MARTE : L'ALTOPIANO VULCANICO DI THARSIS. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 01/07/2024

THARSIS

Introduzione:
Tharsis è un vasto altopiano vulcanico centrato vicino all'equatore nell'emisfero occidentale di Marte. La regione ospita i più grandi vulcani del Sistema Solare , inclusi i tre enormi vulcani a scudo Arsia Mons , Pavonis Mons e Ascraeus Mons , che sono noti collettivamente come Tharsis Montes.
Il vulcano più alto del pianeta, Monte Olimpo , è spesso associato alla regione di Tharsis ma in realtà si trova al largo del bordo occidentale dell'altopiano.
Il nome Tharsis è la traslitterazione greco-latina del biblico tarsis, la terra all'estremità occidentale del mondo conosciuto.

Dati cartografici:
Tharsis non ha confini definiti formalmente, quindi le dimensioni precise per la regione sono difficili da dare. In generale, il rigonfiamento è di circa 5.000 km di larghezza e fino a 7 km di altezza (esclusi i vulcani, che hanno altitudini molto più elevate).
Si estende approssimativamente da Amazonis Planitia (215° E) a ovest a Chryse Planitia (300° E) a est. Il rigonfiamento è leggermente allungato nella direzione nord-sud, che corre dai fianchi settentrionali di Alba Mons (circa 55° N) alla base meridionale degli altopiani di Thaumasia (circa 43° S). A seconda di come viene definita la regione, Tharsis copre tra i 10 ed i 30 milioni di km quadrati , o fino al 25% della superficie di Marte.

Regioni:
Tharsis è divisa in due ampi rilievi, uno settentrionale e uno più grande a sud. L'altopiano settentrionale sovrasta parzialmente le pianure a nord del confine dicotomico .

NORD:
Questa regione è dominata da Alba Mons e dai suoi ampi flussi vulcanici. Alba Mons è un vasto edificio vulcanico basso che è unico per Marte. Alba Mons è così grande e topograficamente distinta che può quasi essere trattata come un'intera provincia vulcanica a sé stante. La parte più antica dell'altura settentrionale è costituita da un'ampia cresta topografica che corrisponde al terreno altamente fratturato di Ceraunius Fossae .
La cresta è orientata a nord-sud e fa parte del seminterrato di età noachiana su cui sorge Alba Mons. Nelle zone nord si trovano anche i flussi di lava della Formazione di Ceraunius Fossae, che sono un po 'più vecchi dei flussi di età amazzoniana che costituiscono gran parte della regione centrale di Tharsis a sud.

( Tharsis tholus ).

SUD:
La più grande porzione meridionale di Tharsis (nella foto a sinistra) si trova sopra un vecchio altopiano craterizzato.
Il suo confine occidentale è approssimativamente definito dalle alte pianure laviche di Daedalia Planum , che digradano dolcemente a sud-ovest nelle regioni di Memnonia e Terra Sirenum . A est, il rigonfiamento meridionale della Tharsis è costituito dall'altopiano di Thaumasia , un esteso tratto di pianure vulcaniche largo circa 3000 km. L'altopiano di Thaumasia è delimitato a ovest da una zona altamente elevata di fratture (Claritas Fossae) e montagne (Thaumasia Highlands) che curva a sud e poi a est a nord-est in un ampio arco che è stato paragonato alla forma della coda di uno scorpione.
La provincia dell'altopiano è delimitata a nord dal Labyrinthus Noctis e dai tre quarti occidentali di Valles Marineris . È delimitato ad est da una cresta orientata a nord-sud chiamata ascesa di Coprates. Questi confini racchiudono un ampio altopiano e un bacino interno poco profondo che comprende Siria , Sinai e Solis Planum.
Le zone più alte dell'altopiano sul rigonfiamento di Tharsis si trovano nel nord della Siria Planum , nella Labyrinthus Noctis occidentale e nelle pianure a est di Arsia Mons.

( Labyrintus Noctis ).

CENTRO:
La zona centrale di Tharsis è definita dai tre enormi vulcani Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons e Ascraeus Mons ), e da un numero di edifici vulcanici più piccoli e pianure adiacenti.

( I Tharsis Montes ).

Geologia:
Tharsis è comunemente chiamata una provincia vulcanico-tettonica, il che significa che è il prodotto del vulcanismo e dei processi tettonici associati che hanno causato un'ampia deformazione crostale.

Secondo la visione standard, Tharsis sovrasta un punto caldo , simile a quello che si ritiene alla base dell'isola delle Hawaii .
Il punto caldo è causato da una o più colonne massicce di materiale caldo a bassa densità che sale attraverso il mantello.
Il punto caldo produce quantità voluminose di magma nella crosta inferiore che viene rilasciato in superficie come lava basaltica altamente fluida .
Poiché Marte manca di tettonica a zolle, la lava è in grado di accumularsi in una regione per miliardi di anni per produrre enormi costrutti vulcanici.

Ipotesi:
Una domanda chiave sulla natura di Tharsis, è stata quella se il rigonfiamento è principalmente il prodotto del sollevamento della crosta attiva data dalla galleggiabilità fornita dal pennacchio del mantello sottostante o se si tratta semplicemente di una grande massa statica di materiale igneo supportata dalla litosfera sottostante ?

L'analisi teorica dei dati di gravità e il modello dei cedimenti e delle faglie, che circondano Tharsis suggeriscono che quest'ultima ipotesi è la più probabile.
L'enorme peso di Tharsis ha generato enormi stress nella crosta, producendo un'ampia depressione nella regione e una serie di fratture radiali che emanano dal centro del rigonfiamento che si estende a metà del pianeta, ma non solo, l'enorme massa di Tharsis (circa 10E21 kg) , è così grande e massiccia che ha probabilmente influenzato il momento di inerzia del pianeta, causando probabilmente un cambiamento nel tempo dell'orientamento della crosta del pianeta rispetto al suo asse di rotazione.
Secondo uno studio recente, Tharsis originariamente si formava a circa 50° N di latitudine e migrava verso l'equatore tra 4,2 e 3,9 miliardi di anni fa.
Prove geologiche, come la direzione del flusso delle antiche reti a valle intorno a Tharsis, indicano che il rigonfiamento era in gran parte in atto entro la fine del periodo noachiano, circa 3,7 miliardi di anni fa. Sebbene il rigonfiamento stesso sia antico, le eruzioni vulcaniche nella regione sono continuate per tutta la storia marziana e probabilmente hanno svolto un ruolo significativo nella produzione dell'atmosfera del pianeta e nell'erosione delle rocce sulla superficie del pianeta.

Produzione di atmosfera:
Secondo una stima, il rigonfiamento di Tharsis contiene circa 300 milioni di km3 di materiale igneo. Supponendo che il magma che ha formato Tharsis contenesse anidride carbonica (CO2) e vapore acqueo in percentuali paragonabili a quelle osservate nella lava basaltica hawaiana, la quantità totale di gas rilasciati dai magmi di Tharsis avrebbe potuto produrre un'atmosfera di CO2 da 1,5 bar e un globale strato d'acqua spesso 120 m.
I magmi marziani probabilmente contengono anche quantità significative di zolfo e cloro.
Questi elementi si combinano con l'acqua per produrre acidi che possono scomporre rocce e minerali primari.
Le esalazioni gassose da Tharsis e da altri centri vulcanici del pianeta sono probabilmente responsabili di uno dei primi periodi dell'era marziana (il Noachiano, tra 4,2 e 3,8 miliardi di anni fa) quando gli agenti atmosferici dell'acido solforico producevano abbondanti minerali solfati idratati come la kieserite e il gesso .

Presenza di ghiaccio:
Le analisi geologiche del suolo hanno rilevato a ridosso dei grandi vulcani più strati di depositi di ghiaccio, che sono il risultato, della condensazione delle effimere nubi che stagionalmente si addensano attorno ai picchi dei Tharsis Montes e del monte Olimpo, analogo fenomeno avviene presso l'Elysium Mons.

( Le nubi ghiacciate sui rilievi di Tharsis ).

(A) Mappa geologica modificata della regione di Tharsis che mostra la posizione di depositi a forma di ventaglio di età amazzonica (giallo) situati sulle pendici nord-occidentali dei Tharsis Montes e Olympus Mons.
(B) L'accumulo netto di ghiaccio nelle acque superficiali nella regione di Tharsis è stato simulato con 45 obliquità e supponendo che il ghiaccio delle acque superficiali sia presente sulla calotta polare settentrionale. I contorni della topografia ad altimetro laser Orbiter Mars (MOLA) sovrapposti sono a intervalli di 2000 m.
Come per la regione di Elysium Mons. Al di fuori delle aree di Tharsis ed Elysium, non è previsto alcun accumulo di ghiaccio netto.
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A cura di Giovanni Donati INSA-MARTE.

MARTE: IL CRATERE TERBY, E LE TRACCE DEL SUO PASSATO. by Andreotti Roberto, INSA-MARTE.

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Aggiornato il 20/12/2020

IL CRATERE TERBY

Introduzione:

La telecamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) a bordo del Mars Express dell'ESA ha restituito scene sorprendenti del cratere Terby su Marte. La regione è di grande interesse scientifico in quanto contiene informazioni sul ruolo dell'acqua nella storia del pianeta.

( I dati dell'immagine sono stati ottenuti il ​​13 aprile 2007 durante l'orbita 4199, con una risoluzione al suolo di circa 13 m / pixel. Il Sole illumina la scena da ovest [dall'alto nell'immagine] ).

Descrizione:

Il cratere Terby si trova a circa 27° sud e 74° est, all'estremità settentrionale del bacino di impatto Hellas Planitia nell'emisfero meridionale di Marte.

Il cratere, intitolato all'astronomo belga Francois J. Terby (1846-1911), ha un diametro di circa 170 km. La scena mostra una sezione di un secondo cratere da impatto a nord.

Stratificazioni ed erosioni:

Vistosi altopiani a forma di dito si estendono in direzione nord-sud. Si alzano fino a 2000 m sopra il terreno circostante. In passato, il cratere relativamente vecchio era pieno di sedimenti, che formavano altopiani per erosione.

I fianchi dei plateaux mostrano chiaramente stratificazioni di materiali di diverso colore. Le differenze di colore di solito indicano cambiamenti nella composizione del materiale e tale stratificazione è chiamata "biancheria da letto". Le strutture di lettiera sono tipiche della roccia sedimentaria, che è stata depositata dal vento o dall'acqua. Diversi strati di roccia si erodono in modo diverso, formando terrazze.

( 1-Altopiano fatto dai sedimenti, 2/3-Segni di stratificazioni esposte dalla successiva erosione, 4/5-Canali di scolo segno del passaggio di acqua ).

Le valli presentano calanchi, o canali tagliati nel terreno dallo scorrere del liquido, principalmente nella parte settentrionale dell'immagine. Questi canaloni e la struttura del letto roccioso indicano che la regione è stata interessata dall'acqua.

( Viste prospettiche elaborate dai dati ).

I sedimenti di questa regione sono interessanti da studiare perché contengono informazioni sul ruolo dell'acqua nella storia del pianeta. Questo è uno dei motivi per cui il cratere Terby era stato originariamente inserito nella short list come uno dei 33 possibili siti di atterraggio per la missione Mars Science Laboratory della NASA.

Metodi:

Le scene a colori sono state derivate dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir. Le viste prospettiche sono state calcolate dal modello digitale del terreno derivato dai canali stereo HRSC.

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A cura di Andreotti Roberto - INSA-MARTE.

MARTE : I GHIACCIAI DEI FLEGRA MONTES . by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 30/08/2020

FLEGRA MONTES

Nuove immagini dalla sonda ESA Mars Express mostrano la catena montuosa dei Phlegra Montes, in una regione in cui il sondaggio radar indica che grandi volumi di ghiaccio d'acqua si nascondono sotto lo strato superficiale. Questa potrebbe essere una fonte d'acqua per i futuri astronauti.

Phlegra Montes è una catena di montagne e creste leggermente ondulate su Marte. Si estende dalla parte nord-orientale della provincia vulcanica di Elysium fino alle pianure settentrionali, coprendo latitudini da circa 30° N a 50° N.
Le montagne stesse probabilmente non sono di origine vulcanica, ma sono state sollevate da antiche forze tettoniche che hanno compresso insieme diverse regioni della superficie.

Nuove immagini dalla telecamera stereo ad alta risoluzione sull'orbiter Mars Express dell'ESA consentono un'ispezione più ravvicinata e mostrano che quasi tutte le montagne sono circondate da lingue di detriti lobati - caratteristiche che tipicamente sono osservate intorno agli altipiani e alle montagne a queste latitudini.

Studi precedenti hanno dimostrato che questo materiale sembra essersi spostato lungo i pendii delle montagne nel tempo e sembra simile ai detriti trovati che ricoprono i ghiacciai qui sulla Terra.
Il suggerimento quindi è che potrebbero esserci ghiacciai sepolti appena sotto la superficie in questa regione.
Questa interpretazione è supportata dal radar del Mars Reconnaissance Orbiter della NASA che guarda sotto la superficie marziana.
Il radar mostra che le lingue di detriti lobati sono infatti fortemente associati alla presenza di acqua ghiacciata, forse a soli 20 m di profondità.

Ulteriori prove di glaciazioni relativamente recenti possono essere viste all'interno dei crateri da impatto nella regione. Si pensa che serie di creste si siano sviluppate quando gli antichi crateri si riempirono di neve. Nel tempo, la neve si è compattata fino a formare ghiacciai che hanno poi scolpito i fondali dei crateri.

Ci sono ancora più schemi di flusso glaciale visibili nella valle al centro dell'immagine.
Si ritiene che i ghiacciai di media latitudine si siano sviluppati in tempi diversi negli ultimi centinaia di milioni di anni, quando l'asse polare di Marte era significativamente diverso da oggi, portando a condizioni climatiche abbastanza diverse.

Tutto ciò indica un'abbondante acqua ghiacciata appena sotto la superficie a Phlegra Montes.
Se ciò si rivelasse vero, tali campi di ghiaccio potrebbero fornire ai futuri astronauti una fonte d'acqua sul Pianeta Rosso.

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A cura di INSA-MARTE.

MARTE : IL CRATERE HADLEY in Terra Cimmeria . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 10/08/2020

IL CRATERE HADLEY

Hadley è un cratere da impatto nel quadrilatero Aeolis di Marte , situato a 19,5° di latitudine Sud e 203,1° di longitudine Ovest, ed è all'interno della Terra Cimmeria .
Ha un diametro di 119,0 km.
Prende il nome dal meteorologo ed avvocato britannico George Hadley, ed il nome è stato approvato nel 1973.

la sonda ESA Mars Express ha osservato il cratere Hadley largo 120 km, fornendo una visione allettante della crosta marziana.
Le immagini mostrano molteplici impatti successivi all'interno della parete del cratere principale, raggiungendo profondità fino a 2600 m sotto la superficie circostante.

Questa regione ripresa il 9 aprile 2012 dalla telecamera stereo ad alta risoluzione su Mars Express mostra il cratere che si trova a ovest di Al-Qahira Vallis nella zona di transizione tra i vecchi altopiani meridionali e le pianure settentrionali più giovani.

Le immagini mostrano che il cratere Hadley è stato colpito più volte da grandi asteroidi e / o comete dopo la sua formazione iniziale e il successivo riempimento con lava e sedimenti.
Alcuni di questi impatti successivi sono stati anche parzialmente sepolti, con sottili accenni di un certo numero di bordi del cratere a ovest (in alto) e creste rugose a nord (lato destro) del fondo del cratere principale come mostrato nella prima immagine al parte superiore della pagina.

Anche in questo caso, nella prima immagine (parte superiore della pagina), il lato meridionale (sinistro), il cratere appare meno profondo del lato opposto. Questa differenza può essere spiegata da un processo di erosione noto come spreco di massa. È qui che il materiale di superficie si muove lungo un pendio sotto la forza di gravità.

Lo spreco di massa può essere inizialmente avviato da una serie di processi tra cui terremoti, erosione alla base del pendio, ghiaccio che spacca le rocce o acqua introdotta nel materiale del pendio.In questo caso non vi è alcuna chiara indicazione di quale processo lo abbia causato o quali tempi potrebbe essersi verificato.

Di particolare interesse per gli scienziati che studiano la geologia di Marte sono gli ejecta dei crateri più piccoli all'interno di Hadley. Due di loro, uno a ovest (in alto) e quello più profondo al centro della prima immagine, mostrano prove di volatili, forse ghiaccio d'acqua sotto la superficie.

( La fotocamera THEMIS VIS contiene 5 filtri. I dati di diversi filtri possono essere combinati in più modi per creare un'immagine a falsi colori. Queste immagini a falsi colori possono rivelare sottili variazioni della superficie non facilmente identificabili in un'immagine a banda singola. L'immagine a falsi colori di oggi mostra un cratere all'interno di un cratere sul pavimento del cratere Hadley. Numero orbita: 7248 Latitudine: -19,787 Longitudine: 157,116 Strumento: VIS Catturato: 03/08/2003 04:24 ).

Con l'impatto che forma i crateri, questo ghiaccio si mescolerebbe con i materiali circostanti per formare una sorta di "fango", che si diffonderebbe poi sulla superficie come espulsione.

Gli scienziati ritengono che questi volatili che sono stati scavati dagli impatti, possano indicare la presenza di ghiaccio a una profondità di circa centinaia di metri, essendo questa la differenza di profondità tra la superficie e le profondità dei due crateri.

Questa visione profonda della crosta marziana all'interno delle pareti del cratere Hadley fornisce agli scienziati una panoramica della storia di Marte. Una storia su cui rover come quelli attualmente sul Pianeta Rosso e altri che seguiranno continuerà senza dubbio a indagare.

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Dune:

( Nella foto sopra si vedono delle zone con la presenza di dune ).

C'è un esteso campo di dune che sono presenti sul fondo del cratere e possono essere viste nelle immagini qui sotto.

( La disposizione delle dune è compatibile con gli studi fatti da Nahum Mendez sui campi presenti nelle pianure glaciali presso il polo nord ).
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A cura di Andreotti Roberto.

MARTE : NOCTIS LABYRINTHUS un enorme sistema di faglie nel centro di Tharsis, by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 03/08/2020

NOCTIS LABYRINTUS
Il labirinto della notte


Noctis Labyrinthus ( latino : labirinto della notte ) è una regione di Marte tra Valles Marineris e l'altopiano di Tharsis . Si trova nel quadrilatero del Phoenicis Lacus .
Noctis Labyrinthus è centrato a circa 6,5° sud e 260° est.

( Mappa altimetrica nei riquadri le riprese HiRISE delle foto qua sotto ).

( Il sole illumina la scena da nord-ovest, in alto a destra nell'immagine in alto. L'immagine a colori è stata derivata dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir ).

( Elaborazioni prospettiche ).

Introduzione:
La regione è famosa per il suo sistema a labirinto di valli profonde e con pareti scoscese.

Le valli e i canyon di questa regione sono formati da faglie e molti mostrano caratteristiche classiche dei grabens , con la superficie piana dell'altopiano conservata sul fondovalle.

In alcuni punti i fondovalle sono più ruvidi, disturbati da frane , e ci sono luoghi in cui la terra sembra essere affondata in formazioni simili a fosse.

Si ritiene che questo sistema di faglie sia stato innescato dall'attività vulcanica nella regione di Tharsis. La ricerca descritta nel dicembre 2009 ha rilevato una varietà di minerali, tra cui argille, solfati e silici idratati, in alcuni strati.

Geologia:
La zona di frattura di Noctis Labyrinthus è centrata nel cuore di Tharsis, dividendo in pezzi un altopiano di epoca esperiana-noachiana che si ritiene sia di composizione basaltica .
Le valli di Noctis Labyrinthus si sono fratturate in tre tendenze distinte (NNE / SSW - ENE / WSW - WNW / ESE) in un modello interconnesso.
La formazione della zona di frattura è stata datata al tardo Esperiano in base alla conta del numero di crateri presenti, ed in concomitanza con la formazione delle pianure laviche dell'adiacente provincia della Siria Planum.
Alcuni ricercatori hanno modellato la formazione di tali chasmata su Marte sulla propagazione di semplici graben. Man mano che il corpo di magma sottostante si scarica, la pressione della camera diminuisce e inizia a sgonfiarsi. Si forma una catena di depressioni simili a crateri , in cui l'entità del collasso è dettata dalla profondità del corpo magmatico. Si stima che Noctis Labyrinthus abbia subito crolli dal drenaggio delle camere magmatiche fino a 5 km sotto i pavimenti delle chasmata.
Nelle chasmata di Noctis Labyrinthus, queste zone di collasso della catena del cratere di fossa si propagano direzionalmente con una punta a forma di V e possono essere usate come indicatore della direzione in cui il magma si ritira dalla sua camera sottostante. Queste morfologie con punta a V si trova generalmente che si propaghino lontano dal centro di Tharsis.

Altri autori hanno proposto un'origine alternativa per Noctis Labyrinthus, collegando la sua formazione alle Valles Marineris e paragonando la sua formazione iniziale all'espansione e al collasso di una fitta rete di tubi di lava.
Alcuni autori hanno anche proposto che le chasmata di Noctis Labyrinthus possano essersi formate a causa di faglie estese in rocce indebolite composte da flussi di tufo e lava intrecciati, noti per produrre catene di cratere di pozzi parallele al graben.

Le pareti delle valli di Noctis Labyrinthus sono state notevolmente ampliate da crolli che hanno scavato i fondovalle con detriti che assumono la forma di fanghi e massi. Alcuni autori hanno attribuito il crollo costante delle pareti della valle a uno scorrimento legato al ciclismo termico , che potrebbe causare il ripetuto congelamento e scongelamento del ghiaccio.
A causa della sua posizione al centro del sollevamento di Tharsis, lo scioglimento associato a questo scorrimento potrebbe essere stato facilitato da un aumento del flusso di calore verso quest'area durante i periodi di maggiore attività magmatica.

Mineralogia:
Una depressione senza nome vicino all'estremità meridionale del sistema di Noctis Labyrinthus, vicino alla divisione di Syria Planum e Sinai Planum e all'estremità occidentale delle Valles Marineris, è stata trovata come una delle aree più mineralogicamente diverse finora osservate sul pianeta. Questi depositi, risalenti alla fine dell'espero, post-datano la maggior parte dei depositi marziani di minerali idrati. Sulla base delle immagini spettrali CRISM , gli autori che studiano questa depressione hanno identificato interpretativamente la presenza di:

1) - minerali ricchi di ferro come ematite e goethite .
2) - Solfati di ferro polidratati ( copiapite e coquimbite ), solfati di ferro monoidrati ( szomolnokite e possibilmente kieserite ), solfati di ferro idrossilati ( melanterite e idrosum jarosite ), e possibilmente solfati di ferro anidro ( mikasaite ).
3) - fillosilicati di alluminio ( caoliniti come halloysite / endeillite idratati, o forse una combinazione di caolinite e montmorillonite ).
4) - smectiti di ferro ( nontronite ).
5) - silice opalina (opale-A all'opale-CT diageneticamente modificato), trovata comparabile nella firma spettrale ad alcuni lapilli di vetro vulcanico islandese.

Dei minerali di solfato di ferro idratati osservati nel bacino, alcuni di essi, come il ferricopiapite, non sono stabili nelle moderne condizioni marziane. Tuttavia, i ricercatori hanno suggerito che sembrano coesistere perché i diversi depositi potrebbero essere stati esposti all'atmosfera aperta in momenti diversi e alcuni di questi minerali si disidratano completamente nelle condizioni marziane solo nel corso di molti anni.
Inoltre, i depositi di silice opalina osservati all'interno di questa depressione hanno spettri che possono occasionalmente suggerire interazioni con il minerale di ferro solfato jarosite e la montmorillonite fillosilicato minerale. Quest'ultimo materiale viene interpretato come tale da un'insolita forma di doppietto risolta nei suoi spettri.

I minerali in questo bacino si sono probabilmente formati a seguito di un'alterazione idrotermica inizialmente acida del terreno basaltico, con la dissoluzione di plagioclasio e pirosseni ricchi di calcio che aumentano costantemente il pH e provocano la precipitazione degli altri minerali. In questo bacino in particolare, gli strati di smectite solfato si sovrappongono ad argille di fillosilicato di alluminio, e depositi di silice opalina.
L'ordine di questa stratificazione è unico per la depressione senza nome ed è tipicamente invertito nella maggior parte dei contesti marziani, con gli smectiti che formano lo strato inferiore di età noachiana. Alcuni ricercatori hanno contrapposto che, piuttosto che un evento deposizionale invertito sequenzialmente, questo bacino si è formato in un singolo evento altamente eterogeneo. Questo non è necessariamente indicativo di un fenomeno di alterazione globale, ma molto probabilmente è legato a una fonte di calore localizzata come un vulcano o un cratere da impatto.
I pirosseni ricchi di calcio sono stati spettralmente osservati altrove nella parte settentrionale della zona di frattura di Noctis Labyrinthus.

Nebbia:

( In questa immagine della sonda NASA - Viking 1 , i canyon di Noctis Labyrinthus sono pieni di nebbia d'acqua ghiacciata fatta sublimare dal sole del primo mattino ).

Galleria fotografica:

( Foto by HiRISE ).
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A cura di INSA-MARTE.