Cette image, prise par la caméra stéréo haute résolution (HRSC) à bord du vaisseau spatial Mars Express de l'ESA, montre l'extrémité ouest du système Valles Marineris Canyon sur Mars.
L'image a été prise en orbite 442 avec une résolution au sol d'environ 52 mètres par pixel. La région affichée est située au début du système de canyon à environ 7 ° de latitude? Sud et longitude 269? Est.
L'image montre l'extrémité ouest des canyons Tithonium Chasma et Ius Chasma, qui font partie du système de canyon des Valles Marineris, qui ont jusqu'à 5,5 kilomètres de profondeur.
L'ensemble du système de canyon lui-même est le résultat d'une variété de processus géologiques. Le rifting tectonique, l'action de l'eau et du vent, le volcanisme et l'activité glaciaire ont tous joué un rôle majeur dans sa formation et son évolution.
Les planchers du canyon sont recouverts d'un matériau en couches sombres, les soi-disant «dépôts en couches intérieures». Ces dépôts sont marqués par un système de fissures polygonales à travers lesquelles la roche sous-jacente de couleur plus claire peut être vue.
Les dépôts intérieurs en couches sont toujours un sujet de recherche majeur. Certaines parties des gisements sont très probablement volcaniques, tandis que dans d'autres régions, une origine sédimentaire a été proposée.
La morphologie des flancs de la vallée a été modifiée par un "affaissement". et chutes de pierres. L'effondrement, c'est quand une partie substantielle d'une montagne, d'une falaise ou d'une colline se détache? et glisse plus ou moins intacte au bas de la pente.
Certains des grands effondrements ici ont plus de trente kilomètres de largeur. Les flancs sont souvent couverts en grande partie par leurs propres «talus», ou débris rocheux tombés des côtés d'une falaise ou d'une pente raide.
Le grand cratère Oudemans profondément érodé au sud de la zone (en bas de l'image) a un diamètre d'environ 120 kilomètres.
Autour du mont central du cratère, de grandes plaines composées de roche sombre peuvent être vues. Ces plaines sont recouvertes de sédiments plus légers, déposés par l'action du vent. Plusieurs systèmes de failles tectoniques peuvent être vus dans la zone imagée.
Le plus important est le système de Valles Marineris lui-même, s'étendant d'est en ouest. Au sud du cratère Oudemans, des «grabens» tectoniques plus petits du sud-ouest au nord-est peut être vu. Au nord des grands canyons, il y a plus de systèmes de failles.
La région de Valles Marineris est l'une des zones les plus étudiées de Mars. Le système des canyons est l'une des principales clés de l'histoire tectonique et volcanique de cette planète. La recherche sur les roches sédimentaires et les produits de l'érosion peut également fournir des informations importantes sur son évolution climatique.
En raison de la capacité stéréo du HRSC, les nouvelles données d'image acquises peuvent fournir de nouvelles perspectives sur la géologie de Mars. Cela conduira à une nouvelle reconstruction plus précise de l'histoire géologique martienne.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESA
