Coprates Chasma
| Astre |
Mars |
|---|---|
| Coordonnées | |
| Longueur |
958 km[1] |
| Quadrangle |
| Type |
|---|
  |
Cet article est une ébauche concernant l’astronomie.
Coprates Chasma est un immense canyon martien qui occupe la partie centrale de Valles Marineris dans le quadrangle de Coprates. Il englobe notamment des dépôts d"éboulis Coprates Labes, le cratère volcanique Sibiti, des zones montagneuses comme Nectaris Montes ou Coprates Montes. Ce chasma s'étend sur 970 km de long sa largeur varie de 60 à 100 km et sa profondeur de 8 à 9 km sous les plaines adjacentes. Différentes études y ont démontré la présence massive d'eau il y a environ 3 milliards d'année, probablement le niveau d'eau le plus élevé de Mars.
Appellation
[modifier | modifier le code]L'éponyme de cette région est l'ancien nom grec du fleuve persan Ab-I-Diz ou Dez[2],[3]. Coprates apparait comme canal martien[4] en 1894 sur la carte de Mars d’après les observations faites à l’Observatoire Lowell. Coprates Montes est approuvé par l'Union Astronomique Internationale en 1973[5].
Exploration
[modifier | modifier le code]Les premières analyses du sol et cartographies sont réalisées grâce au programme Viking[6]. Les données obtenues pour la cartographie de Valles Marineris lors de la mission spatiale Mars Reconnaissance Orbiter ont permis d'étudier entre autres Coprates Chasma. Les instruments utilisés sont la caméra contextuelle CTX, la caméra HiRISE et le spectromètre imageur de reconnaissance compact CRISM[7]. Les missions EXOMars et Mars Express de l'ESA ont également transmis des données notamment avec les images de CaSSIS et HRSC[8],[9].
Formation
[modifier | modifier le code]Plusieurs hypothèses sont avancées par les scientifiques.
- L'activité volcano tectonique de la région de Tharsis à l'ouest de Valles Marineris aurait provoqué des tensions et des fractures dans la croûte martienne.
- L'eau aurait pu éroder la roche du sous-sol, entraînant l'effondrement de la surface.
- D'importantes quantités de glace souterraine en fondant aurait provoqué l'effondrement de la surface.
La combinaison de ces événements est également possible[10].
Les dépôts frontaux d'escarpement de Coprates Chasma témoignent qu'entre l'Hespérien récent et l'Amazonien ancien, Valles Marineris a eu le niveau d'au le plus élevé de Mars[11].
Cartographie
[modifier | modifier le code]Coprates Chasma est à l'est de deux structures géologiques similaires Ius Chasma et Tithonium Chasma[13]. Il s'étend de Melas Chasma à l'ouest à Capri Chasma à l'est sur 970 km[14], sa largeur varie d'environ 60 à 100 km et sa profondeur de 8 à 9 km sous les plaines environnantes[10]. Il est longé parallèlement au sud par la structure d'effondrement Coprates Catena[15]. Cet immense canyon comprend des zones remarquables comme Coprates montes, Coprates labes, Sibiti, etc.
Géomorphologie
[modifier | modifier le code]Terrains témoins d'une ancienne et volumineuse présence d'eau
[modifier | modifier le code]Les travaux de Fabio Vittorio De Blasio et al sur la partie sud-est la plus profonde de Valles Marineris, Coprates Chasma, suggère une présence d'eau courante au fond du Coprates Chasma il y a environ 3 milliards d'années. L'étude s'appuie sur la morphologie particulière de deux importants glissements de terrains et les formes de relief comme le terrain cannelé à l'avant du glissement de terrain de Coprates Labes[16].
Une étude sur les dépôts en bordure d'escarpement de Coprates Chasma publiée en 2026 dans Nature détermine que Valles Marineris a eu le niveau d'eau le plus élevé de Mars entre l'Hespérien récent et l'Amazonien ancien, il y a environ 3,37 milliards d'années[11].
Reliefs
[modifier | modifier le code]Ce chasma présente des monticules clairs de sulfate sur plusieurs kilomètres d'épaisseur et les dépôts de minéraux argileux détectés par l'instrument CRISM de MRO le long du plateau attenant au sud confirment la présence d'eau sur de longues périodes[17],[18],[19].
La NASA a cartographié en détail une partie de Valles Marineris comprenant Coprates Chasma pour en comprendre les processus dominants de sa formation. Elle confirme l'hypothèse qu'elle occupe un graben[20]. La base de Coprates Chasma comprend de nombreux petits cônes volcaniques et des coulées de lave solidifiées stigmates d'une activité volcanique géologiquement récente[21].
Un type de morphologie dunaire rare appelé champs de dunes de paroi a été observé sur les parois du canyon, il est déterminé par la topographie locale[14].
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Des dépôts provenant de glissements de terrain se déplaçant en sens opposés (Ophir Labes en haut à gauche, Coprates Labes en bas à droite) se rejoignent au fond du canyon, près de la jonction des chasmata Melas et Coprates. -
Dunes le long du massif oriental de Coprates Chasma
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Notes et Références
[modifier | modifier le code]- ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature (base de données), IAU.
- ↑ (it) Vincenzo Garofalo, Dizionario della Nomenclatura Classica di Marte, Siracusa, , 107 p. (lire en ligne), p. 33
- ↑ « Planetary Names », sur planetarynames.wr.usgs.gov (consulté le )
- ↑ « Cosmos : revue des sciences et de leurs applications », sur Gallica, (consulté le ), p. 477
- ↑ « Planetary Names », sur planetarynames.wr.usgs.gov (consulté le )
- ↑ (en) Henry E. Holt, Reports of Planetary Geology Program - 1983, National Aeronautics and Space Administration, (lire en ligne), p. 245; 299-300
- ↑ (en) Yu Tao, Greg Michael, Jan-Peter Muller, Susan J. Conway., « 3D multi-resolution mapping of Valles Marineris to improve the understanding of RSLs. », Europlanet Science Congress, (lire en ligne)
- ↑ (en-US) « Coprates Chasma and Coprates Catena - Mars Express - Science Portal », sur Mars Express (consulté le )
- ↑ « Mars était à moitié recouvert d'un océan », sur Media Relations, (consulté le )
- (en) « Coprates Chasma and Coprates Catena », sur www.esa.int (consulté le )
- (en) I. Argadestya, F. Schlunegger, F. S. Anselmetti et A. Pommerol, « Scarp-fronted deposits record the highest water level in Mars’ Valles Marineris », npj Space Exploration, vol. 2, no 1, , p. 2 (ISSN 3059-3700, DOI 10.1038/s44453-025-00015-8, lire en ligne, consulté le )
- ↑ (en-US) « Olivine-Bearing Dune Fields and Wall Rock in Coprates Chasma - NASA Science », (consulté le )
- ↑ (en) « Tithonium Chasma, Valles Marineris, on Mars », sur www.esa.int (consulté le )
- (en-US) « Hanging Sand Dunes within Coprates Chasma - NASA » (consulté le )
- ↑ Pierre Thomas, « Paléo-lac gelé martien, figures tectoniques et érosives — Planet-Terre », sur planet-terre.ens-lyon.fr, (consulté le )
- ↑ Fabio Vittorio De Blasio, Giovanni Battista Crosta, Davide Fusetti et Elena Valbuzzi, « The glacial and periglacial evolution of Coprates Chasma (Valles Marineris, Mars) », Geomorphology, vol. 467, , p. 109444 (ISSN 0169-555X, DOI 10.1016/j.geomorph.2024.109444, lire en ligne, consulté le )
- ↑ (en-US) Cathy Weitz, « Clays along the Coprates Chasma Plateau - NASA Science », (consulté le )
- ↑ (en-US) « Colorful Plains South of Coprates Chasma », sur NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (consulté le )
- ↑ (en-US) Keith Cowing, « Mars Orbital Recon: Coprates Chasma Within Valles Marineris », sur Astrobiology, (consulté le )
- ↑ (en) Richard A. Schultz, « Structural development of Coprates Chasma and western Ophir Planum, Valles Marineris Rift, Mars », Journal of Geophysical Research, (lire en ligne)
- ↑ (en) « The valleys of Coprates Chasma in the east of Valles Marineris », sur www.dlr.de (consulté le )
