I FIUMI DI MARTE. by Andreotti Roberto - INSA.

___________________________________________
___________________________________________
Aggiornato il 06/05/2020

I fiumi di Marte

La superficie di Marte è solcata dai letti di antichi fiumi, che furono numerosi ed ebbero una notevole portata fino a meno di un miliardo di anni fa, cioè fino a un'epoca più recente di quanto stimato finora. Lo rivela un nuovo studio basato sui modelli di elevazione della superficie del Pianeta Rosso, che solleva nuove questioni sulla sua storia idrogeologica.

Depositi fluviali registrati nella documentazione stratigrafica dell'era Noachiana di Marte:
Grandi fiumi che scorrendo creavano canali e banchi di sabbia: accadeva su Marte 3,7 miliardi di anni fa. La ricerca internazionale pubblicata su Nature ricostruisce quell'antichissimo paesaggio, a cura di Francesco Salese (International Research School of Planetary Sciences (Irsps) dell'Università d'Annunzio di Pescara - Università olandese di Utrecht).

Le caratteristiche della zona studiata sul bordo nord-ovest di Hellas, indicano che su Marte con altissima probabilità c'erano molti grandi fiumi, che oggi sono probabilmente sepolti e che probabilmente sono esistiti per un lungo periodo, anche oltre 100.000 anni, ha detto Salese, esperto di geologia planetaria, che ha condotto la ricerca con William McMahon, dell'Università di Utrecht, coadiuvati anche da ricercatori francesi, olandesi e britannici.

Il fiume, i cui depositi sono visibili nella falesia marziana di Izola, oltre 3,7 miliardi di anni fa attraversava una grande pianura nel bordo nord-occidentale del bacino di Hellas nell'emisfero Sud di Marte, sfociando molto probabilmente nel bacino di Hellas, che miliardi di anni fa avrebbe ospitato il più grande lago marziano, profondo oltre sette chilometri e dal diametro di 2.300 chilometri.

( Mappa topografica Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) centrata sul bordo nord-occidentale del bacino di Hellas, che mostra una depressione (blu / viola) nell'angolo in basso a destra al centro, gli altopiani crateri (marrone-arancio) nell'angolo in alto a sinistra e la posizione dello sperone studiato all'interno del riquadro rosso. La freccia magenta indica la direzione dell'inclinazione della superficie odierna ).

I depositi fluviali sono stati scoperti grazie alle immagini inviate a Terra dallo strumento HIRISE (HIgh Resolution Imaging Science Experiment) del satellite Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) della Nasa. Ed è la prima evidenza di rocce sedimentarie esposte in falesia, che mostrano canali formati da grandi fiumi attivi su Marte più di 3,7 miliardi di anni fa.
Nella parete sono visibili strutture a forma di U, la più recente delle quali risale a 3,7 miliardi di anni fa, e che indicano il modo in cui il corso del fiume è cambiato nel tempo. Le immagini del satellite hanno permesso di individuare una struttura rocciosa ben esposta e preservata alta 200 metri, lunga un chilometro e mezzo e con le pareti a picco.



I sedimenti si sono depositati in decine di migliaia di anni e ci dicono che su Marte dovevano esserci condizioni ambientali tali da permettere di avere corsi d'acqua di grande portata e un ciclo dell'acqua in cui le precipitazioni avevano un ruolo importante.
Le evidenze geologiche di questo tipo sono anche cruciali per cercare forme di vita.

le immagini ad alta risoluzione ci hanno permesso di leggere le rocce marziane come se fossimo davvero molto vicini, ha detto ancora il ricercatore.
La chiave di lettura delle rocce, ha osservato McMahon, è la stessa che sulla Terra permette di ricostruire la storia geologica del pianeta attraverso i sedimenti.

LINK : https://www.nature.com/articles/s41467-020-15622-0

( Vista della Mediavalle del Reull ).

Persistenza Climatica di un intenso deflusso fluviale nella storia di Marte:
Leggi (EN): “Persistence of intense, climate-driven runoff late in Mars history”, di Edwin S. Kite, David P. Mayer, Sharon A. Wilson, Joel M. Davis, Antoine S. Lucasand e Gaia Stucky de Quay.
Qui di seguito ne riportiamo un riassunto:

( Immagine di un canale fluviale fossile di Marte presa da un satellite in orbita. I colori sovrapposti mostrano le diverse altitudini, blu per quelle minori, giallo per quelle maggiori.
Crediti: Nasa/Jpl/Univ. Arizona/UChicago ).

Un nuovo studio dell’università di Chicago ha catalogato le tracce dei fiumi di Marte. Secondo questo studio, pubblicato su Science Advances, non solo i corsi d’acqua marziani erano in passato più vasti di quelli presenti oggi sulla Terra, ma erano presenti in numero elevato ed il loro flusso sarebbe anche stato più impetuoso, e sarebbe avvenuto fino a tempi assai più recenti di quanto si ipotizzasse.

Comunque non sappiamo ancora con certezza che tipo di clima abbia alimentato le precipitazioni che portarono a questi corsi d’acqua, alcuni ritengono caldo e umido, altri freddo e secco.
Attraverso le immagini di canali fluviali fossili ben conservati, dei dati come larghezza, pendenza del letto del fiume e dimensione della ghiaia presente al fondo e con l’ausilio di modelli che rappresentano l’andamento della superficie del suolo di oltre 200 antichi letti di fiumi marziani, i ricercatori hanno calcolato l’intensità del flusso d’acqua  e le dimensioni dei loro alvei.
Questi fiumi circa due volte più grandi di quelli sulla Terra, e con un flusso che andava dai 3 ai 20 kg di acqua per metro quadrato al giorno e che sarebbe continuato almeno fino a tre miliardi di anni fa, ma si ipotizza che probabilmente  il fenomeno possa essersi esteso fino a un miliardo di anni fa e oltre.

Quindi, nello studio del clima marziano, potrebbe essere necessario tenere conto di un forte effetto serra, responsabile del mantenimento del pianeta con temperature diurne al di sopra del punto di congelamento dell’acqua.

( Fig. 1 distribuzione globale dei dati. La maggior parte dei nostri dati sono per i fiumi dopo i 3,4 Miliardi di anni. Misurazioni di larghezza (A) e lunghezza d'onda a 104 nanometri (B).
Alcune misurazioni sono troppo ravvicinate per essere distinte con questa scala. Usiamo posizioni spaziali dei dati per identificare 10 gruppi distinti, etichettati da 1 a 10.
Ogni gruppo è rappresentato da cerchi di colori diversi.
La posizione del Mars Science Laboratory (MSL) Rover, è mostrato per riferimento.
Per il confronto, i puntini grigi mostrano la posizione delle valli , mappate per lo più prima dei 3,4 miliardi di anni. Lo sfondo è la topografia del laser altimetro Mars Orbiter, ritagliata ad altitudini di − 6 km (blu) e 8 km (rosso). ).

( Dao-Niger valles a sinistra e la Harmakhis vallis a destra, in Hellas planitia ).

Nirgal Vallis, una rete fluviale fossile su Marte:
(Zona 5 nella cartina sopra).
Si tratta di una rete di canali fluviali fossili che si estende sulla superficie di Marte per oltre 700 chilometri. Un’estensione che fa di Nirgal Vallis una delle più lunghe reti di letti fluviali presenti sul pianeta. Creato dall'azione di acqua corrente e da vari impatti di corpi rocciosi con la superficie marziana, è un sistema di canali che si trova a sud dell’equatore e la cui età sarebbe compresa tra i 3,4 e i 4 miliardi di anni.

( Topografia di Nirgal Vallis, il sistema di canali fossili osservato dall’orbiter Mars Express dell’Esa. Come indicato nella scala in alto a destra, in blu e viola sono mostrate le regioni a minore latitudine; in bianco, giallo e rosso sono mostrate invece quelle a latitudini maggiore. L’immagine è stata ottenuta dalla High Resolution Stereo Camera dell’orbiter Mars Express il 16 novembre 2018, durante l’orbita 18818. La risoluzione al suolo è di circa 14 m/pixel e le immagini sono centrate a circa 315 gradi est e 27 gradi sud. Il nord è a destra. Crediti: Esa/Dlr/Fu Berlin ).

La parte di Nirgal Vallis osservata è quella che si trova verso l’estremità ovest dell’insieme di canali. È un tipo di rete fluviale caratterizzata da tante ramificazioni le cui terminazioni, piuttosto che finire in maniera netta e brusca, hanno una forma semicircolare che ricorda quella di un antico anfiteatro greco. Il fondo è liscio, regolare, e le ripide pareti, se tagliate in sezione trasversale, hanno una inconfondibile forma a ‘U’. Profondi 200 metri e larghi 2 chilometri, questi alvei sono stati interamente ricoperti di sabbia dall’azione del vento marziano che soffiava nella stessa direzione dei canali. L’altra estremità, quella a est, è meno ramificata e si apre nell’ampia Uzboi Vallis che probabilmente è un lago grande e antico che si è prosciugato anch'esso molto tempo fa.

Nirgal Vallis , insieme a Nanedi Valles ed Echus Chasma, altre due strutture geologiche presenti su Marte, sono esempi marziani di queste affascinanti caratteristiche terrestri onnipresenti all’equatore marziano. Ciò indica che queste aree avevano un tempo un clima molto più mite e  simile a quello della Terra.

Gli scienziati concordano nel dire che un tale sistema si sia formato in modo analogo alle reti fluviali morfologicamente simili presenti sulla Terra. Non sembrano esserci affluenti secondari che lo hanno alimentato ma potrebbero essere stati cancellati dalle tempeste di sabbia, ma è anche probabile che l’acqua sia stata fornita da una concomitanza di precipitazioni e dal flusso d’acqua superficiale proveniente dal terreno circostante. Anche se gli scienziati non escludono una terza possibile via, quella di un fenomeno che si verifica quando l’acqua, bloccata nel suo percorso verticale dalla superficie alla falda acquifera da uno strato impermeabile, filtra lateralmente fino a riversarsi nel canale.

Delta fluviali:
Durante gli ultimi due decenni, grazie all’aumentata disponibilità di immagini ad alta risoluzione, sono state identificate decine di possibili depositi fluviali di tipo deltizio probabilmente depositatisi in antichi laghi marziani. Questo tipo di depositi sedimentari sono considerati tra le evidenze principali per sostenere l’idea che anticamente Marte abbia avuto condizioni climatiche favorevoli per la presenza di acqua liquida sul pianeta.
Tuttavia, non è ancora ben definita la quantità di tempo necessaria per formare i delta marziani. Alcune stime propendono per tempi di formazione dell’ordine dei giorni o anni, altre indicazioni sembrerebbero suggerire intervalli dell’ordine dei millenni, o anche qualche milione di anni. Tali incertezze impediscono di stabilire in maniera univoca se i depositi deltizi marziani siano univocamente il risultato di attività idrologica stabile e duratura in un clima pseudoterrestre, o se questi possano essere il prodotto di attività idrologica effimera e transiente generata da meccanismi locali, quali ad esempio attività vulcanica, tettonica, impatto di meteoriti o comete, che potrebbero aver fuso del ghiaccio sotterraneo generando dei flussi di acqua senza necessariamente richiedere condizioni climatiche clementi.

Il lavoro, concepito e realizzato principalmente presso l’Inaf Abruzzese, ha preso in considerazione tutti i possibili delta fluviali attualmente noti su Marte, effettuando un bilancio volumetrico quantitativo tra i sedimenti erosi nelle valli fluviali e quelli depositati nei possibili delta.
I risultati dello studio, hanno evidenziato che il 70% dei depositi analizzati presenta un rapporto tra volume delle valli e volume dei delta vicino all’unità.
Questo implica che, per la maggior parte dei delta fluviali marziani, non c’è stata dispersione dei sedimenti oltre la foce, e che quindi il bacino che riceveva i flussi di acqua e sedimenti non era stabilmente riempito di acqua in cui i sedimenti potevano in parte dispersi in sospensione.
Tali risultati, quindi, suggeriscono che la maggior parte dei possibili delta marziani potrebbero essersi formati principalmente da flussi di acqua e sedimenti depositatisi principalmente in condizioni subaeree e non necessariamente in condizioni climatiche favorevoli alla presenza stabile di acqua liquida, esistono comunque un 30% dei casi dove il delta sfociava un un deposito d'acqua lacustre, come nel caso del cratere Eberswalde.

( Delta fluviale nel cratere Eberswalde ).

( Delta fluviale nel cratere Jezero ).

Tracce di fiumi e laghi, la dove un tempo scorreva l'acqua:

(Amenthes Planum, zona sud-est - Tracce di fiumi, segno dell'erosione dallo scorrere dell'acqua in superficie).
__________________________________________
__________________________________________

LEGGI ANCHE:
MARTE: HARMAKHIS-REULL VALLES
MARTE : NANEDI-DRILON-HYPANIS VALLES
MARTE : ECHUS / KASEI VALLES
MARTE : MA'ADIM VALLIS
__________________________________________

A cura di INSA-MARTE.

MARTE : I GHIACCIAI DELLA TERRA SABAEA. by Andreotti Roberto - INSA.

__________________________________________
__________________________________________
Aggiornato il 01/03/2020

TERRA SABAEA

La Terra Sabaea è una vasta area su Marte. Le coordinate del suo centro sono 2° N - 42° E , e copre 4.700 chilometri nella sua massima estensione.

Ghiacciai:

Alcuni paesaggi, come in copertina, sembrano proprio ghiacciai che si spostano dalle valli montane come sulla Terra. Alcuni hanno un aspetto scavato, che sembra un ghiacciaio dopo che quasi tutto il ghiaccio è scomparso. In alcuni casi ciò che resta sono le morene: lo sporco e i detriti trasportati dal ghiacciaio.
Il centro è scavato perché il ghiaccio è quasi scomparso.

Una varietà di altre caratteristiche della superficie sono state anche interpretate come collegate direttamente al ghiaccio che scorre, come il terreno increspato , riempimento a valle allineato , riempimento a cratere concentrico , e creste arcuate .

( A lato il particolare di una lingua glaciale, il riquadro è ingrandito nella foto sotto e riporta il fronte del ghiacciaio ).

Un riempimento di cratere concentrico è una forma di ghiacciaio in cui il pavimento di un cratere è principalmente coperto da un gran numero di creste parallele.
È comune alle medie latitudini di Marte, ed è ampiamente ritenuto essere causato dal movimento glaciale.

( SOPRA - Cratere con ghiacciaio concentrico e SOTTO - un ingrandimento ).

( Fessurazioni e fratture con formazione di pozzi da crollo ).

Il clima dei primi periodi di Marte rimane poco chiaro e il dibattito è attuale. Di recente, i modelli climatici hanno suggerito un clima freddo durante il Noachiano / tardo Esperiano su Marte, che va contro il clima umido e caldo spesso proposto, negli altopiani meridionali è stato condotto uno studio graduale della geometria e della morfologia di diverse valli marziane. L'analisi evidenzia le proprietà morfometriche che consentono l'identificazione dei paesaggi glaciali marziani .
Abbiamo identificato 100 circhi e 83 valli glaciali in due crateri e su una montagna nella parte meridionale della Terra Sabaea. Le morfologie studiate hanno le stesse caratteristiche e tendenze morfometriche delle valli glaciali terrestri e marziane e dei circhi glaciali.

I paesaggi glaciali identificati nella Terra Sabaea meridionale sono limitati a quote maggiori di  1000 m, e sono datati da un cratere che conta 3,6 miliardi di anni.
Questo studio sostiene fortemente i processi glaciali come l'origine di queste valli e circhi, ed è la prima prova morfometrica delle valli glaciali associato ai circhi glaciali negli altopiani meridionali in accordo con i modelli climatici. Proponiamo che il clima marziano durante il tardo Noachiano / inizio dell'Esperiano fosse caratterizzato da altopiani glaciali ad altitudini maggiori di 1500 m, invece ad altitudini più basse dove è stata identificata la rete della valle fluviale (<1500 m) il clima era più temperato permettendo all'acqua liquida di essere stabile e creare reti fluviali a valle.

LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0169555X1930056X 

Dune:
Quando ci sono condizioni perfette per la produzione di dune di sabbia, il vento costante in una direzione e la sabbia appena sufficiente, si forma una duna di sabbia barchan.

I Barchan hanno una leggera pendenza sul lato vento e una pendenza molto più ripida sul lato sottovento, dove spesso si formano corna o una tacca. L'intera duna può sembrare muoversi con il vento. Osservare le dune su Marte può dirci quanto sono forti i venti, così come la loro direzione.
Se le foto vengono scattate a intervalli regolari, si potrebbero vedere cambiamenti nelle dune o eventualmente in increspature sulla superficie della duna.

Su Marte le dune sono spesso di colore scuro perché formate dal comune basalto di roccia vulcanica. Nell'ambiente secco, i minerali scuri nel basalto, come l'olivina e il pirossene, non si degradano come fanno sulla Terra.
Sebbene rara, sulle Hawaii si trova della sabbia scura visto che queste isole hanno molti vulcani che scaricano il basalto.
Barchan è un termine russo perché questo tipo di duna è stato visto per la prima volta nelle regioni desertiche del Turkistan.

Parte del vento su Marte viene creato quando il ghiaccio secco ai poli viene riscaldato in primavera. A quel tempo, l'anidride carbonica solida (ghiaccio secco) sublima o si trasforma direttamente in un gas e si precipita via ad alta velocità. Ogni anno marziano il 30% dell'anidride carbonica nell'atmosfera si congela e copre il polo che sta passando l'inverno, quindi c'è un grande potenziale per i forti venti. Alcuni luoghi in Terra Sabaea mostrano dune, come nelle immagini sottostanti e a lato.

L'erosione dei venti:
Qui ci concentriamo su un'area di studio in Terra Sabaea, in cui i crateri da impatto noachiani con materiali superficiali erosi dal vento sono relativamente abbondanti .
In un cratere (detto ''B'') del periodo noachiano, delle dimensioni di 54 km nella Terra Sabaea (20,2° S, 42,6° E), l'erosione del vento, di uno strato friabile di tonalità scura, fino a decine di metri di spessore, ha esposto un materiale di tonalità chiara più resistente e sottostante.

Questi strati differiscono significativamente dagli strati di tono simile descritti in altre regioni di Marte. Il materiale di tonalità chiara non ha una stratificazione interna apparente e l'analisi spettrale visibile / vicino all'infrarosso suggerisce che è ricco di feldspato. La sua origine è ambigua, poiché non possiamo rifiutare con sicurezza alternative ignee, piroclastiche o clastiche. Lo strato sovrastante di tonalità scura è probabilmente un limo basaltico o arenaria che è stato collocato principalmente dal vento, sebbene la sua cementazione debole e i paleo-canali fluviali invertiti indichino qualche modifica con l'acqua.

I canali di sollievo negativo non si trovano sul pavimento del cratere e l'erosione fluviale è altrimenti debolmente espressa nell'area di studio. Piccoli impatti sul pavimento di questo cratere hanno esposto materiali friabili più profondi che sembrano contenere goethite.
Gli affioramenti rocciosi sulle pareti del cratere sono cuscinetti di fillosilicato.

Le pianure intercrateriche contengono resti di un mantello eolico sottile, diffuso e probabilmente post-Noachiano con una superficie indurita.
Le pianure vicino alle scarpate concentriche dell'Hellas a nord sono più coerenti con il rifacimento vulcanico. Un altro cratere di 48 km nelle vicinanze contiene simili affioramenti scuro-sopra-chiaro ma senza paleo-canali.

Anche il cratere ''A'' (vedi sotto), è circa 1 km più basso di altitudine, con un'altezza del pavimento di ~ 700–800 m. Nonostante queste differenze, il materiale di riempimento appare simile al cratere B a parte la mancanza di paleo-canali invertiti.
Il materiale del pavimento esposto più in profondità (unità cfbe) è basalto contenente olivina.
Il cratere A è campionato da una sola immagine CRISM, all'interno della quale si trovano entrambi i fillosilicati ricchi di Fe / Mg e Al negli affioramenti delle pareti (unità cr 1 ), e nei substrati del cratere compaiono depositi di roccia e olivina felsici cfbe e cfde, rispettivamente). Inoltre, la parete meridionale di questo cratere (unità cr 1 ) mostra prove per i carbonati di Mg, con assorbimenti accoppiati a ~ 2,31 e ~ 2,51 μm. I carbonati sono stati precedentemente identificati nella regione del bacino di Huygens diverse centinaia di chilometri a nord-est, ma appaiono compositivamente distinti da quelli presenti nella nostra attuale area di studio.

LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017JE005270 

Storia Geologica:
Gli altopiani della Terra Sabaea, situati a nord-ovest dell'Hellas Planitia, sono costituiti da terreni accidentati, densamente craterizzati con evidenze di faglie ed ampio degrado. Greeley e Guest differenziarono i materiali più antichi in questa regione come :
- l'unità di bordo del bacino del periodo Noachiano precoce di Hellas,
- l'unità di crateri noachiani centrale nella Terra Sabaea meridionale, la sua unità sezionata contemporanea nel nord,
- l'unità di crateri sottomessa del tardo Noachiano vicino al nord bordo del bacino dell'Hellas. 
L'erosione fluviale ha modificato più ampiamente l'unità sezionata rispetto all'unità craterizzata, e le pianure più giovani hanno parzialmente seppellito l'unità craterizzata sottomessa. Nella più recente mappa geologica globale di Marte, Tanaka suddivise gli altopiani per età e trovò una maggiore estensione dei primi terreni noachiani. Includevano la maggior parte della Terra Sabaea in tre unità:
- l'unità del massiccio dell'altopiano di Noachiano lungo lungo l'orlo del bacino di Hellas,
- l'unità dell'altopiano di Noachiano alta e densamente craterizzata (entrambi> 3.93 Ga),
- le pianure intercrateriche dell'altopiano noachiano centrale unità (3,93–3,82 Ga). 
Un'area più piccola delle pianure pianeggianti che riempiono il bacino comprendeva l'unità dell'altopiano tardo noachiano (3,82-3,7 Ga) . Tanaka et al. , hanno mappato le reti a valle come elementi erosivi secondari piuttosto che come un'unità geologica a se stante.

Numerosi impatti hanno modificato gli altopiani durante il periodo noachiano, in particolare nel Bombardamento tardivo pesante da circa 4,1 a 3,8 Ga.
L'impatto dell'Hellas intorno a 4.0 Ga è stato l'evento più grande e consequenziale della regione.
Il bacino di Hellas ha quasi 2.300 km di diametro e oltre 9 km di profondità, rendendolo la più grande struttura di impatto ben conservata su Marte.

Emissioni di metano:
Il gas metano nell'atmosfera marziana è concentrato in tre regioni specifiche, secondo le misurazioni più sensibili ancora effettuate.
La scoperta susciterà probabilmente ulteriori dibattiti sulla fonte del gas, che potrebbe essere creata attraverso processi geologici ma potrebbe essere allettante prova della vita al di sotto della superficie marziana .

"Abbiamo osservato e mappato più pennacchi di metano su Marte, uno dei quali ha rilasciato circa 19.000 tonnellate di metano", ha detto in un comunicato il membro del team Geronimo Villanueva dell'Università Cattolica di Washington, DC. "I pennacchi sono stati emessi durante le stagioni più calde, primavera ed estate, forse perché le crepe e le fessure del ghiaccio si sono vaporizzate, permettendo al metano di penetrare nell'aria marziana".

Una delle tre regioni è incentrata su una frattura chiamata Nili Fossae.
Gli altri due hotspot, ciascuno a circa 1000 chilometri di distanza, hanno geologie diverse. Uno si concentra sulla regione sud-orientale del vulcano Syrtis Major. L'altra è una regione più piatta e craterica chiamata Terra Sabaea.
_______________________________________
_______________________________________

A cura di INSA-MARTE.

MARTE: IL BACINO IDROGRAFICO DI NANEDI-DRILON-HYPANIS VALLES. by INSA-MARTE.

___________________________________________
___________________________________________
Aggiornato il 16/02/2020

NANEDI-DRILON-HYPANIS 
VALLES

Posizione:
Le Nanedi Valles principalmente, sono un insieme di canali di deflusso fluviale in una grande valle nel quadrilatero Lunae Palus di Marte, centrato a 4,9° N e 49,0° W.
Le Hypanis Valles sono un insieme di canali in una valle di 270 km in Xanthe Terra su Marte a 11° N, 314° E, nel quadrilatero di Lunae Palus .
Sembrano essere stati scolpiti da acque fluenti di lunga durata ed esiste un deposito significativo (interpretato da alcuni come un delta fluviale) al loro sbocco nelle pianure.
Situate a nord del sistema delle grandi Valles Marineris, nel continente di Tharsis.

Descrizione:
Il sistema fluviale esteso, è affiancato dalle più piccole Drilon Valles, e continua poi nelle Hypanis Valles, che formano ciò che era la foce, prima di riversarsi nel bacino marino situato in Chryse Planitia.

Come possiamo notare nel grafico subito qui sotto i due bacini fluviali di Nanedi e Drilon confluiscono in Hypanis, e nell'ingrandimento, invece possiamo notare i depositi di detriti alla foce, depositati dal flusso delle acque, possiamo pure notare, come questi siano avanzati nel tempo con il progressivo calo del livello del mare nell'oceano boreale.

Nel grafico più sotto riportiamo i diagrammi di questo progressivo ritiro delle acque avvenuto miliardi di anni fa.

( I canali oggi visibili sono riportati in bianco, mentre in blu e celeste sono stati riportati i canali ad oggi meno visibili o ricoperti dalle sabbie portate dalle tempeste perieliche globali ).

( I depositi, testimoniano il progressivo ritiro delle acque ).

Varie valli:
Le Drilon Valles sono più piccole, circa la metà, e nascevano da un paleo-lago che si trovava nei resti del cratere Mutch.
Anche il ramo secondario delle Nanedi Valles nasceva da un paleo-lago presso il cratere Carmichael
I vari canali, attualmente visibili, sono lunghi 508 km e sono stati chiamati usando la parola "pianeta" in lingua Sesotho.
Le Nanedi Valles si trovano tra la Shalbatana Vallis e le Maja Valles.
Arrivano fino 4 km di larghezza all'estremità settentrionale, dove i due sistemi principali si univano in Hypanis Valles.

( Immagine dei due canali principali delle Nanedi Valles ).

Età:
L'età del sistema di deflusso fluviale è testimoniata dal fatto che alcuni crateri successivi abbiano interrotto il corso di alcuni canali, e poi non siano stati modificato dal passaggio delle acque, facendoci comprendere che il passaggio delle acque si è interrotto miliardi di anni fa.

( in foto, un cratere successivo che interrompe un più vecchio canale ).

Forma:
La forma della valle è simile a quella di Nirgal Vallis , essendo molto sinuosa e con pochi rami corti, scavati provondamente, mentre esistevano molti affluenti che avevano forme meno evidenti.
Insolitamente per le valli marziane, in questo sistema si possono vedere occasionalmente le singole strutture del canale all'interno dei più ampi fondovalle. ( Vedi Sotto ).

( Una traccia più piccola di escavazione fluviale sul fondo del canyon principale ).

(Sopra si vede un delta di detriti all'interno di un lago nel percorso intermedio delle Nanedi Valles).

( Nel dettaglio un canale delle Hypanis Valles ).
________________________________________
________________________________________

A cura di INSA-MARTE.

MARTE : LA REGIONE VULCANICA DI ELYSIUM. by Andreotti Roberto - INSA.

________________________________________
________________________________________
aggiornato il 07/02/2020

ELYSIUM

Elysium è la seconda regione vulcanica più grande di Marte dopo Tharsis.
Oltre alla pianura e ad avere grandi vulcani, Elysium ha diverse aree con lunghe trincee, chiamate fossa o fossae (plurale) su Marte.
Includono Cerberus Fossae , Elysium Fossae , Galaxias Fossae , Hephaestus Fossae , Hyblaeus Fossae , Stygis Fossae e Zephyrus Fossae.

________________________________________

Elysium Mons:
Elysium Mons è un vulcano su Marte situato nella provincia vulcanica di Elysium , a 25.02° N 147.21° E , nell'emisfero orientale marziano.

Si trova a circa 12,6 km sopra la sua base, e circa 14,1 km sopra il livello medio marziano , che lo rende la terza montagna marziana più alta in termini di rilievo e la quarta più alta in altezza.
Il suo diametro è di circa 500 x 700 km , con una caldera sommitale di circa 14 km di diametro.
È affiancato dai vulcani più piccoli Ecate Tholus a nord-est e Albor Tholus a sud-est.
Si differenzia dai grandi vulcani nella regione di Tharsis in quanto sui suoi fianchi non sono visibili grandi flussi di lava .
Nelle sue vicinanze numerosi crateri sono visibili, ma non da impatti di meteoriti, ma sono di origine vulcanica.
Elysium Mons è stato scoperto nel 1972 in immagini restituite dall'orbita dal Mariner 9 .
Un cratere di 6,5 km di diametro a 29.674° N, 130.799° E, nelle pianure vulcaniche a nord-ovest di Elysium Mons è stato identificato come una possibile fonte per i meteoriti nakhlite , una famiglia di meteoriti marziani basaltici simili con età cosmogeniche di circa 10,7 Ma, espulsi da Marte per un singolo evento di impatto.
Le date delle rocce ignee dei nakhlite vanno da 1416 ± 7 Ma a 1322 ± 10 Ma.
Queste date più le dimensioni del cratere suggeriscono un tasso di crescita del vulcano sorgente durante quell'intervallo di 0,4-0,7 m per Ma, molto più lento di quanto ci si aspetterebbe per un vulcano terrestre.
Ciò implica che il vulcanismo marziano aveva rallentato notevolmente a quel punto della storia.

( La caldera sulla sommità di Elysium Mons ).
________________________________________

Elysium planitia:
Elysium Planitia è una vasta pianura a sud di Elysium, centrato a 3,0° N 154,7° E .
Un altro grande vulcano, Apollinaris Mons, si trova a sud dell'Elysium Planitia e non fa parte della provincia.

( Analisi geologica del sito di ammartaggio della sonda InSight ).

I più grandi crateri dell'Elysium Planitia sono Eddie , Lockyer e Tombaugh . La planitia ha anche valli fluviali, una delle quali, Athabasca Valles potrebbe essere una delle più giovani su Marte. Sul lato nord-est si trova una depressione allungata chiamata Orcus Patera , e questa e alcune pianure orientali furono riprese nel sorvolo del Mariner 4 del 1965 .
Una foto (vedi sotto), del 2005 in Elysium Planitia a 5° N, 150° E da parte del veicolo spaziale Mars Express mostra quello che potrebbe essere ghiaccio d'acqua coperto di polvere. Si stima che il volume del ghiaccio sia di 800 km per 900 km di dimensioni e 45 m di profondità, simili per dimensioni e profondità al Mare del Nord .
Si pensa che il ghiaccio sia il residuo delle alluvioni delle fessure del Cerberus Fossae circa 2-10 milioni di anni fa. La superficie dell'area è suddivisa in "piastre" come il ghiaccio rotto che galleggia su un lago (vedi sotto ). Il conteggio dei crateri da impatto mostra che le piastre sono più vecchie di 1 milione di anni rispetto al materiale vuoto, dimostrando che l'area si è solidificata troppo lentamente perché il materiale fosse lava basaltica, quindi escludendo questa ipotesi.

La missione InSight della NASA è sbarcata in Elysium Planitia il 26 novembre 2018.
È decollata dalla Terra il 5 maggio 2018.
La sonda studierà la struttura interna di Marte e migliorando così la comprensione dell'evoluzione del pianeta.
Oltre agli studi già citati, possiede anche una stazione meteo che raccoglie dati di Temperatura, Velocità e Direzione dei Venti, e registra le variazioni della Pressione Atmosferica.
Il lander di InSight Mars è stato in grado di scattare foto a colori dalla superficie di Elysium Planitia.

___________________________________________

Analisi geologica:

Attività vulcanica:
David Susko e i suoi colleghi della Louisiana State University hanno analizzato i dati geochimici e di morfologia superficiale di Elysium usando strumenti a bordo del NASA Mars Odyssey Orbiter (2001) e Mars Reconnaissance Orbiter (2006).
Attraverso il conteggio dei crateri, hanno trovato differenze di età tra le regioni nord-ovest e sud-est di Elysium - circa 850 milioni di anni di differenza. Hanno anche scoperto che le regioni sud-orientali più giovani sono geochimicamente diverse dalle regioni più vecchie e che queste differenze si riferivano a processi ignei, non a processi secondari come l'interazione di acqua o ghiaccio con la superficie di Elysium in passato.

"Abbiamo stabilito che, sebbene in passato potesse esserci acqua in quest'area, le proprietà geochimiche nel metro più alto in tutta questa provincia vulcanica sono indicative di processi ignei", Disse Susko. "Pensiamo che i livelli di torio e potassio qui siano stati ridotti nel tempo a causa delle eruzioni vulcaniche per miliardi di anni. Gli elementi radioattivi sono stati i primi ad andare nelle prime eruzioni. Stiamo assistendo a cambiamenti nella chimica del mantello nel tempo."

"I sistemi vulcanici di lunga durata con mutevoli composizioni di magma sono comuni sulla Terra, ma con una storia emergente su Marte", ha dichiarato James Wray, co-autore e professore associato presso la School of Earth and Atmospher Sciences della Georgia Tech.

( Il fronte di un imponente flusso lavico ).

Nel complesso, questi risultati indicano che Marte è un corpo molto più geologicamente complesso di quanto si pensasse originariamente, forse a causa di vari effetti di carico sul mantello causati dal peso dei vulcani giganti. Per decenni, abbiamo visto Marte, come una roccia senza vita, piena di crateri con un numero di vulcani a lungo inattivi. Abbiamo avuto una visione molto semplice del pianeta rosso. Trovare una varietà di rocce ignee dimostra che Marte ha il potenziale per un utile utilizzo delle risorse e una capacità di sostenere una popolazione umana su Marte.
"È molto più facile sopravvivere su un corpo planetario complesso che porta i prodotti minerali di geologia complessa che su un corpo più semplice come la luna o gli asteroidi."

Gran parte dell'area vicino ai vulcani è coperta da flussi di lava, alcuni possono anche essere mostrati avvicinarsi, quindi fermarsi al raggiungimento di un terreno più elevato.
A volte quando la lava scorre la parte superiore si raffredda rapidamente in una crosta solida. Tuttavia, la lava sottostante spesso scorre ancora, questa azione rompe lo strato superiore rendendolo molto ruvido. Tale flusso approssimativo è chiamato aa.

La ricerca, pubblicata nel gennaio 2010, ha descritto la scoperta di un vasto flusso di lava, della dimensione dello stato dell'Oregon , che "è stato messo in atto turbolentemente nell'arco di diverse settimane al massimo". Questo flusso, vicino ad Athabasca Valles , è il flusso di lava più giovane su Marte. Si pensa che sia della tarda età amazzonica .
Altri ricercatori non sono d'accordo con questa idea.
In condizioni marziane la lava non dovrebbe rimanere fluida a lungo.

Canali di deflusso:
Forse il canale di deflusso più giovane su Marte è Athabasca Valles . Si trova a 620 miglia a sud-est del grande vulcano Elysium Mons .
Athabasca è stata formata dall'acqua che fuoriusciva esplodendo da Cerberus Fossae , una serie di crepe o fessure nel terreno. Le Cerberus Fossae molto probabilmente si sono formate dallo stress sulla crosta causato dal peso di entrambi i vulcani Elysium Mons e Tharsis. Le prove attuali suggeriscono che le inondazioni di Cerberus probabilmente sono scoppiate in più fasi. Vicino all'inizio di questi canali (Cerberus Fossae), il sistema si chiama Athabasca Valles, a sud e ad est si chiama Marte Vallis.
Le portate nella Marte Vallis sono state stimate a circa 100 volte quella del fiume Mississippi. Alla fine, il sistema sembra svanire nelle pianure di Amazonis Planitia dove è esistito un residuo bacino d'acqua di quello che agli albori di Marte era un vasto oceano.

( Athabasca Valles ).
__________________________________________
__________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.