIA09030]
- possible source groundwater such as the Antarctic Dry Valleys?
- très jeunes et même actives actuellement! [PIA09027]
- Spirit: atterrit dans un ancien lac connecté avec un canal à une plaine highland
- pas de roches sédimentaires...!
- recouvertes par volcanisme (roches basaltiques) ou éolien (nombreux dust devils)?
- ... mais le sol a changé lors de l'approche des Columbia Hills: granular et riche en sels, aqueous alteration?
- Opportunity: Meridiani Planum où de l'hématite avait été détectée par spectrométrie IR
- atterrit proche d'un affleurement (outcrop) de substrat rocheux (bedrock), fine (mm-sized) lamination
- sandstone (grès): lessivage de basaltes, avec 10s % minéraux sulfatés
- embedded within: small spherules à 50% hématite, formées en présence de beaucoup d'eau liquide, puis évaporation
- ces structures sédimentaires (dont on voit le layering) sont sous environ un mètre de sable
- hydratation des sols sur le site Curiosity (Gale 3.61Gy, vallées fluviales et paléolac)
- Williams et al. 2013 galets sur Mars
- paléolacs: jusqu'à 500-1000 m niveau d'eau global
- spectroscopie NIR Carter et al. 2013 minéraux hydratés (ex: argile)
- signature neutron Maurice et al. 2011, premiers décimètres de profondeur
- Home Plate: nodule de silice; altération hydrothermale Mangold et al. 2016
- veines de sulfate de calcium (hydrothermalisme), jusqu'à l'affleurement!
- bassanite (plâtre) Rapin EPSL 2016
- gypse précipité qui s'est ensuite déshydraté, et se déshydrate encore!
- Curiosity: va bientôt arriver dans des argiles
Titan fluvial
- atterrisseur Huygens: surface
- plus sombre qu'attendue
- solide mais très légèrement molle: sable organique mouillé de méthane?
- galets: mélange de glace eau + un peu hydrocarbure (sombre)
- traces d'érosion à la base de ces objets: possible activité fluviale
- lors de sa descente a vu réseau de vallées
- asséché (ancienne pluie torrentielle épisodique ?)
- mais encore actif aux pôles
- survol des pôles de Titan: Cassini radar
- surfaces sombres radar: lisses ou très absorbantes
- géomorphologie claire de lacs et réseaux liquide
- hydrocarbures: mélange méthane, éthane, diazote
- grands lacs: Kraken Mare (comme Mer Caspienne)
- réflexion spéculaire KM vue par VIMS confirme liquide
- moins de lac au pôle sud, excentricité orbite, été saison des pluies plus long au nord
Vénus
- érosion moins forte car atmosphère dense et chaude (de plus pas de régolithe possible)
- pas d'eau (pas lessivage) ni de vent fort proche surface (pas érosion éolienne)
- pourtant des streaks [PIA00083] et champ de dune: pcq atmosphère très dense? tau = rho u*^2
glaciologie
Corps sans atmosphère
- proche du pôle lunaire [PIA00001]
- ombre permanente, 40K, glace mélangée au régolithe (LCROSS impact et spectrométrie)
- d'où vient la glace: impacts cométaires? origine de la Terre?
- Mercure: pôles ne reçoivent quasiment aucune insolation
- ombre permanente, température moins 100K : si froid que glace stable pour des milliards d'années
- radar: réflection intense: water-ice
- MESSENGER a vu une exosphère d'eau (ions)
- planète par ailleurs très sèche (apport par les comètes ?)
Mars
- peu de vapeur d'eau (10-20 microns précipitables), fin givre [PIA00533]
- ne peut exister que sous forme de glace ou vapeur aux conditions de pression et T
- CO2: calotte saisonnière (déposition directe ou précipitations)
- peut s'étendre jusque 60deg l'hiver
- calottes permanentes
- d'eau aux pôles: très épaisses (vues par radar) 22m de niveau d'eau global plusieurs millions d'année d'âge (jeune)
- au sud de CO2, petite (350 km), résiduelle, semble-t-il en récession avec les années
- un peu de H2O mélangée 15%, mais pure lorsqu'on se dirige vers les pôles
- glaciations passées sous les tropiques
- exemple: hour-glass glacier, viscous flow from one crater to another
- Mars Express: rock-glacier features at the base of Olympus Mons on top of debris-covered glaciers
- last episode: a few million years ago, obliquity cycle
- également Latitude Dependent mantle (seen by Curiosity)
Pluton
review: Olkin et al. Nature Astronomy 2017
érosion spatiale
- régolithes divers
- Ganymède (dégradation des cratères)
- Iapetus (transport de glaces)
- radiolyse : par les ions du plasma
- photolyse : par les rayons UV
- Mimas
- forme de Pac-Man: diffère de ce qui est attendu
- présence de matériaux de conductivités thermiques différentes? à expliquer? It may be due to the alteration of their leading face by a focused bombardment of highly energetic electrons. This is thought to increase the contact between regolith grains by gluing them, improving thus the thermal conductivity or decreasing porosity