MADRID, 14 (EUROPA PRESS)
Les images de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) de l'orbiteur Mars Express de l'ESA montrent la partie occidentale du vaste système de fossés d'Acheron Fossae sur Mars.
La région dans le champ de vision de la caméra se situe à environ 1 200 kilomètres au nord de l'Olympus Mons, le plus haut volcan de notre système solaire. Cette chaîne de montagnes en forme de croissant s'étend sur environ 800 kilomètres, fusionnant avec les plaines d'Arcadie et d'Amazonie sur ses flancs nord et ouest. Au sud, le système rencontre la masse du glissement de terrain au pied des flancs de l'Olympus Mons.
Acheron Fossae se caractérise par de larges et profondes ruptures (failles) à la surface de Mars. Ces fractures linéaires sont un exemple classique de ce que les géologues appellent un paysage de tranchées et de plateaux : un ensemble de blocs crustaux soulevés et affaissés, parallèles les uns aux autres. Ces structures tectoniques émanent de l'activité géologique interne d'une planète, où des roches chaudes et malléables, voire du magma en fusion provenant du manteau planétaire (l'épaisse couche rocheuse entre la croûte et le noyau métallique), remontent à la surface. Ce processus est également connu sous le nom de convection mantellique, selon un communiqué du DLR, l'agence spatiale allemande qui exploite le HRSC.
La pression exercée par le sous-sol étire la surface, qui se fissure le long des failles, provoquant l'affaissement de blocs de croûte tandis que les blocs voisins soulevés restent en place. Les fosses d'Achéron se sont probablement formées il y a environ 3,7 à 3,9 milliards d'années, pendant la période noachienne, lorsque Mars a atteint son apogée géologique. Au fil du temps, de nombreuses dépressions ont été comblées par divers types de matériaux, probablement des dépôts transportés par les glaciers avec leur glace.
Sur les images HRSC, plusieurs dépressions profondes, de profondeurs variables, traversent le côté nord-droit de la scène. Un examen plus approfondi révèle un matériau lisse présentant un motif profilé au fond de ces dépressions. Appelés comblements linéaires de vallée (LVF), ces formations sont généralement formées par l'écoulement lent de débris enchâssés dans la glace glaciaire. On pense que ces dépôts sont principalement composés de glace recouverte d'une couche de débris, semblable aux glaciers en blocs sur Terre.
De tels dépôts se trouvent souvent dans les paysages périglaciaires, qui restent gelés presque toute l'année. Ce phénomène se produit aussi bien sur Mars que sur Terre. Leur présence suggère que la région a connu une alternance de périodes froides et chaudes, provoquées par des cycles récurrents de gel et de dégel. Ces fluctuations climatiques sont dues aux modifications des paramètres orbitaux de Mars, notamment à l'inclinaison de son axe de rotation.
Contrairement à l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre, qui est relativement constante à environ 23,5 degrés et est restée stable pendant des milliards d'années grâce à notre Lune, l'inclinaison axiale de Mars fluctue plus brusquement et plus fréquemment en raison de l'influence gravitationnelle d'autres planètes.
Ces variations se produisent sur une période de seulement cinq millions d'années, ce qui les rend fréquentes et relativement rapides. Par conséquent, la quantité de rayonnement solaire reçue par Mars varie selon les latitudes, ce qui modifie le climat martien et redistribue la glace à la surface. Lors des périodes de forte inclinaison, la glace s'étend des pôles vers les latitudes moyennes. Lorsque l'inclinaison est plus faible, comme c'est le cas actuellement, la glace recule vers les pôles, mais laisse des traces encore visibles dans le paysage.
