mars 2020 rover

[serge vieillard 6 747]

c’est bien c'qui m'semblait.......

[lolodobs 1 152]

Salut les Martiens,

 

J'avais pas suivi Curiosity parceque pas né astronomiquement. Là avec  Percy je suis l'aventure depuis le début et ingenuity est la cerise sur le gâteau. Ça m'émerveille même si effectivement les paysages sont désertiques.

 

Merci aux astrams qui font vivre les posts ''astro générale.

 

Lolodobs le dévoreur de monde 👽

Modifié 14 mai 2022 par lolodobs

[Huitzilopochtli 6 579]

Prochain arrêt à Hawksbill Gap

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/380/neYt-stop-hawksbill-gap/

Article de Brad Garczynski, étudiant collaborateur à l'Université Purdue

De Kymani76 (UMSF) Carte actualisée au sol 439 du parcours de Perseverance : 

http://www.unmannedspaceflight.com/index.php?act=attach&type=post&id=51082

Persévérance était en route la semaine dernière après avoir terminé ses activités scientifiques à distance (sans forage ni abrasion de roche) au "lac Enchanted", sur un affleurement rocheux finement stratifiées qui pourraient s'avérer être certains des dépôts inférieurs du delta. Le rover s'est frayé un chemin vers l'est entre de grandes ondulations  dunaires avant de se diriger au nord vers Hawksbill Gap, où l'équipe espère collecter un premier ensemble d'échantillons du delta et, éventuellement, remonter sa pente. La planification de la semaine dernière s'est principalement concentrée sur la progression de la conduite, avec une imagerie de reconnaissance supplémentaire pour repérer notre chemin et soutenir la planification future du retour d'échantillons martiens. L'équipe a pu aussi rétablir les communications avec Ingenuity après la récente anomalie de ses transmissions avec le rover, et continue de recueillir et d'analyser les données sur cet incident.

Le rover Perseverance a utilisé sa caméra de navigation droite (Navcam) pour acquérir cette image après avoir roulé pendant le sol 428.  Un bord du monticule Kodiak est visible sur le côté gauche de l'image. Crédits : NASA/JPL-Caltech.

Persévérance devrait arriver sur notre premier emplacement, nommé Devils Tanyard, dans les prochains sols. Là, nous prévoyons d'abraser la surface d'une roche, d'en rapprocher les objectifs de nos caméras  et de nos instruments pour l'étudier et identifier des cibles potentielles d'échantillonnage . Ce sera probablement le premier des cinq arrêts scientifiques de proximité alors que nous remontrons Hawksbill Gap, scrutant la stratigraphie du delta jusqu'à un endroit nommé Rocky Top.

Après avoir terminé cette première moitié de notre excursion, nous prévoyons de redescendre pour sonder trois sites potentiellement intéressants. Avec trois nouvelles paires d'échantillons, l'équipe espère ajouter à notre collection de prélèvements déjà acquit un ensemble de mudstones argileux à grain fin qui seraient de bons candidats pour la préservation de matières organiques et d'éventuels microbes anciens. Mais nous souhaitons aussi recueillir des grès à grain plus grossier pour étudier les matériaux entraînés jadis par le débit de la Neretva dans le cratère Jezero, ce qui pourrait nous permettre de mieux comprendre l'activité passée du lac. À chaque étape et échantillon, l'équipe continue d'accumuler des connaissances sur ce cratère autrefois inondé et de reconstituer l'histoire écrite dans les roches martiennes.

Panorama de Neville Thompson (UMSF) : http://www.gigapan.com/gigapans/229361

 

De tau (UMSF) :
Mosaïque Sol 436 SuperCam Remote Micro-Imager et son contexte Mastcam-Z. Vue sur le site "Bacon strip" à Hawksbill Gap.

 

 

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonsoir,

L'hélicoptère Ingenuity capture une vidéo d'un vol record.

https://mars.nasa.gov/news/9197/nasas-ingenuity-mars-helicopter-captures-video-of-record-flight/

En provenance de Mars,  les images d'un vol récent au cours duquel le giravion a volé plus loin et plus vite qu'il ne l'avait jamais fait.

La caméra de navigation, en noir et blanc, de l'hélicoptère Ingenuity a fourni une vidéo spectaculaire de son 25e vol record, qui a eu lieu le 8 avril. Couvrant une distance de 704 mètres à une vitesse de 5,5 mètres par seconde, il s'agissait de son vol le plus long et le plus rapide à ce jour. (Ingenuity se prépare actuellement pour son 29e vol.)

"Pour notre vol record, la caméra de navigation orientée vers le bas  nous a donné une idée époustouflante de ce que cela ferait de planer à 10 m au-dessus de la surface de Mars à une vitesse d'environ 20  km/h", déclare Teddy Tzanetos, chef de l'équipe d'Ingenuity au JPL. 

La première image du clip vidéo commence environ une seconde après le début du vol. Après avoir atteint une altitude de 10 mètres, l'hélicoptère se dirige vers le sud-ouest, accélérant à sa vitesse maximale en moins de trois secondes. Le giravion survole d'abord un groupe de rides de sable puis, vers la moitié de la vidéo, plusieurs champs rocheux. Enfin, un terrain relativement plat et sans relief apparaît en dessous, offrant un bon point d'atterrissage. La vidéo du vol de 161,3 secondes a été accélérée environ cinq fois, la réduisant à moins de 35 secondes.

Images du vol record de l'hélicoptère Ingenuity. La caméra de navigation a été programmée pour se désactiver chaque fois que le giravion se trouve à moins de 1 mètre de la surface. Cela permet de garantir que la poussière soulevée lors du décollage et de l'atterrissage n'interférera pas avec le système de navigation, car il se règle sur les caractéristiques au sol.

Les vols d'Ingenuity sont autonomes. Les «pilotes» du JPL les planifient et envoient des commandes au rover Perseverance, qui les transmet ensuite à l'hélicoptère. Pendant un vol, des capteurs embarqués - la caméra de navigation, une unité de mesure inertielle et un télémètre laser - fournissent des données en temps réel au processeur de navigation et à l'ordinateur de vol principal d'Ingenuity, qui guident l'hélicoptère en vol cela lui permettant d'évoluer en fonction du relief, des obstacles et des caractéristiques du terrain, tout en exécutant ses commandes.

Les contrôleurs de mission avait récemment perdu la communication avec Ingenuity après que l'hélicoptère ait connu un niveau bas en énergie. Maintenant que le giravion est de nouveau en contact et est suffisamment alimenté par son panneau solaire pour charger ses 

Modifié 28 mai 2022 par Huitzilopochtli

[jackbauer 2 13 728]

 

[Huitzilopochtli 6 579]

https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.abn3783

Résumé :

Malgré l'importance du sable et de la poussière dans les phénomènes géomorphologiques, de la météo et de l'exploration martienne , les processus qui déplacent et soulèvent sable et  poussière,  qui entretiennent la suspension de cette dernière dans l'atmosphère de Mars et produisent des tempêtes, n'ont pas été bien quantifiés in situ, les missions manquant soit de capteurs nécessaires ou d'un environnement éolien suffisamment actif. Les nouveaux capteurs environnementaux du rover Persévérance et le milieu poussiéreux du cratère Jezero y remédient. Dans les 216 premiers sols de Persévérance, quatre grands vortex convectifs ont soulever localement de la poussière, tandis qu'en moyenne, quatre dust devil passaient quotidiennement devant le rover, dont plus de 25 % étaient significativement poussiéreux. Plus rarement, le soulèvement de la poussière par des rafales de vent, sans relation avec des vortex ou des dust devil, ont été généré par des cellules de convection ayant pour origine de forts vents diurnes régionaux ascendants.

Processus éoliens :  

Le mouvement du sable, le soulèvement et la redistribution de la poussière en surface, sont les principales causes de modification du paysage et de l'atmosphère martiennes à  notre époque. Les grandes tempêtes de poussière modifient radicalement les températures, les densités et la circulation atmosphériques, et représentent des risques pour les missions robotiques et dans le futur, humaines.

Cependant, les mécanismes par lesquels le sable est déplacé et la poussière soulevée sur Mars ne sont pas bien quantifiés. Cela suscite  de nombreuses interrogations, sur ce qui déclenche les tempêtes de poussière mondiales se produisant environ trois fois par décennie, et des processus qui sont responsables du maintien permanent le voile de poussière dans le ciel martien. Les premières études, notamment l'analyse des données de l'atterrisseur Viking, ont suggéré que la force des vents de surface sur Mars ne peut que rarement dépasser le seuil calculé pour le déplacement de particules de sable (≳40 μm de diamètre) et seraient pas susceptibles de dépasser les seuils plus élevés nécessaires pour soulever des particules de poussière plus petites et plus cohésives. Cela n'était pas cohérent avec les observations de fréquentes tempêtes de poussière et des changements d'albédo de surface attribués à la présence de poussière dans l'atmosphère. Au cours de la dernière décennie, les observations à partir de l'orbite de dunes actives et du mouvement du sable à la surface ont également confirmé que la saltation des particules de sable se produit plus largement sur la surface martienne que ne le suggéraient les estimations antérieures.

Une explication possible est que le mouvement du sable de Mars peut être initié par de fortes rafales de vent relativement courtes, qui déclenchent une saltation substantielle en aval, et des mesures récentes en soufflerie soutiennent un seuil de saltation inférieur à celui calculé précédemment. Une fois que la saltation se produit une première fois, elle peut se poursuivre facilement en raison de la retombée du sable sur la surface et de l'augmentation de la contrainte totale, cet effet étant beaucoup plus important que sur Terre. Le même effet peut également expliquer comment la poussière est soulevée malgré les contraintes de seuil plus importantes. 

Les observations in situ du soulèvement de la poussière sans mouvement apparent du sable suggèrent que la présence d'accumulations locale de poussière non cohésives pourrait être déterminante ou bien que la faible gravité martienne puisse influer sur la cohésion du sol, facilitant ainsi les élévations de ces fines particules minérales . Enfin, les tourbillons convectifs appelés « diables de poussière » (Dust devil), lorsqu'ils sont rendus visibles par leur teneur en poussière sont entretenus par « effet d'aspiration » par les basses pressions qu'ils génèrent, en plus de leurs vents forts tourbillonnants . Tester tout cela nécessite des mesures simultanées de l'activité éolienne et des variables environnementales. 

Les missions sur Mars précédentes ont généralement soit emporté les capteurs nécessaires, soit atterri dans un environnement où le mouvement local du sable et le soulèvement de la poussière sont importants, mais jamais les deux en même temps. Plus récemment, le rover Curiosity avait observé d'importants mouvements de sable ainsi que de nombreux tourbillons de poussière, mais n'avait pas pu mesurer précisément les vents, tandis que l'atterrisseur InSight a pu détecté des tourbillons mais sans pouvoir imager les changements de surface mineurs et aucun tourbillon de poussière.

En revanche, le rover Perseverance transporte les capteurs atmosphériques et de poussière les plus sophistiqués jamais envoyés sur Mars. L'analyseur de dynamique environnementale de Mars (MEDA) comprend de nouveaux senseurs de rayonnement et de poussière (RDS), qui détectent les nuages de poussière et les tourbillons  via des modifications de la lumière solaire directe et dispersée à une fréquence de 1 Hz, simultanément avec les mesures par MEDA de la pression, de la température, de la force du vent, de l'humidité relative et également des flux radiatifs avec le capteur infrarouge thermique (TIRS) de MEDA. 

En combinaison, les mesures RDS et TIRS du rayonnement à ondes courtes, , fournissent respectivement des informations sur l'albédo et sur les changements d'albédo liés au nettoyage ou au dépôt de la poussière de surface. L'ajout du RDS et du TIRS permet ainsi à MEDA de suivre dans le temps le passage des phénomènes poussiéreux autour et au-dessus du rover, sur une grande partie de chaque sol et de relier cela, à la fois aux relevés chronologiques météorologiques et aux changements de surface,  ce qui seraient impossible avec l'imagerie en raison de l'énorme quantité de ressources (caméras, alimentation,  volume de données) qui seraient nécessaires. 

Persévérance transporte également les premiers microphones à fonctionner sur Mars, qui fournissent des informations sur la turbulence, les vortex et l'activité du vent et des caméras haute résolution, y compris les caméras de navigation (Navcams) et Mastcam-Z, qui peuvent être utilisées pour imager l'activité et les caractéristiques éoliennes, telles que les diables de poussière et les stries sablonneuses à la surface. 

Plus important encore, le cratère Jezero contient de nombreuses caractéristiques de surface éoliennes, imagées à la fois à partir de l'orbite et depuis l'atterrissage, ainsi des dizaines d'exemples d'activité éolienne ont été observés au cours des 216 premiers sols de la mission, couvrant le début du printemps jusqu'au début de l'été, comme décrit en détail ci-dessous. 
La mission Mars 2020 est ainsi une combinaison presque parfaite d'instrumentation et d'environnement pour étudier les connexions atmosphériques et éoliennes...

Pour ceux qui le peuvent et qui le souhaitent, une lecture intégrale de l'article en anglais donnera de plus amples détails sur cette passionnante étude.
 

Modifié 1 juin 2022 par Huitzilopochtli

[Huitzilopochtli 6 579]

Persévérance sélectionne maintenant ses propres cibles pour les tirs laser de la SuperCam

Écrit par Roger Wiens, chercheur principal, SuperCam / co-chercheur,

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/383/perseverance-now-selects-its-own-targets-to-zap/

Persévérance poursuit son chemin dans Hawksbill Gap, faisant des observations par télédétection dans les couches rocheuses affleurantes, à la recherche d'un bon endroit pour prélever un échantillon. Étant donné que le rover se trouve dans le quadrilatère de Shenandoah, nous choisissons des noms de cible provenant du parc national de Shenandoah aux USA. Certains des noms de la semaine dernière étaient "Bald Face Mountain", "Little Devil Stairs", "Sunset Hill", "Luck Hollow" et "Moody Creek". Persévérance a enregistré une progression de  près de 400 mètres dans la semaine du 15 au 21 mai, atteignant une distance totale depuis l'atterrissage jusqu'au  sol 446 de 11,8 km .

Autre première, Perseverance a sélectionné deux cibles au Sol 442 et les a vaporisé avec le laser SuperCam pour déterminer leurs compositions élémentaires. Notez que c'est le rover lui-même qui a choisi les cibles, et non pas l'équipe des opérations. 

La SuperCam de Perseverance utilise AEGIS pour la première fois :  Image Navcam du secteur  dans lequel  le logiciel AEGIS embarqué a sélectionné deux cibles rocheuses pour effectuer deux tirs laser de la SuperCam suivis des analyses chimiques. Crédits : NASA/JPL-Caltech.

Normalement, lorsque l'équipe sélectionne les cibles, les observations ne sont faites que le lendemain. Si Perseverance choisit ses propres cibles, il peut réaliser les tirs juste après un trajet, plusieurs heures avant que l'équipe du rover sur Terre n'ait le temps de recevoir et d'analyser les images Navcam du nouvel emplacement du rover et de sélectionner eux même les cibles. Avoir les résultats SuperCam immédiatement peut alerter l'équipe de compositions inhabituelles, cela à temps pour prendre des décisions sur d'autres analyses avant que le rover ne se déplace. Le progiciel qui permet cette sélection de cible s'appelle Autonomous Exploration for Gathering Enhanced Science, ou AEGIS, et a été développé au JPL pour les précédentes missions de rover mais adapté pour SuperCam sur Perseverance. 

AEGIS demande que des images Navcam soient prises, puis il les analyse pour trouver des roches et les hiérarchiser pour examens approffondis en fonction de la taille, de la luminosité et de plusieurs autres caractéristiques. Il lance ensuite une séquence dans laquelle SuperCam déclenche son laser pour déterminer la composition chimique d'une ou deux cibles prioritaires sélectionnées à partir des images Navcam.

Les tests AEGIS sur Perseverance ont commencé en mars en collectant des images SuperCam Remote Micro-Imager (RMI) mais sans tirer avec le laser. Après avoir peaufiné plusieurs paramètres lors de tests successifs, le laser a été utilisé pour la première fois par AEGIS la semaine dernière. Les images ci-jointes montrent les roches qui ont été sélectionnées et atteintes par les tirs laser. Des images RMI ont été prises après les tirs laser pour indiquer où le laser a tiré.

 

Grand panorama du sol 454, LMastcam-Z, de Charborob (UMSF)

Première abrasion de la campagne delta au Sol 452  par PaulH51 (UMSF)

Version en fausses couleurs de Tau :

Peut-être le prélude d'un premier prélèvement fournissant l'indiscutable preuve d'une vie spécifiquement martienne ?... 

Modifié 2 juin 2022 par Huitzilopochtli

[BobMarsian 2 762]

Quelques bizarreries géologiques imagées le 13 juin (Sol 467) par la Mastcam-Z, comme cet étrange rocher "fakir" :

https://mars.nasa.gov/mars2020/multimedia/raw-images/ZL0_0467_0708390209_428EBY_N0260756ZCAM08487_1100LMJ

 

 

... ou cet autre qui semble provenir d'une sorte de machinerie industrielle délabrée :

https://mars.nasa.gov/mars2020/multimedia/raw-images/ZR0_0467_0708388608_428EBY_N0260756ZCAM08487_1100LMJ

 

Juste derrière cette dernière, par un curieux hasard, un morceau d'isolant thermique provenant probablement d'un des boucliers, était venu s'échouer sur le chemin de Persévérance :

https://mars.nasa.gov/mars2020/multimedia/raw-images/ZR0_0467_0708389164_428EBY_N0260756ZCAM08487_1100LMJ

 

----> article de Ciel & Espace : 

https://www.cieletespace.fr/actualites/sur-mars-perseverance-rencontre-un-debris-de-protection-thermique

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonjour, 

 

https://mars.nasa.gov/technology/helicopter/status/385/keeping-our-sense-of-direction-dealing-with-a-dead-sensor/

Conserver le sens de l'orientation malgré  un capteur HS.

Écrit par Håvard Grip, pilote en chef de l'hélicoptère Ingenuity Mars au Jet Propulsion Laboratory de la NASA, le 06 juin 2022.

Alors que nous sommes désormais en hiver dans le cratère Jezero, les conditions sont devenues de plus en plus difficiles pour Ingenuity, qui avait été conçu pour une courte campagne d'essais en vol pendant le printemps martien donc sensiblement plus chaud.

L'augmentation des quantités de poussière dans l'atmosphère, combinée à des températures diurnes plus basses et à des journées plus courtes, a eu un impact sur le bilan énergétique d'Ingenuity au point qu'il est incapable de se réchauffer tout au long des nuits martiennes. Dans cette nouvelle situation d' opérations hivernales, Ingenuity s'éteint  pendant la nuit, laissant sa température interne chuter à environ - 80 degrés Celsius et laissant l'électronique embarquée se réinitialiser. Cette nouvelle façon de fonctionner comporte des risques pour les composants électroniques d'Ingenuity, dont beaucoup ne sont pas conçus pour survivre aux températures auxquelles ils sont exposés la nuit. De plus, les cycles de températures extrêmes entre le jour et la nuit ont tendance à provoquer des contraintes pouvant entraîner la défaillance de certains composants.

Au cours des derniers sols sur Mars, l'équipe d'Ingenuity a été occupée à remettre en service l'hélicoptère pour le vol, en passant par une série d'activités qui incluent la vérification avant le vol des capteurs et des actionneurs et une rotation à grande vitesse du rotor. Ces activités ont révélé que l'un des capteurs de navigation de l'hélicoptère, appelé l'inclinomètre, a cessé de fonctionner. Un capteur de navigation qui ne fonctionne pas semble être un gros problème, et ça l'est, mais ce n'est pas nécessairement la fin de notre mission sur Mars.

 

Le capteurs de navigation :

Lorsque Ingenuity vole, le système de contrôle de vol embarqué suit de près la position, la vitesse et l'orientation  de l'hélicoptère. Il le fait à l'aide d'une série de capteurs composée  :

1° Une unité de mesure inertielle (IMU), qui mesure les accélérations et les vitesses angulaires dans trois directions
2° Un télémètre laser, qui mesure la distance au sol
3° Une caméra de navigation, qui prend des photos du sol en dessous.

Les données de ces capteurs sont traitées par un ensemble d'algorithmes implémentés sur l'ordinateur de navigation d'Ingenuity. Pour que les algorithmes fonctionnent correctement, ils doivent être initialisés avant le décollage avec une estimation de l'assiette en roulis et en tangage d'Ingenuity. C'est là qu'intervient l'inclinomètre.

L'inclinomètre se compose de deux accéléromètres, dont le seul but est de mesurer la gravité avant la mise en rotation et le décollage. La direction de la gravité détectée est utilisée pour déterminer comment Ingenuity est positionné par rapport au sol. L'inclinomètre n'est pas utilisé pendant le vol lui-même, mais sans lui, nous sommes obligés de trouver une nouvelle façon d'initialiser les algorithmes de navigation avant le décollage.

 

Substitution de l'inclinomètre :

La suite de capteurs d'Ingenuity offre une certaine redondance lorsqu'il s'agit de détecter l'attitude au sol. L'IMU contient des accéléromètres qui, tout comme les accéléromètres de l'inclinomètre, peuvent être utilisés pour estimer l'attitude initiale. Contrairement à l'inclinomètre, l'IMU n'est pas spécialement conçu pour détecter l'orientation statique, de sorte que ses estimations d'attitude initiales seront généralement un peu moins précises. Cependant, nous pensons qu'une estimation d'attitude initiale basée sur l'IMU nous permettra de décoller en toute sécurité et fournira ainsi une solution de repli acceptable qui permettra à Ingenuity de reprendre le vol.

Profiter de cette redondance nécessite un correctif pour le logiciel de vol d'Ingenuity. Le correctif insère un petit extrait de code dans le logiciel exécuté sur l'ordinateur de vol d'Ingenuity, interceptant les blocs de données entrants de l'inclinomètre et injectant des blocs de remplacement générés à partir des données de l'IMU. Pour les algorithmes de navigation, tout cela sera équivalent, la seule différence étant que les paquets de l'inclinomètre reçus ne proviennent pas réellement de celui-ci.

Anticipant que cette situation pourrait potentiellement se produire, nous avions préparé le correctif logiciel requis avant l'atterrissage de l'année dernière sur Mars et l'avions gardé en réserve pour cette éventualité. Nous sommes donc en mesure d'avancer rapidement avec la mise à jour, et le processus de liaison montante vers Ingenuity est déjà en cours.

Remise en service :

Si tout se passe bien, au cours des prochains sols, l'équipe prévoit de finaliser la liaison montante et l'application du correctif logiciel, qui seront suivies d'activités de mise en service pour s'assurer que le nouveau logiciel fonctionne comme prévu. À moins de surprises supplémentaires, nous prévoyons que Ingenuity prendra son envol pour le vol 29  un mouvement de repositionnement vers le sud-ouest conçu pour nous maintenir à portée de communication de Persévérance, dans un proche avenir...

A ce jour, toujours pas de nouvelles... , mais à priori, rien de totalement inquiétant ...

 

Cette image de l'hélicoptère Ingenuity Mars de la NASA a été prise par l'instrument Mastcam-Z du rover Perseverance le 15 juin 2021, le 114e jour martien, ou sol, de la mission. L'emplacement, "Airfield D" (le quatrième aérodrome), est juste à l'est de l'unité géologique "Séítah". Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS. 

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonsoir,

Bilan pour le mois de juin.

Traduction automatique corrigée :

Cette image des roches sédimentaires du "lac enchanté" a été prise par l'une des caméras d'évitement des risques (Hazcams) du rover Persévérance près de la base du delta du cratère de Jezero le 30 avril 2022, au 424e jour martien, ou sol, de la mission.
Pour Katie Stack Morgan, scientifique adjointe du projet pour le rover Perseverance, la première image en gros plan de roches stratifiées à la base de l'ancien delta du fleuve Jezero Crater occupe une place particulière dans son cœur. L'image de l'affleurement rocheux "Enchanted Lake", nommé de manière informelle d'après un point de repère dans le parc national de Katmai en Alaska, a été prise par l'une des caméras d'évitement des risques (Hazcams) du rover, le 30 avril 2022.

Une collection massive de roches et de sédiments en forme d'éventail au bord ouest du cratère Jezero, le delta s'est formé à la convergence d'une rivière martienne et d'un lac de cratère, il y a des milliards d'années. L'exploration de ce delta figurait sur la liste d'objectifs souhaités de Stack Morgan et du reste de l'équipe scientifique de Persévérance, car ils pensent que l'emplacement offre l'une des meilleures opportunités de la mission pour trouver des roches qui auraient pu préserver des vestiges potentiels d'une  vie microbienne ancienne, objectif principal de la mission.

"Les images Hazcam sont principalement utilisées par les ingénieurs de la mission pour aider à la conduite et aux manoeuvres du bras du rover", nous dit Stack Morgan. "Mais quand j'ai vu l'image Hazcam d'Enchanted Lake, ça a été le coup de foudre. Cette image nous a fourni notre premier aperçu rapproché d'une roche sédimentaire, celles que j'avais le plus hâte d'étuduier depuis que Jezero a été choisi comme site d'atterrissage de Persévérance, il y a cela près de quatre ans .

Roches et signes de vie passée

Pour mieux comprendre pourquoi cette image de la première image rapprochée du rover avec une roche sédimentaire est un tel "coup de pied au cul" pour Stack Morgan, il est utile de remonter au début de la mission d'exploration de Percy. Après son atterrissage,le 18 février 2021 , sur les plaines rocheuses et plates qui forment le plancher du cratère Jezero, notre rover a passé plus d'un an à étudier les affleurements, les rochers et le régolithe dans cette zone, tout en recueillant des échantillons au long de son chemin.

L'une des grandes leçons de cet effort de l'équipe scientifique fût que les roches du fond du cratère sont d'origine ignée, s'étant formées il y a des milliards d'années à partir de roche en fusion qui se sont refroidie après des éruptions volcaniques. Les roches ignées peuvent offrir de nombreuses informations sur l'intérieur de Mars et l'âge des caractéristiques géologiques. De plus, l'équipe a trouvé des preuves que ces roches ignées avaient interagi avec de l'eau et auraient pu autrefois héberger des microenvironnements habitables.

Mais, comme le note Stack Morgan, les conditions d'enfer qui produisent des roches ignées ne fournissent généralement pas l'environnement optimal pour préserver les preuves d'une vie microscopique fossilisée. Par contre, les roches sédimentaires, comme celles qui constituent le delta de Jezero  offrent, elles, un endroit idéal pour rechercher des signes de vie passée.
Au fil du temps, la boue, le limon et le sable apportés dans le lac qui ont rempli Jezero se sont compactés et  solidifiés en fines couches de roche sédimentaire. Si des organismes microscopiques étaient également présents lors de la formation des roches sédimentaires, ils auraient pu être ensevelis dans les couches, figés dans le temps sous forme d'organismes fossilisées.
Les roches stratifiées d'Enchanted Lake pourraient-elles contenir des preuves que Mars abritait autrefois une vie microscopique ? Peut-être. Cependant, une détermination aussi monumentale devra très probablement attendre que ces échantillons encapsulés dans des tubes spéciaux soient raamenés sur Terre et analysés avec un équipement de laboratoire puissant, trop grand pour avoir été expédié sur Mars. Et tandis que la campagne de retour d'échantillons de Mars prévue par la NASA devrait rapporter environ 30 tubes sur Terre, la NASA doit être sélective quant à la sélection et la préservation de ses prélèvements.

"Enchanted Lake a été notre première image rapprochée avec des roches sédimentaires à Jezero, mais nous allons faire ce que les missions de rover font le mieux : regarder autour de nous, conduire, puis observer encore davantage . Même si nous trouvons d'autres cibles dans le delta à échantillonner, j'aurai toujours une place spéciale dans mon cœur pour les roches qui m'ont montré que nous avions envoyé le rover au bon endroit »,  déclare Stack Morgan.

Persévérance est stationné à mi-hauteur du delta dans un champ de roches sédimentaires que l'équipe scientifique appelle "Hogwallow Flats". Au cours des prochaines semaines, le rover analysera, et peut-être prélèvera, une ou plusieurs roches dans ce secteur. Ensuite, l'équipe décidera de retourner au lac enchanté ou d'explorer d'autres affleurements passionnants du delta.

 

De neo56 (Thomas Appéré)- UMSF 

 

Panorama réalisé avec 26 images individuelles prises par la  Navcam Left camera, à bord de Perseverance, au sol 474 (Juin 20, 2022) à 14h 25 temps local de Mars.

Gros plan de couches stratifiées d'une roche par tau - UMSF - Mosaïque de la caméra Sol 476 Sherloc Watson de ce bloc en couches près du rover.

Toujours de tau :

1. Mosaïque Sol 477 SuperCam Remote Micro-Imager, même détail de la roche de Betty que la mosaïque Sol 476 , mais avec un éclairage solaire différent.

2. Sol 477 SuperCam RMI mosaïque dans le contexte Mastcam-Z

3. Sol 477 Mastcam-Z filtres multispectraux œil gauche 1 à 6 composantes principales

et son anaglyphe :

Mosaïque Sol 476 SuperCam RMI au pied du rocher de Betty dans le contexte Sol 474 Navcam (même contexte pour la mosaïque Sol 477)

De neville thompson (UMSF) un Gigapan sur la même cible :

Un autre :

Un Gif de PaulH51, activités avec le bras de Percy au sol 480 :

 

De nouveau l'imagerie produite par tau :

La falaise stratifiée de "Rocky Top" au sol 483

1. Mastcam-Z filtre oeil gauche 0 image brute, cadre noir supprimé
2. Mastcam-Z oeil gauche, principales composantes des filtres multispectraux 1 à 6
3. Anaglyphe
4. Contexte Navcam

En ce moment les infos relayées sont assez parcimonieuses et on pourra s'en étonner puisque Percy se trouve actuellement à pied d'oeuvre sur la zone de Jezero qui a déterminer le choix de ce cratère comme point d'atterrissage de la mission. Mais peut-être ont-ils ralenti la cadence sachant que j'étais alors en vacances ? Je leur envoie un mail pour les avertir de mon retour. 

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonsoir,

Nouveau prélèvement lors du sol 490 de la mission :

 

De neville thompson (UMSF) Gigapan à partir de l'emplacement de Percy au sol 484.

http://www.gigapan.com/gigapans/229911

 

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonjour,

Pour rendre compte plus en détails des opérations qu'a réalisé Perseverance pendant les dernières semaines, j'ai repris les articles du Blog qui relatent plusieurs étapes importantes de la mission. Petit retour en arrière...

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/388/sometimes-things-get-complicated/

Persévérance étudie Betty's Rock sur le sol 477 (23 juin 2022) :  cette roche stratifiée intéressante provient probablement d'un affleurement au-dessus, mais sa surface rugueuse et ses angles vifs ont empêché Persévérance de collecter une carotte. Au lieu de cela, nous nous nous dirigerons à Skinner Ridge Rock, une cible proche qui ressemble à Betty's Rock mais qui est probablement plus accessible pour l'échantillonnage.  Crédits : NASA/JPL-Caltech. 

Perseverance a un gros travail à faire en parcourant Jezero et en explorant le  Delta Front , qui est  la seconde campagne  de la mission. L'un des  principaux objectifs  de cette mission  est de rechercher des preuves d'une  vie passée, et nous savons, grâce à l'étude des  deltas  sur Terre, que les roches riches en argile à grain fin dans ces environnements sont parmi les meilleures pour préserver les biomarqueurs anciens. Ces biomarqueurs , ou « fossiles moléculaires », sont des molécules organiques complexes créées par la vie et conservées dans la roche jusqu'à des milliards d'années pour certaines classes moléculaires. Dans ce but, Persévérance  fore  des carottes qui seront éventuellement  renvoyées sur Terre où les futurs scientifiques pourraient les analyser dans des laboratoires, en utilisant des instruments et des techniques capables d'identifier et d'extraire les matières organiques, puis de caractériser en détail leurs structures moléculaires. Ces analyses peuvent aider à déterminer si les molécules organiques contenues dans les roches  martiennes sont des biomarqueurs ou des matières organiques abiotiques (non biologiques). Le retour d'échantillons  est l'une des stratégies les plus importantes. Cette mission est donc le premier pas pour rechercher des preuves d'une vie passée dans Jezero !

Persévérance et les équipes scientifiques et d'ingénierie travaillent ensemble pour choisir les bonnes roches à prélever, en utilisant une  suite d'instruments embarqués,  pour comprendre la minéralogie, les distributions élémentaires et détecter si des molécules organiques sont présentes. Ce processus permet de trier les échantillons  et de prédire ceux qui sont les plus susceptibles de contenir des biomarqueurs potentiels. Cependant,  le choix et la collecte d'échantillons  sont souvent difficiles, et il y a toujours un compromis entre l'intérêt scientifique et les contraintes techniques. Parfois, des matériaux fragiles se fracturent, se fissurent ou même  s'effritent  pendant le processus d'abrasion et de carottage, et d'autres roches ont des formes et des angles délicats qui rendent le forage difficile voire impossible.

La semaine dernière, l'équipe espérait échantillonner Betty's Rock, une roche stratifiée composée d'une alternance de matériaux à grains grossiers et à grains fins. Il semble que Betty's Rock provienne de l'affleurement Rocky Top à plusieurs mètres au-dessus, s'étant détchée et atterrissant au bas du front du delta à un moment donné dans le passé. Bien que cette cible soit intrigante, l'équipe a rapidement découvert que ses couches déchiquetées et sa forme biscornue empêchaient le rover de manœuvrer son bras en toute sécurité et de placer la foreuse sur la cible pour abraser et forer. Cependant, tout n'est pas perdu! Après avoir parcouru l'espace de travail, l'équipe a repéré Skinner Ridge Rock, une roche basse qui ressemble beaucoup à Betty's Rock, mais avec une forme beaucoup plus accessible pour les opérations d' abrasion et de carottage. Nous prévoyons de déplacer le rover vers cette cible, d'étudier sa composition et, espérons-le, de prélever un échantillon. Ce processus prendra plusieurs sols (jours sur Mars), mais nous croisons tous les doigts pour réussir. Explorer Mars peut demander beaucoup de travail, mais le rover s'appelle Persévérance pour cette raison !

Images du 9e échantillon prélevé par Perseverance sur le site Hogwallow Flats :

 

Comment le rover évite les collisions et autres ennuis.

Écrit par Vandi Verma, ingénieur en chef des opérations robotiques à la NASA/JPL . 
Le 28/06/2022

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/386/how-the-rover-averts-collisions-and-zaps/

Mars Perseverance Sol 374 - Caméra d'évitement de danger avant droite : le rover Mars Perseverance de la NASA a acquis cette image de la zone devant lui à l'aide de sa caméra d'évitement des dangers avant droite A. Cette image a été acquise le 10 mars 2022 (Sol 374). Crédits : NASA/JPL-Caltech. 

Perseverance comporte un certain nombre de pièces mobiles, notamment son bras robotique, sa perceuse, le mât, les couvercles d'instruments, l'antenne à gain élevé ses roues. Une collision involontaire  du rover avec le terrain pendant les mouvements du rover pourrait causer des dommages irréparables. De plus, l'instrument SuperCam effectue des tirs laser LIBS, sur des cibles à la surface, pour créer un plasma et effectuer des spectroscopies. Nous voulons naturellement empêcher le laser d'atteindre n'importe quelle partie du rover.

Pour éviter cela, Perseverance vérifie les mouvements prévus des parties mobiles en fonction aussi des tirs laser à l'aide de son logiciel de vol Rover Collision Model et arrête de manière autonome toute activité avant qu'un problème ne se produise. Pour effectuer des contrôles de collision du bras robotique, Persévérance anticipe le prochain mouvement du bras et vérifie si, à un moment donné  ce mouvement pourrait provoquer une collision avec le corps du rover. Si le mouvement prévu n'engendre pas de collisions inattendues, il peut  commencer ce mouvement. Parfois, le bras doit être très proche du matériel ou même toucher d'autres parties  du rover, comme lors de l'amarrage pour échanger des forets ou placer un échantillon de cache . Le mobile sait quand les contacts sont intentionnels et leur permet de se produire. Quand Perseverance sélectionne de manière autonome des cibles scientifiques à bord à l'aide d'AEGIS, il utilise le modèle de collision Rover pour filtrer toutes les cibles pouvant entraîner des chocs avant de les sélectionner pour les visées SuperCam.

En règle générale, l'équipe des opérations envoie des commandes au rover une fois par sol et Persévérance doit se protéger si certaines de ces activités ne se déroulent pas comme prévu. Si la foreuse rencontrait ne serait-ce qu'un défaut mineur, comme cela s'est produit au Sol 374, le bras robotique a pu, de manière inattendue, se trouver toujours devant le rover, en touchant la cible. Le tir LIBS prévu dans la continuité du même plan, le lendemain matin visait à frapper un rocher qui était maintenant masqué par le bras. Cela a été évité  par le Rover Collision Model sur le Sol 375.

La vérification des collisions se produit de manière autonome à bord et l'équipe des opérations n'exécute généralement aucune commande déterminante. À moins qu'un mouvement échoue à un contrôle de collision pendant la simulation au sol et doive être ajusté, l'équipe des opérations peut même ne rien remarquer. Rover Collision Model était l'un des modules logiciels de vol que j'ai conçu et programmé, donc je ne peux pas m'empêcher de penser à ce qu'il fait en arrière-plan. Au sol 460, il a effectué plus de 64 000 vérifications de collision sur Mars sans erreur, signalant les collisions là où elles étaient attendues.

Nous sommes arrivés à Hogwallow Flats. J'ai hâte de voir le rover vérifier de nombreuses autres collisions et tirs laser alors qu'il effectue son enquête scientifique passionnante.

 

Etude des déplacements du sable martien.

Écrit par Mariah Baker, scientifique planétaire au Smithsonian National Air & Space Museum. Le 7 juillet 2022.

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/389/searching-for-sand-transport/

Mars Perseverance Sol 488 - Caméra Mastcam-Z droite :  ondulations de sable imagées avec Mastcam-Z sur le sol 488. Ces ondulations seront réimagées pour la détection des changements pendant que le rover est stationné devant le rocher de Skinner Ridge.
Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU. 

Persévérance est actuellement stationné pour l'échantillonnage au rocher de Skinner Ridge . Les activités d'échantillonnage constituent un aspect important de la mission de Persévérance, et la programmation du rover est développée autour d'arrêts d'échantillonnage. Lors de ces arrêts, le rover doit rester immobile pendant au moins douze sols afin de mener des activités scientifiques de proximité, liées à l'abrasion et au carottage. Mais être garé à un endroit pendant cette période prolongée est également utile pour autre chose.  

Les arrêts d'échantillonnage offrent de rares occasions de mener des expériences de «détection de changement», qui sont utilisées pour surveiller le transport de sable par le vent . Le concept de base derrière la détection des changements est simple : comparer des images identiques de la surface acquises à différents moments pour observer le mouvement du sable induit par le vent. Ces observations peuvent être utilisées pour déduire des informations sur la force et la direction relatives des vents soufflant entre les deux images. Les dépôts de sable et les formes de lit éoliennes (telles que les ondulations de sable vues dans l'image Mastcam-Z ci-jointe) sont des cibles idéales pour la détection de ces changements.

Persévérance n'est pas le premier vaisseau spatial à effectuer ce type d'expérience d'imagerie. En fait, des expériences de détection de changement ont été menées pendant de nombreuses décennies, remontant aux premières missions envoyées sur Mars. Les théories développées avant l'exploration robotique prédisaient que les vents martiens contemporains seraient rarement, voire jamais, capables de transporter du sable. Paradoxalement, les images de détection de changement acquises à partir de caméras en orbite ont révélé une migration active des dunes de sable à travers la planète. 

Développer des modèles capables d'expliquer et de prédire efficacement l'activité éolienne sur Mars est essentiel pour interpréter l'histoire climatique et géologique de la planète, ainsi que pour atténuer les risques pour les engins spatiaux se posant sur Mars  et les futurs explorateurs humains. Les missions de surface permettent aux chercheurs d'étudier l'activité éolienne en cours de manière plus détaillée et avec une résolution spatio-temporelle supérieure à celle obtenue depuis l'orbite, ce qui est nécessaire pour concilier l'écart entre théorie et observation. Le mouvement du sable a été observé et étudié  in situ sur les sites d'atterrissage des engins spatiaux, y compris le cratère Gale et le cratère Jezero. Les images acquises au cours des activités en cours de Persévérance sur la roche de Skinner Ridge et lors de futurs arrêts d'échantillonnage seront utilisées pour caractériser davantage l'environnement éolien à Jezero et fourniront de nouvelles informations sur ces vents martiens énigmatiques.
 

[Huitzilopochtli 6 579]

Perseverance prélève le premier noyau du delta.

Écrit par Iona Brockie, ingénieure en échantillonnage à la NASA/JPL

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/391/perseverance-takes-first-core-from-the-delta/

Persévérance a prélevé son premier échantillon dans le delta de Jezero !

Depuis son arrivée dans le delta, le rover a observé et  abrasé  différentes roches pour savoir si elles sont de bons candidats pour notre premier échantillon de carotte dans cette zone. Les premières roches considérées comme se  fracturaient trop facilement  ou avaient des surfaces  trop rugueuses pour placer la foreuse en toute sécurité.   L'équipe a recherché un rocher avec les éléments suivants :

1° Scientifiquement intéressant,
2° Une  surface suffisante et gérable,
3° Assez grand pour contenir une abrasion et deux noyaux, 
4° Devant être résistant au forage.

Mars Perseverance Sol 490 - Caméra Mastcam-Z droite :  Le noyau Swift Run à l'intérieur du trépan de carottage. Crédits :  NASA/JPL-Caltech/ASU. Télécharger l'image › Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU.

Le meilleur candidat était un rocher nommé Skinner Ridge.

La première activité sur ce rocher a été une abrasion appelée Thornton Gap, et immédiatement l'équipe a été excitée. L'abrasion a réussi, révélant la surface interne de la roche sans fracturer la zone environnante. Il a révélé que cette roche contenait des clastes individuels avec des limites claires. La suite complète d'instruments du rover a été utilisée pour enquêter et documenter le patch abrasé, puis il était temps de creuser.

Mars Perseverance Sol 482 : Caméra WATSON : Le patch abrasé Thornton Gap. Notez les clastes visibles dans la roche. Crédits : NASA/JPL-Caltech.

Mars Perseverance Sol 490 - Caméra de navigation gauche :  La zone abrasée et le trou de forage sur le rocher Skinner Ridge. Crédits : NASA/JPL-Caltech

Il s'est avéré être un excellent choix. Le noyau s'appelait Swift Run et sa collecte s'est très bien déroulée. Avec ses 6,70 cm de long, c'est notre  noyau le plus long de la mission jusqu'à présent . Peut-être encore plus excitant était de voir que ces mêmes clastes visibles dans le patch abrasé étaient également visibles dans le noyau. Les données de forage ont montré que la roche était l'une des plus tendres que nous ayons carottées jusqu'à présent. Il ne nécessitait que de faibles niveaux de percussion pour progresser dans la roche, éteignant parfois complètement la percussion lorsque  le forage rotatif seul était suffisant .

Une dernière note pour ceux qui se demandent d'où viennent ces noms. La mission Persévérance  nomme les zones d'après différents parcs nationaux sur Terre . Les roches, les abrasions et les noyaux reçoivent des noms liés à la zone actuelle. Le rover se trouve actuellement dans le quadrilatère de Shenandoah, du nom du parc national américain en Virginie. Skinner Ridge, Thornton Gap et Swift Run sont tous des éléments de Shenandoah.

Depuis l'activité du rover s'est poursuivi.

De PaulH51 (UMSF) Deux de ses images accompagnées de ses propres commentaires :

Le deuxième noyau a été extrait de la roche 'Skinner Ridge' vue dans cette image NavCam au sol 495

Suit ce qui semble être des débris EDL ? Saisi dans cette image HazCam juste en face de 'Skinner Ridge' sur le même sol. Remarque : ce n'était pas à cet endroit au sol 491.

Récapitulatif des échantillons prélevés (Le dixième prélèvement, lui aussi réalisé sur Skinner Ridge, n'a pas encore été enregistré :

https://mars.nasa.gov/mars-rock-samples/

 

[ALAING 58 795]

Il y a 2 heures, Huitzilopochtli a dit :

Suit ce qui semble être des débris EDL ?

C'est pas du rafia pour accrocher les tomates ?

[Huitzilopochtli 6 579]

il y a 57 minutes, ALAING a dit :

C'est pas du rafia pour accrocher les tomates ?

 

 Alain, tu es le genre de jardinier qui utilise moins souvent le rafia que le tafia. 

[ALAING 58 795]

il y a 8 minutes, Huitzilopochtli a dit :

tu es le genre de jardinier qui utilise moins souvent le rafia

Je n'utilise que du rafia pour mes tomates

Et je préfère notre floc au ratafia

[Huitzilopochtli 6 579]

https://mars.nasa.gov/technology/helicopter/status/392/ingenuity-postpones-flights-until-august/

C'est actuellement la période hivernale poussiéreuse dans l'hémisphère nord de Mars, ce qui signifie qu'il y a plus de poussière dans l'atmosphère et moins de lumière solaire pour  recharger les batteries d'Ingenuity. Les niveaux de poussière devraient diminuer progressivement en juillet, raison pour laquelle l'équipe a décidé d'accorder une pause aux batteries de l'hélicoptère pendant les prochaines semaines et de rétablir ainsi leur état de charge quotidien. Si le temps le permet, Ingenuity devrait être de retour dans les airs vers le début du mois d'août.

 

Emplacement de l'hélicodrone au 18 juin (PaulH51 - UMSF)

 

Dernière image disponible sur le  blog :

 

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonjour,

 

Marquage laser sur Mars. Écrit par Roger Wiens, chercheur principal, SuperCam / Co-chercheur, instrument SHERLOC à l'Université Purdue

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/393/laser-marking-on-mars/

Traduction automatique corrigée :

Si votre nom commence par "L", vous aimerez cet article sur la première lettre gravée au laser sur Mars. De temps en temps, nous voyons des dessins animés dans lesquels un rover martien est conduit selon un parcours inscrivant  avec ses traces de roues des lettres dans le sable. Les lettres forment une phrase idiote, et le dessin animé a généralement des extraterrestres sur le côté, riant ou perplexe sur le sens que l'on peut lui donner. 

L'utilisation de lasers à bord des rover martiens  permet également de faire des graffitis sur des roches martiennes. Comme les instruments de la NASA sont généralement utilisés strictement pour la science, je ne pensais pas que des graffitis au laser seraient un jour réalisés sur Mars. Mais des gens y avaient déjà pensé ! Lorsque je suis arrivé au JPL pour le débarquement de Curiosity en 2012, j'ai été surpris de constater qu'un de nos ingénieurs en charge du développement des programmations sur le prédécesseur de SuperCam avait écrit une longue séquence qui utiliserait le laser pour écrire le nom de l'instrument sur la surface d'une roche. C'était amusant mais nous n'avons jamais gaspillé notre temps avec cette idée. Pourtant, lors de la mission de Persévérance, nous avons trouvé une raison d'utiliser le marquage laser. 

Il y a environ deux ans, j'ai reçu un appel du professeur Ben Weiss du Massachusetts Institute of Technology me demandant quelles étaient les capacités de marquage laser de SuperCam. Ben venait de rejoindre Perseverance par le biais de l'équipe Return Sample Science, un groupe se concentrant sur la collecte d'échantillons pour un retour sur Terre, dans le but de s'assurer que les échantillons seraient collectés dans les meilleures conditions pour garantir leur valeur scientifique une fois dans nos labos sur Terre.  La spécialité de Ben est le paléomagnétisme. C'est l'étude du magnétisme induit par le champ magnétique terrestre au moment de la formation de la roche. Mars a actuellement un champ magnétique très faible, mais l'intensité du champ magnétique martien dans le passé est largement inconnue. Cela a des implications importantes pour la conservation ou la perte de l'atmosphère de Mars au fil du temps, entre autres choses.

Pour chaque carotte de roche martienne rapportée sur Terre, nous devrons connaître son orientation d'origine. Si les surfaces de ces carottes ont des caractéristiques facilement reconnaissables, ce n'est pas un problème. Cela a été le cas avec les noyaux collectés jusqu'à présent. Cependant, si la surface est uniforme, à grain fin, il se peut que rien ne distingue son orientation de rotation. Dans ce cas, nous devons faire des marques artificielles sur la surface de la roche prélevée. 
Nous ne disposons pas de marqueur noir, mais nous avons un laser pulsé. Donc, l'appel de Ben à mon laboratoire, il y a quelques années, nous a fait réfléchir à la façon de marquer les échantillons de carottes, et dès lors, nous avons commencé quelques tests. Le JPL a expédié plusieurs roches de dureté variable au Laboratoire national de Los Alamos où elles ont été marquées avec des trous réalisés par des nombres de tirs laser variables. Les roches ont été renvoyées au JPL pour un carottage ultérieur.

Mars Perseverance Sol 471 - Caméra SuperCam :  Trois marques laser sombres en forme de lettre « L » légèrement inclinée ont été produites à la surface de la roche de la cible « Pinefield Gap » (Sol 471) comme essai pour marquer la surface d'une carotte. La marque L est un moyen de maintenir la connaissance de l'orientation de rotation de la roche après que la carotte ait été extraite au même endroit. L'orientation d'origine de la surface du noyau sera utile pour comprendre les directions d'origine du champs magnétique dans les échantillons après leur retour sur Terre. Le L mesure 2,5 mm de haut sur 1,0 mm de long (0,1" x 0,04"). L'instrument SuperCam a produit les trous laser en effectuant 125 tirs pour chaque marque et a également pris cette image. Crédits : NASA/JPL-Caltech/LANL/CNES/IRAP

Eté 2022 : L'équipe SuperCam a été sollicitée pour marquer un rocher en vue d'un carottage, et cela avec seulement quelques jours de préavis. J'étais occupé par les opérations  de SuperCam, et voyant à quel moment nous pourrions avoir besoin des marques, nous avons entrepris un essai pour une séquence de marquage de base. Nous avions préparé différents patrons pour la marque. Le principe de base est de comprendre l'orientation rotationnelle de la carotte après qu'elle a été retirée de la roche et placée dans le tube échantillon. Pour cela, n'importe quel motif asymétrique tel qu'une flèche ferait l'affaire. Cependant, voulant être efficaces, nous avons décidé d'utiliser le modèle le plus simple, composé de trois points (ou trous laser) avec une distance inégale entre eux, comme une lettre majuscule "L". SuperCam effectue normalement des balayages en ligne (une seule ligne) ou des motifs de grille. Pour produire la forme en "L", nous avons pris un motif quadrillé 2x2 et supprimé un point de la séquence, de sorte que le laser n'a fait que trois trous. En utilisant 125 tirs laser par marque, le résultat est montré dans l'image de la cible "Pinefield Gap". Les carottes d'échantillon ont un diamètre de 13 mm (0,5"), de sorte que les motifs en L doivent bien s'inscrire à leurs surfaces. Avec le succès du test, nous sommes prêts à utiliser la procédure pour marquer les futurs échantillons.

Au cours de la semaine dernière, Persévérance a terminé son doublon d' échantillons de la formation delta du cratère Jezero, du bloc Skinner Ridge à Hogwallow Flats. Au cours du week-end, Perseverance a parcouru environ 25 mètres jusqu'à Wildcat Ridge, situé légèrement plus bas que Hogwallow, pour une exploration plus approfondie.

 

Phil Stooke :

 

tau :
Mosaïque Sol 497 SuperCam Remote Micro-Imager avec contexte Mastcam-Z et anaglyphe

Mosaïque Sol 497 SuperCam Remote Micro-Imager no. 2 avec sol 492 Mastcam-Z contexte 

 

PaulH51 :

Sol 504 :  patch d'abrasion  5 cm de diamètre . Situé sur un rocher appelé «Wildcat Ridge» dans le secteur de Hogwallow Flats.
Cette fois, les roches à grains fins de la bande de Bacon ne se sont pas fragmentées lors de l'abrasion. On dirait qu'il y a peut-être une fracture existante et ce qui ressemble à un remplissage de fracture de couleur claire.

 

[ALAING 58 795]

Merci 8zi pour cette superbe vue en 3D et pis le reste aussi

Bonne journée,

AG

 

[jackbauer 2 13 728]

 

[penn 20 252]

Pour des raisons diverses et variées ça faisait un moment que je n'étais pas passée.

Par curiosité, j'ai fait un tour sur le net pour zieuter tous les sols en retard.

 

Avec les images MCZ_RIGHT (18 images), voici une petite mosaïque.

J'aime beaucoup la structure feuilletée de la roche.

Et sur la gauche il y a une pierre avec un petit "casque" dessus, c'est un relief vraiment sympa  ! 

(clic droit "ouvrir dans un nouvel onglet" et reclic pour avoir la taille maxi et le nez dans la poussière)

 

 

 

 

 

[serge vieillard 6 747]

oui, c'est marrant comme cette mission semble moins passionner les foules- c’est un peu mon cas au regard des aventures MER et Perceverance. Pourtant un hélico et du prélèvement d'échantillons, ya de quoi s'en mettre sous la dent

[Huitzilopochtli 6 579]

Bonsoir,

 

L'équipe Ingenuity se prépare pour le prochain vol 30

https://mars.nasa.gov/technology/helicopter/status/398/ingenuity-team-spun-up-for-upcoming-flight-30/

Écrit par Teddy Tzanetos, chef d'équipe Ingenuity au Jet Propulsion Laboratory de la NASA

Cela fait plus d'un mois que nous avons mis à jour pour la dernière fois notre blog sur notre vaillant combattant hivernal, se trouvant actuellement à 96 millions de kilomètres de nous. L'équipe se prépare pour le prochain vol d'Ingenuity qui pourrait avoir lieu dès ce week-end. Cette 30ème excapade sera courte et principalement effectuée pour vérifier l'état d'un engin sensé avoir survécu à 101 sols d'hiver sur Mars. Nous collecterons des données pour la future campagne de retour d'échantillons martiens et pourrons éliminer si nécessaire la poussière qui se serait déposée sur le panneau solaire depuis le vol 29.

Cette image de l'hélicoptère Ingenuity a été prise par l'instrument Mastcam-Z du rover Perseverance le 15 juin 2021, au 114e jour martien de la mission. Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS.

Que s'est-il passé dernièrement :

C'est encore l'hiver dans Jezero Crater, ce qui signifie que les températures nocturnes atteignent mois 86° Celsius. L'hiver sur Mars signifie également que la quantité d'énergie solaire atteignant notre panneau solaire reste inférieure à ce qui est nécessaire pour maintenir en charge nos batteries chaque sol . Cependant, pendant la journée, le panneau continue à générer suffisamment d'énergie pour permettre des vols de courtes durées. C'est ce que nous avions déjà fait lors du vol 29, et ce sera encore le cas pour le vol 30.

Mais le vol 29 a été effectué il y a plus de deux mois, le 11 juin, et Ingenuity a maintenant subit 101 sols de congélation nocturne. Pour confirmer qu'il est toujours en état de voler, nous avons effectué des tests à 50 tr/min le 6 aout et, le 15 août nous avons réalisé un essai à grande vitesse en faisant tourner le rotor à des vitesses de vol de 2 573 tr/min pendant plusieurs secondes.

PaulH51 (UMSF) propose un Gif  du 2ème essai :

La télémétrie en liaison descendante après les deux tests indique qu'Ingenuity est prêt à voler.

Notre trentième vol sera similaire au deuxième. Le 22 avril 2021, le vol 2 avait été le premier à inclure un mouvement latéral. Nous nous étions déplacé latéralement de 4 mètres puis étions revenus à la position initiale, avant d'atterrir. 

Le vol 30 sera plus court, se déplaçant latéralement de seulement 2 mètres puis atterrissant, mais avec l'objectif spécifique de fournir les données sur la capacité à approcher avec précision une cible au sol. Les performances de notre système de navigation seront utiles à l'équipe de l' hélicoptère de récupération d'échantillons (qui fait partie du programme de retour d'échantillons martiens) dans leurs premiers travaux de conception d'un système de navigation pour un hélicoptère de nouvelle génération. 

Le vol 30 en chiffres :

Nous avons programmé le décollage plus tard (que d'habitude) dans l'après-midi, vers 16h00, heure locale, pour donner aux batteries d'Ingenuity autant d'énergie que possible. Lorsque le vol commencera, l'hélicoptère montera à une altitude maximale de 5 mètres, effectuera une translation latérale d'environ 2 mètres, puis atterrira. Le temps total en l'air sera d'environ 33 secondes.

Nous avons ensuite l'intention de poursuivre notre trajectoire de vol vers le delta dans les semaines à venir, tandis que les conditions continuerons de s'améliorer (et donc aussi la charge de batterie récupérable quotidiennement). Avec des états de charge de batterie plus élevés, les vols seront plus longs, et finalement Ingenuity pourra alimenter ses radiateurs internes pendant la nuit, ce qui empêchera son électronique de geler dans le froid martien chaque soir. Une mise à niveau du logiciel de vol est également prévue en septembre pour fournir de nouvelles capacités de navigation car Ingenuity doit mieux pouvoir survoler  le terrain accidenté du delta dans les mois à venir.

Depuis le début du mois Perseverance n'est pas resté totalement inactif :

Liste complétée des échantillons prélevés :

De tau (UMSF) : Mosaïque Sol 510 SuperCam Remote Micro-Imager avec contexte Mastcam-Z et contexte Sol 509 Navcam

Micro-imageur à distance Sol 512 SuperCam

Commentaires de tau :  Mosaïque Sol 520 SuperCam Remote Micro-Imager avec contexte sol 518 Mastcam-Z. Quatre ou cinq des dix trous laser ont touché un revêtement qui est vraisemblablement de l'hématite (couleur bleu-gris dans cette image). La fissure à droite du revêtement est remplie d'un matériau de couleur claire, probablement une veine de gypse.

Mosaïque Sol 522 SuperCam Remote Micro-Imager dans une image contextuelle Mastcam-Z avec "marsonaute" pour l'échelle.

Mosaïque Sol 526 SuperCam Remote Micro Imager

 Mosaïque sol 526 SuperCam RMI dans une image contextuelle sol 507 Mastcam-Z

Gros plans sur une curiosité géologique faisant l'objet d'un intérêt particuliers :

"Voici quelques détails supplémentaires sur la caractéristique discutée."

1. La partie centrale de la mosaïque sol 526 SuperCam RMI avec échelle ajoutée.
2. Sol 526 Mastcam-Z wiggle-stereo image
3. Sol 526 Mastcam-Z anaglyphe

"Comme on peut le voir sur les deux images stéréo, le côté gauche de la "masse" dépasse. Derrière se trouve une cavité d'une profondeur d'environ 20 à 30 cm. Le fond de la cavité est constitué de grès et/ou de sable d'une granulométrie d'environ 0,7 à 1 mm."

"Le bloc semble continuer dans la roche en direction du nord-est (à droite sur les images). La distance entre la caméra et l'affleurement était d'environ 24 m."

 

 

 

Désormais Percy se dirige vers le "lac enchanté"

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/status/397/perseverance-soon-heads-to-enchanted-lake/

Écrit par Steven Lee, chef de projet adjoint de la persévérance au Jet Propulsion Laboratory de la NASA

Où est Persévérance ?

https://mars.nasa.gov/mars2020/mission/where-is-the-rover/

Après un séjour prolongé à "Wildcat Ridge", l'équipe de Persévérance se prépare à se diriger vers le sud-ouest vers un autre affleurement sédimentaire du delta de Jezero Crater appelé Enchanted Lake. Ce site a  enthousiasmé notre équipe scientifique quand  nous l'avions visité pour la première fois en avril. 

Cette image de l'affleurement rocheux "Lac enchanté", nommé de manière informelle d'après un lieu dans le parc national et réserve de Katmai en Alaska, a été prise par l'une des caméras d'évitement des risques (Hazcams) du rover  Perseverance. Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU.

La route vers «Enchanted Lake» devrait commencer dans les prochains jours avec une arrivée début septembre.
Avant de commencer le trajet, nous poursuivrons nos efforts pour évaluer les deux petits morceaux de débris d'objets étrangers (FOD) en forme de fils, détectés sur l'un des forets de carottage du rover. L'équipe du rover se sent tranquille pour aller de l'avant en raison des progrès réalisés dans son enquête FOD . Depuis qu'il a été identifié pour la première fois le 5 août, dans l'imagerie du système de collecte d'échantillons, et cela après le prélèvement d'un 12ème échantillon, le FOD a fait l'objet de plusieurs  diagnostiques méthodiques dans le but de mieux comprendre sa nature. 

Image prise le 17 août 2022, le 531ème sol de la mission montre l'arrière de Coring Bit 2 dans le carrousel des prélèvements du rover Perseverance. Un morceau de débris d'un corps étranger ondulé en forme de fil peut être vu sur le côté gauche du trépan. Le carottier 2 a récemment été utilisé pour échantillonner une roche sédimentaire à « Wildcat Ridge ». Crédits : NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Nous avons commandé au rover de déplacer, faire pivoter ou faire vibrer des éléments qui, selon nous, pourraient abriter des FOD. Et nous en avons obtenu plusieurs séries d'images, sous différents angles et dans différentes conditions d'éclairage à partir de caméras mobiles : Mastcam-Z, Navcam, Hazcam, Supercam et même la caméra WATSON (Wide Angle Topographic Sensor for Operations and eNgineering) située sur la tourelle du rover. Enfin, un examen approfondi des récentes activités de carottage et de transfert d'échantillons confirme qu'elles ont toutes été exécutées nominalement sans aucune indication d'interférence de la part du FOD.

L'analyse de la dernière série d'images, en liaison descendante plus tôt dans la journée, indique que si les deux petits morceaux restent visibles dans la partie supérieure du système de forage, aucun nouveau "intrus" n'a été observé. De plus, les images prises du sol sous le bras robotique et la tourelle, ainsi que sur le pont du rover, n'ont également montré aucun nouveau FOD.

Notre situation actuelle me rappelle un  problème de même nature que nous avions rencontré en janvier de cette année. À l'époque, c'était de petits cailloux dans le carrousel de prélèvements. Même si nous savions que le carrousel était robuste et construit pour fonctionner dans un environnement sale, nous avions pris notre temps pour mieux comprendre la situation avant de passer à autre chose. Je pense qu'il en sera de même cette fois-ci. Le fait que nous n'ayons détecté aucun nouveau débris, nous donne confiance et nous pouvons avancer (au sens propre comme au sens figuré) dans notre étude scientifique du delta, tout en continuant à faire notre possible pour mieux comprendre l'origine de ces débris.

Prochain arrêt, Enchanted Lake !
 

Modifié 20 août 2022 par Huitzilopochtli

[Huitzilopochtli 6 579]

Un article passionnant mais... extrêmement long... livrant les résultats de la première partie de la mission de Perseverance dans le cratère Jezero. Pas certain que cela intéresse grand monde, mais il m'a semblé essentiel d'en donner connaissance dans ce topic.  

Roches ignées altérées par voie aqueuse et échantillonnées par le rover sur le plancher du cratère Jezero

https://www.science.org/doi/10.1126/science.abo2196

Traduction automatique (étant donné la longueur de l'article je n'y ai apporté aucune correction - ce qui donnera à l'occasion  des formulations et des répétitions gênantes - désolé) La numération entre parenthèse émaillant le texte se rapporte à des références détaillées consultables à la fin de l'article dont le lien est donné ci-dessus, très utiles pour approfondir un point particuliers. :

Résumé :

Le rover Persévérance a atterri dans le cratère Jezero pour enquêter sur les anciens dépôts de lacs et de rivières. Nous rapportons des observations du fond du cratère, sous le delta sédimentaire du cratère, trouvant que le plancher est constitué de roches ignées altérées par l'eau. L'unité exposée la plus basse, nommée officieusement Séítah, est une roche grossièrement cristalline riche en olivine, qui s'est accumulée à la base d'un corps de magma. Les carbonates Fe-Mg le long des joints de grains indiquent des réactions avec le CO2 eau riche, dans des conditions pauvres en eau. Au-dessus de Séítah se trouve une unité nommée de manière informelle Máaz, que nous interprétons comme des coulées de lave ou le complément chimique de Séítah dans un corps igné en couches. Les vides dans ces roches contiennent des sulfates et des perchlorates, probablement introduits par l'évaporation ultérieure de la saumure près de la surface. Des carottes de ces roches ont été stockées à bord de Persévérance pour un éventuel retour sur Terre.

Le rover Persévérance, qui fait partie de la mission Mars 2020, a atterri sur le sol du cratère Jezero le 18 février 2021. Persévérance a été conçu pour caractériser la géologie, enquêter sur les enregistrements du climat passé et rechercher des preuves d'une éventuelle vie ancienne contenue dans les roches déposées lorsque Les conditions de surface martiennes étaient plus habitables qu'aujourd'hui ( 1 ). La mission pluriannuelle vise à sélectionner, collecter et documenter environ 35 échantillons de roche et de sol, pour un éventuel transport vers la Terre par de futures missions d'analyse en laboratoire ( 1). Nous rapportons les résultats de la campagne scientifique qui s'est déroulée jusqu'à la mission sol (jour martien) 290, explorant la géologie et la géochimie des unités géologiques sur le fond du cratère Jezero. Ces roches, qui font partie d'une stratigraphie régionale, témoignent d'une période ancienne où les cratères d'impact, le volcanisme et l'eau façonnaient activement la surface de la planète.

Le cratère Jezero, d'un diamètre de 45 km, se trouve sur le flanc ouest d'Isidis, un bassin d'impact géant d'âge noachien [~4,0 Ga ; ( 2 )] et au nord-est de Syrtis Major, un volcan bouclier plus jeune ( 3 ). Jezero a été formé par un impact sur une unité de sous-sol noachien précoce qui comprend des dépôts d'impact d'Isidis ( 3 - 6 ). Le cratère a ensuite accueilli un lac à bassin ouvert, alimenté par un vaste système de vallées fluviales actives à la fin du Noachien [~ 3,6-3,8 Ga; ( 7 )] à Hespérien ancien [>3,2 Ga ; ( 8 )]. Les sédiments déposés par ces rivières dans le lac de cratère ont produit un delta contenant de l'argile et du carbonate, qui semble être bien conservé ( 4 , 8 - 10). Les vallées qui alimentaient Jezero traversent une stratigraphie régionale comprenant une unité à olivine, partiellement altérée en carbonate ( 11 , 12 ), qui recouvre le socle noachien. L'unité d'olivine est à son tour recouverte par une unité de rétention de cratères à faible albédo, avec des signatures spectrales de pyroxène ( 5 , 13 ). Les trois plus grands bassins d'impact de Mars sont chacun entourés de telles roches contenant de l'olivine ( 14 ). L'unité d'olivine sur les marges sud et ouest du bassin d'Isidis est la plus grande unité contiguë riche en olivine sur Mars, avec plusieurs origines hypothétiques : fonte d'impact ( 3 , 5 ), magmatisme extrusif ou intrusif ( 15 - 17), chute de cendres volcaniques ( 18 ), dépôt de surtension pyroclastique ( 19 ) et sédimentation détritique ( 20 ).

Des unités rocheuses potentiellement équivalentes à cette stratigraphie régionale se trouvent sur le fond du cratère Jezero ( 9 , 21 ). La cartographie orbitale de l'intérieur du cratère Jezero ( 21 ) avant l'atterrissage a délimité une unité porteuse de pyroxène, avec une forte densité de cratères d'impact superposés, nommée Crater Floor Fractured Rough (ci-après Cf-fr), et une unité porteuse d'olivine nommée Crater Floor Fracture 1 (Cf-f-1). Persévérance a directement accédé à ces deux unités géologiques ( Fig. 1B ). Les roches de Cf-fr, nommées de manière informelle (texte supplémentaire) la formation de Máaz, ont été interprétées comme étant des coulées de lave ( 9 , 22 ) ou des grès déposés par l'eau ou le vent ( 21 , 23 ).). Le comptage des cratères sur cette unité limite l'âge des roches du fond du cratère de Jezero, mais des études ont donné des estimations d'âge incohérentes de 1,4 à 3,45 Ga ( 9 , 22 , 24 ). La densité de cratères spatialement hétérogènes sur cette unité ( Fig. 1B ) est probablement à l'origine de cette différence d'âge et indique que la formation de Máaz a connu une histoire complexe d'exposition en surface. Des roches contenant de l'olivine se trouvent à l'extérieur du cratère Jezero, drapant le bord et à l'intérieur du cratère ( 9 ). Il a déjà été proposé que les roches à olivine de l'unité Cf-f-1, appelées de manière informelle la formation de Séítah, partagent une origine avec l'unité régionale à olivine ( 9 , 21 , 25), éventuellement retravaillées ou modifiées chimiquement par l'eau dans le cratère Jezero ( 21 , 23 ). Bien que la formation de Séítah ait été interprétée comme plus ancienne que le delta et son lac associé ( 21 , 23 , 26 ), l'âge de la formation de Máaz par rapport au delta est débattu. La formation de Máaz a été interprétée comme l'une des unités les plus jeunes du cratère, postérieure à tous les dépôts du delta ( 27 ), ou comme sensiblement plus ancienne, antérieure au delta ( 21 , 23 , 28 ). Une grande partie de la formation de Séítah est topographiquement plus élevée que la formation de Máaz, mais des études antérieures s'accordent à dire qu'elle est néanmoins plus ancienne ( 23 ,28 ).

 

Fig. 1 . Images orbitales de la zone d'étude du plancher du cratère Jezero.

( A ) Carte de base de la caméra contextuelle (CTX) de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) recouverte par des images couleur de la caméra stéréo haute résolution de Mars Express. La zone d'étude se trouve sur le côté ouest du cratère Jezero, à quelques kilomètres à l'est du delta (indiqué par la lettre D). ( B ) High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) image couleur du site d'atterrissage du rover à Octavia E. Butler landing (OEB), et sa traversée jusqu'au sol 290 (chemin blanc ; chaque cercle sur le chemin est la fin d'un sol ). Les emplacements des quatre plaques d'abrasion sont marqués en italique, et quatre reliefs, Séítah, crête d'Artuby, le vestige du delta de Kodiak ( 60) et l'affleurement de Mure sont marqués en blanc. Séítah est caractérisée par d'abondantes formes de lit éoliennes et des crêtes orientées nord-est-sud-ouest. La région à l'est et au sud-est de l'OEB fait partie de la formation de Máaz, qui présente une densité de cratères d'impact élevée mais variable. ( C ) Partie agrandie du panneau B, recouverte d'une carte géologique montrant notre distribution interprétée des formations Séítah et Maaz. Les couleurs indiquent la distribution cartographiée des membres de la formation (étiquetés) et le contact de la formation est indiqué par la ligne blanche en pointillés. Le membre Contenu n'est visible qu'à l'endroit indiqué. La figure S5 montre les colonnes stratigraphiques associées à cette carte.

Lors de l'entrée dans l'atmosphère, le système de navigation relative au terrain du vaisseau spatial Mars 2020 ( 27 ) a sélectionné de manière autonome le site d'atterrissage sûr le plus probable disponible, qui était à 18,4447°N, 77,4508°E, entre le terrain de Máaz fortement cratéré à l'est et les abondantes formes de lit éoliennes. du terrain Séítah à l'ouest ( Fig. 1). Cet endroit a été officieusement nommé site d'atterrissage Octavia E. Butler (OEB); il se trouve sur une étroite bande de topographie lisse, à environ 2 km au sud-est de l'escarpement du delta et à quelques dizaines de mètres du contact géologique Séítah-Máaz. Ni le terrain cratérisé de la formation de Máaz ni le terrain sablonneux accidenté de la formation de Séítah ne conviennent aux opérations de rover, mais une étroite bande lisse de roches de Máaz près de leur contact a fourni une voie traversable pour la première campagne scientifique de la mission. Après l'achèvement de la mise en service du matériel et des vols de démonstration de l' Ingenuityhélicoptère, en juin 2021, le rover s'est lancé dans un aller-retour vers le sud puis vers l'ouest, dans le but de documenter les deux formations. Cette route a permis d'accéder à une abondante exposition de surface des roches de Máaz et à des expositions plus limitées du socle rocheux de Séítah, ainsi qu'à un escarpement nommé de manière informelle la crête d'Artuby qui délimite les deux unités ( Fig. 1C ).

Observations rover :

Nous avons utilisé Perseverance pour acquérir des cartes texturales, compositionnelles et minéralogiques co-localisées, à l'échelle microscopique et à l'échelle de l'affleurement, le long d'une traversée de 2,4 km du fond du cratère Jezero. La structure du sous-sol a été imagée avec un radar pénétrant dans le sol ( 29 ). Nous avons caractérisé les surfaces naturelles des affleurements rocheux le long de la traversée du rover à l'aide de la caméra stéréoscopique multispectrale Mastcam-Z ( 30 ), de la caméra microscopique WATSON [Wide Angle Topographic Sensor for Operations and eNgineering ( 31 )] et de la caméra induite par laser Supercam. claquage et spectromètre infrarouge visuel ( 32). Ces instruments sont plus efficaces s'il y a peu de revêtement des surfaces rocheuses par la poussière et d'autres matériaux. Le dépoussiérage est également requis pour les instruments de science de proximité SHERLOC (Scanning Habitable Environments with Raman and Luminescence for Organics and Chemicals), un spectromètre Raman et fluorescence ( 31 ), et PIXL (Planetary Instrument for X-ray Lithochemistry), un X-ray spectromètre à fluorescence de rayons ( 33 ). Pour enlever le revêtement de poussière, les roches ont été étudiées après avoir abrasé une fosse circulaire d'environ 5 cm de diamètre et d'environ 1 cm de profondeur dans chaque cible. Les débris ont été retirés de la zone d'abrasion résultante à l'aide de gaz N 2 comprimé ( 34). Des observations de proximité ont été prises sur quatre sites d'abrasion (officieusement nommés Guillaumes, Bellegarde, Garde et Dourbes ; Fig. 1B ) ; la collecte d'échantillons a été tentée sur chacun de ces sites, à l'exception de Garde.

Descriptions des formations Máaz et Séítah

Maaz :

La formation de Máaz est constituée d'un socle rocheux en blocs, massif et stratifié ( Fig. 2 et fig. S1). Les surfaces naturelles des roches de formation de Máaz contiennent occasionnellement des grains de taille mm et des vides ou des fosses de mm à cm. De nombreux affleurements de la formation de Máaz semblent polis et rainurés par l'abrasion éolienne. D'autres semblent échouer le long de fractures concentriques, compatibles avec une altération sphéroïdale (fig. S1C). Les roches de Máaz sont souvent partiellement recouvertes de régolithe, de poussière et parfois d'une couche ou d'une croûte violette discontinue ( Fig. 3A ) ; les textures rocheuses sont plus clairement observées sur les surfaces abrasées mécaniquement. Les structures sédimentaires formées par le transport des grains, telles que les ondulations et les dunes en migration, n'ont pas été observées dans cette formation.

 

Fig. 2 . Images mobiles de roches ignées dans la formation de Máaz.

Tous les panneaux affichent des images Mastcam-Z aux couleurs améliorées. ( A ) Image acquise sur le sol 138, montrant des affleurements friables en bas-relief du membre Roubion (mb; premier plan) recouverts en amont par des caprocks résistants du membre Rochette. ( B ) Image acquise au sol 175 montrant les roches stratifiées du membre de l'Artuby, coiffées par les roches résistantes du membre de la Rochette. Les couches d'éléments d'Artuby ont une épaisseur allant de moins de 1 cm à plusieurs décimètres et sont généralement planes. Les flèches blanches indiquent les saillies arrondies des affleurements. ( C) Image acquise sur le sol 282, montrant la couverture stratifiée du membre Rochette. Les couches varient en épaisseur de plusieurs centimètres à plusieurs décimètres et montrent une tendance apparente à l'épaississement à la hausse. Les couches sont planes et plongent ~10° vers le sud (dans la page). Les images source ( 39 ) de cette figure et illustrées ci-dessous ont été équilibrées en blanc, étirées en contraste et corrigées en gamma pour améliorer la visibilité et le contraste.

 

Fig. 3 . Images au microscope de plaques d'abrasion.

( A ) Image WATSON de la plaque d'abrasion de Guillaumes, sur le membre Roubion de la formation de Máaz, acquise sur le sol 160. Des minéraux clairs et foncés de taille millimétrique s'imbriquent, un matériau blanc brillant et brun à noir recouvre les surfaces et remplit les interstices, et plusieurs trous et crevasses pénètrent dans la roche. ( B ) Images combinées SHERLOC et WATSON de la zone d'abrasion de Bellegarde, sur le membre Rochette de la formation de Máaz, acquise sur le sol 186. Des minéraux clairs et foncés de 0,5 à 1 mm sont présents, recouverts ou colorés de matière brune, mais moins abondamment que à Guillaumes. La flèche noire pointe vers un matériau blanc brillant, également teinté de brun, remplissant probablement un vide dans la roche. ( C) Images combinées SHERLOC et WATSON de la plaque d'abrasion de Dourbes, sur le membre Bastide de la formation Séítah, acquises au sol 257. Des grains clairs de taille 2-3 mm sont entourés d'un minéral vert foncé. Une matière brune apparaît sur la plupart des joints de grains et recouvre parfois les grains plus clairs.

Le membre de Roubion est exposé à l'élévation la plus basse le long de la traverse et nous en déduisons donc qu'il s'agit de l'intervalle le plus ancien de la séquence de Máaz (fig. S5). Ce membre est composé de surfaces rocheuses basses d'échelle métrique (moins de 5 cm de relief), qui sont fracturées de manière polygonale. La plaque d'abrasion de Guillaumes a été réalisée sur un tel affleurement du membre du Roubion ; elle révèle des grains clairs et foncés avec une teinte brune omniprésente mais hétérogènement distribuée ( Fig. 3A). Dans les régions les moins brunâtres, nous avons observé des grains prismatiques imbriqués de taille millimétrique gris foncé/vert et de tons clairs, sans aucun signe de porosité intergranulaire ou de ciment visible. Bien que parfois allongés, les grains ne présentent aucune orientation préférentielle. S'il est igné, les grains grossiers suggèrent une vitesse de refroidissement modérément lente (c'est-à-dire qu'il s'agit d'une roche holocristalline ou microgabbroïque). Des vides ou des piqûres de forme irrégulière, jusqu'à 5 mm de diamètre, sont présents dans la zone d'abrasion, qui contient également des crevasses allongées. Les bords de ces caractéristiques, et plusieurs autres zones de la surface d'abrasion, semblent être recouverts d'un manteau lisse rouge-brun ou noir qui masque partiellement ou complètement les grains sous-jacents. De nombreux grains plus clairs sont tachés de brun rougeâtre de manière variable. Des taches de forme irrégulière de taille millimétrique de matériau blanc brillant, certains également tachés de brun, se produisent entre les grains (probablement dans des vides remplis) et en tant que revêtement de surface sur certains des grains prismatiques. Dans l'ensemble, ces observations sont cohérentes avec une roche ignée qui a subi une altération aqueuse (modification par réactions avec l'eau).

En amont et vers l'ouest le long de la crête de l'Artuby, un escarpement linéaire d'environ 1 km de long qui révèle 2 à 3 m de stratigraphie à pendage sud-ouest sur son côté nord-est ( Fig. 2B ), le membre de Roubion se transforme en membre de l'Artuby, qui se distingue par la présence de stratification distincte. Le membre d'Artuby est composé de couches d'une épaisseur décimétrique avec des protubérances arrondies et une texture de surface granuleuse apparemment grossière, bien que celle-ci soit parfois masquée par du régolithe ( Fig. 2et fig. S1). Les couches épaisses sont séparées par de fines couches récessives à l'échelle inférieure au cm, et parfois se transforment latéralement en elles. Les roches stratifiées du membre de l'Artuby sont généralement recouvertes d'une roche de couverture résistante, le membre de la Rochette, qui peut être tracée latéralement sur des centaines de mètres le long de la crête de la crête de l'Artuby. Cette roche couverture semble également s'étendre vers le sud à partir de la crête sous forme d'expositions planes fragmentées en blocs partiellement recouvertes de régolithe ( Fig. 1B). Le membre Rochette a une épaisseur d'environ 30 à 50 cm et semble parfois sans structure, mais présente plus souvent une stratification à l'échelle du cm. Sur un affleurement nommé de manière informelle Mure (fig. S1, D et E), la roche de couverture de la Rochette présente de fines couches qui se pincent sous des couches plus massives, et une chaîne de fosses d'environ 2 cm de large (éventuellement des vésicules) qui, sur environ 75 cm, trace le courbure de la couche dans laquelle il est enfermé. Un deuxième patch d'abrasion, Bellegarde, a été réalisé sur un bloc tabulaire du membre de la Rochette, sur la crête de l'arête de l'Artuby. Bellegarde se caractérise par des cristaux plus petits (~ 0,5 mm) d'apparence similaire à Guillaumes ( Fig. 3). Ces cristaux sont parfois colorés par un matériau brun rougeâtre moins répandu que chez Guillaumes mais qui semble par ailleurs similaire. Des taches blanches irrégulières sont également présentes, mais il n'y a pas de grandes fosses ou d'épais revêtements sombres à Bellegarde.

Des roches de couverture résistantes en blocs, comme celles du membre de la Rochette, sont également observées dans plusieurs escarpements d'environ 1 à 2 m de haut le long de la bordure est de Séítah (ouest/sud-ouest de l'OEB). Ici, le membre Rochette semble être recouvert par la désagrégation des affleurements polygonaux bas relief du membre Nataani. Les roches du membre Nataani semblent morphologiquement et lithologiquement similaires au membre sous-jacent de Roubion, mais sont distinctes dans leur étendue géographique, leur élévation et les relations stratigraphiques locales inférées ( Fig. 1Bet fig. S5). Le bas-relief du membre Nataani passe vers l'est et vers le haut dans les collines formant des rochers du membre Chal. À l'est de l'OEB et de la traversée du rover en direction du sud, des rochers massifs d'une échelle inférieure à un mètre du membre Chal s'érodent à partir d'affleurements vallonnés, sans aucun signe de stratification interne. Ce terrain accidenté s'étend pour couvrir la majeure partie du fond du cratère et est associé aux densités de cratères les plus élevées observées à Jezero ( Fig. 1B ).

Séitah :

L'exposition du substratum rocheux de la formation de Séítah est principalement limitée à des crêtes d'environ 1 à 10 m de haut orientées nord-est-sud-ouest, le reste de la région étant recouvert d'ondulations de sable, de roches meubles et de rochers ( Fig. 4et fig. S2). La formation Séítah est composée du membre Bastide fortement stratifié et du membre Content sus-jacent, qui est sans structure et caractérisé par d'abondantes fosses de taille mm à cm (fig. S2A). L'imagerie à longue distance montre que le membre Bastide est répandu et exposé en affleurements sur plusieurs kilomètres carrés de la formation Séítah observée. La plupart des couches de l'élément Bastide ont une épaisseur de 1 à 3 cm, mais les couches les plus épaisses sont apparemment sans structure sur des épaisseurs de 10 à 40 cm. Des couches plus minces se transforment parfois latéralement en affleurements massifs. Il y a une tendance apparente à l'épaississement vers le haut dans le membre de la Bastide, dans laquelle les roches en couches minces se transforment vers le haut en roches en couches plus épaisses qui recouvrent les crêtes (fig. S2C). La plupart des couches sont généralement tabulaires et même en épaisseur, avec des surfaces planes délimitant les couches, bien que certains présentent des ondulations à l'échelle du cm. Les couches individuelles peuvent parfois être tracées latéralement sur des distances de plusieurs mètres dans un affleurement individuel, mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. exposés sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. exposés sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue.

 

Fig. 4 . Apparence stratifiée et à grain grossier de la Bastide membre de la formation Séítah.

( A ) Mosaïque couleur améliorée Mastcam-Z de Bastide, acquise sur le sol 201, montrant des affleurements rocheux s'érodant en blocs tabulaires, qui se produisent principalement sur les crêtes. Le substrat rocheux des membres de Bastide varie de finement stratifié à sans structure, et les couches individuelles ne peuvent généralement pas être tracées à plus de quelques mètres. L'aspect plat et tabulaire de la formation de Séítah contraste fortement avec les rochers plus arrondis de Máaz ( Fig. 2A ). ( B ) Mosaïque couleur rehaussée Mastcam-Z acquise sur le sol 204, de l'affleurement de la Bastide où l'abrasion de la Garde a été réalisée. La stratification centimétrique est accentuée par l'érosion différentielle. ( C) Mosaïque Supercam de la cible d'abrasion Cine sur la formation Bastide, acquise sur le sol 206. Sur des surfaces peu poussiéreuses ou enduites, les roches membres de la Bastide révèlent d'abondants grains gris-vert anguleux à arrondis de 2-3 mm, séparés par un matériau plus clair.

Les surfaces naturelles des affleurements des membres de la Bastide présentent des grains (ou cristaux) gris foncé ou verts homogènes de 2 à 3 mm de diamètre, soutenus par des clastes, densément tassés, avec un matériau indistinct et plus clair entre les grains ( Fig. 4C ). Les distributions granulométriques ne varient pas entre plusieurs affleurements, et nous n'avons pas non plus détecté visuellement le tri ou le classement à l'échelle du grain aux limites apparentes des couches. Les grains de taille millimétrique, lorsqu'ils sont observés dans les surfaces abrasées de Bastide (les plaques d'abrasion de Dourbes et de Garde), sont de couleur claire et pour la plupart équants, mais certains grains allongés sont également présents ( Fig. 3C ) ( 35); nous n'avons observé aucune gradation de la taille des grains dans les zones d'abrasion. Moins courants que les grains clairs, il y a des grains gris-vert foncé légèrement plus petits qui sont parfois anguleux, mais qui semblent plus souvent remplir l'espace entre les grains plus clairs. La matière brun clair tache les grains clairs et se concentre entre les grains, les encerclant ou les entourant dans certains cas. Quelques taches blanches brillantes à l'échelle inférieure au mm sont également présentes. Bien que quelques surfaces naturelles des roches membres de Bastide contiennent des fosses à l'échelle millimétrique, les vides occasionnels dans les deux surfaces abrasées sont beaucoup plus petits.

 

Près de la base de la crête de l'Artuby, à la transition entre les formations Máaz et Séítah, la stratification de Séítah est observée à la fois en affleurement et en sous-surface avec un radar à pénétration de sol. La stratification plonge généralement ~10-15° vers le sud-ouest (fig. S3). Ces pendages sont cohérents avec ceux des roches de la formation Máaz exposées le long de la crête de l'Artuby. Cela indique que le socle rocheux de la formation de Séítah se situe stratigraphiquement sous les roches de formation de Máaz, même si la formation de Máaz est topographiquement plus basse que certaines expositions de Séítah, confirmant une hypothèse pré-atterrissage ( 23). Ainsi, la formation Séítah est l'unité stratigraphique exposée la plus basse sur le plancher du cratère Jezero, qui est recouverte par la formation Máaz. La frontière entre les formations Séítah et Máaz est obscurcie par le régolithe, on ne sait donc pas si les unités sont séparées par une discordance. Le contact inféré entre les deux unités varie en élévation, de ~10 m le long de la crête de l'Artuby et jusqu'à ~30 m autour de l'ensemble de l'affleurement de Séítah.

Géochimie et minéralogie de la formation de Máaz

Les observations multispectrales Mastcam-Z ( 30 ) des roches de formation de Máaz le long de la traverse montrent de larges bandes d'absorption centrées autour de 0,88-0,90 um, compatibles avec des minéraux d'altération contenant du pyroxène ou du Fe +3 (fig. S4). Ceci est similaire aux faibles bandes de pyroxène observées depuis l'orbite à travers la partie orientale du fond du cratère ( 9 , 36 ). Soixante-dix-sept cibles de formation de Máaz ont été analysées par spectroscopie infrarouge (IR) Supercam ( 32 ) ; ceux-ci montrent fréquemment une bande à 1,92-1,93 μm, que nous attribuons aux oxydes de fer hydratés, aux smectites ferriques et/ou aux sels hydratés (fig. S6) ( 37 ). Les caractéristiques d'absorption plus faibles observées à 1,42 et 2,28 μm sont compatibles avec les bandes Fe-OH dans les silicates hydratés (37 ).

Spectroscopie de claquage induit par laser Supercam [LIBS, ( 32)] a été utilisé pour caractériser la composition élémentaire de 67 cibles de formation de Máaz. À sa distance de fonctionnement typique de 2,7 m du rover, le faisceau laser interroge une région d'environ 350 μm de diamètre à chacun des 5 à 10 points d'observation étudiés sur chaque cible rocheuse. Dans certains cas, des points individuels avaient des abondances élémentaires compatibles avec des minéraux spécifiques plutôt qu'avec des mélanges. Nous en déduisons la présence de minéraux ignés communs (augite, plagioclase, ilménite, ferrosilite et oxydes de fer non identifiés), dont au moins certains sont à grain modérément grossier (> 350 μm). Aucun spectre IR ou composition LIBS compatible avec l'olivine n'a été observé dans le substrat rocheux de la formation de Máaz. La figure S8 montre la composition moyenne de chaque cible rocheuse analysée, ce qui indique que la formation de Máaz est assez homogène et dominée par des proportions variables de plagioclase et d'augite. La composition moyenne à base de LIBS de Máaz (tableau S1) est largement basaltique, avec 48% de SiO2 , faible teneur en MgO (3 % en poids) et élevée (20 % en poids) FeO T (défini comme le fer total en tant que Fe +2 ).

La cartographie par fluorescence X PIXL ( 33 ) montre ( Fig. 5 ) que les plaques d'abrasion de Guillaumes (membre Roubion) et de Bellegarde (membre Rochette) sont dominées par deux phases ignées communes distinctes à l'échelle 0,5-1 mm. Les grains blancs en blocs à prismatiques ( Fig. 3 ) sont chimiquement compatibles avec le plagioclase (régions riches en Al sur la Fig. 5A ), tandis que les grains plus foncés ont la composition de pyroxène (en particulier augite, régions riches en Ca). Sont également présentes des régions à l'échelle de 100 μm indiquant des oxydes de FeTi et des phosphates de Ca. Le matériau rouge-brun à noir se compose principalement de Fe et Si, avec des rapports molaires Fe/Si allant de ~0,7 à 1,5 et MgO et Al 2 O 3les deux <4 %. Cette composition chevauche certains minéraux ignés de Fe-silicate, tels que le pyroxène et l'olivine contenant du Fe, mais est également compatible avec plusieurs silicates de Fe secondaires sans Al, tels que la greenalite, l'hisingerite et la cronstedtite. Alternativement, ce matériau peut être un mélange d'oxyde de fer et de silicates ; Les données multispectrales de Mastcam-Z indiquent la présence d'hématite et/ou de goethite dans les deux plaques d'abrasion de Máaz (fig. S4). Associées à sa composition élémentaire, la couleur et les propriétés texturales de ce matériau ( Fig. 3 ) suggèrent une altération aqueuse in situ d'un ou plusieurs minéraux ignés primaires.

 

Fig. 5 . Cartes de composition des plaques d'abrasion de Guillaumes et de Dourbes.

Les cartes de fluorescence X PIXL indiquant la composition sont représentées en couleur (comme indiqué dans les légendes), avec les concentrations en % en poids. Celles-ci sont superposées sur des images visuelles en niveaux de gris indiquant la texture de la roche. ( A ) Guillaumes est dominé par des grains avec des compositions compatibles avec le plagioclase (Al élevé, correspondant aux grains clairs visibles sur la Fig. 3A ) et l'augite (Ca et Fe élevés, correspondant aux grains foncés sur la Fig. 3A ). Le matériau riche en Fe apparaît en brun sur la figure 3A ; il pourrait s'agir de silicates de Fe primaires ou secondaires, d'oxydes de fer, les deux, ou d'oxydes et de sulfates de FeTi, car ils sont indiscernables dans cette représentation. ( B ) Dourbes est dominé par l'olivine euhedral/subhedral de ~Fo 55composition (riche en Fe, correspondant aux grains clairs de la Fig. 3C ). L'augite (Ca élevé, correspondant aux grains vert foncé sur la figure 3C ) engloutit l'olivine, qu'un article complémentaire interprète comme une texture ignée poïkilitique indiquant une roche cumulée d'olivine ignée ( 35 ). Les régions riches en Al indiquent un plagioclase. Les sulfates et les carbonates apparaissent sous forme de petites zones avec le Fe le plus élevé. La figure S9 fournit des cartes individuelles des concentrations de Ca, Fe et Al pour faciliter l'interprétation des couleurs de cette figure. FeO T est le fer total sous forme de Fe +2 .

La spectroscopie Raman indique que le matériau de remplissage des vides blanc brillant dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz est au moins partiellement composé de sulfate de Ca hydraté et de perchlorate de Na, parfois co-localisés (fig. S7, A et B). Les abondances élémentaires soutiennent ces identifications ; une phase avec un rapport molaire Na/Cl d'environ 1 correspond au perchlorate de Na, à l'halite ou aux deux.

Dans la composition apparente moyenne des plaques d'abrasion de Máaz (tableau S2), les abondances de SO 3 , ~ 3,0 % en poids, et de Cl, ~ 2,6 % en poids, sont toutes deux bien supérieures à celles des roches ignées martiennes non altérées typiques ( 38 ). Si Máaz se compose de roches ignées, elles ont connu l'ajout de matériaux contenant du S et du Cl. Pour estimer les compositions chimiques primaires de Guillaumes et de Bellegarde, nous avons calculé une moyenne de sous-ensemble de données PIXL en excluant les zones blanches brillantes riches en sel ( Fig. 3 ) ( 39 ). Cette moyenne de composition sans altération (tableau S2) indique que les roches primaires de la formation de Máaz étaient de composition basaltique, basée sur les métaux alcalins totaux et la silice. Par rapport aux basaltes terrestres, les roches de Máaz sont enrichies en FeO T (22% en poids) et en P2 O 5 (2,2 % en poids). Les compositions estimées par fluorescence X, qui représentent l'analyse de quelques mm 2 de roche seulement, sont similaires à la composition moyenne de toutes les roches de la formation Máaz obtenue par LIBS (fig. S8).

Géochimie et minéralogie de la formation Séítah

Les images multispectrales Mastcam-Z et les spectres IR Supercam des roches membres de Bastide de la formation de Séítah sont dominées par une large caractéristique d'absorption de 1 μm, indiquant l'olivine (fig. S4). La spectroscopie IR montre également une caractéristique de 1,9 μm similaire, mais plus faible que celle observée dans les roches de formation de Máaz, que nous attribuons à l'hydratation minérale (fig. S6) ( 37 ). Points LIBS individuels sur les grains gris-vert proéminents de 2-3 mm observés sur les surfaces naturelles ( Fig. 3C) ont généralement des compositions proches de celles de l'olivine pure. Les compositions LIBS moyennes cibles des 25 roches membres de la Bastide s'étendent de l'olivine vers des mélanges d'augite et de plagioclase (fig. S8). Les compositions des membres de Bastide n'ont qu'un chevauchement mineur avec les roches de formation Máaz à dominante plagioclase-augite. La composition moyenne globale de toutes les cibles membres de la Bastide est répertoriée dans le tableau S1.

Les spectres Raman des plaques d'abrasion du membre Bastide (Dourbes et Garde) confirment la présence abondante d'olivine (fig. S7C). La cartographie élémentaire XRF (réalisée sur Dourbes uniquement ; Fig. 5B ) indique que 65 % de la surface analysée, associée aux grains clairs ( Fig. 3 ), est chimiquement compatible avec environ Fo 55 olivine (c'est-à-dire 55 % Mg et 45% Fe sur une base atomique) ( 35 ). L'olivine est partiellement entourée et parfois enfermée par de l'augite vert foncé (13 % de la surface analysée). Un document d'accompagnement ( 35) interprète cette relation comme étant cohérente avec la texture ignée poïkilitique dans laquelle l'augite de formation tardive se développe autour de l'olivine à densité séparée. Les zones riches en Al comprenant 10 % de la surface analysée comprennent probablement des feldspaths ; Des phosphates à l'échelle de 0,1 mm et des oxydes de fer contenant du Cr et du Ti sont également présents. Le matériau brun rougeâtre qui se produit entre les grains ( Fig. 3C ) est chimiquement complexe. Il présente souvent des pics Raman compatibles avec le carbonate, fréquemment associés à des pics d'olivine (fig. S7). Dans d'autres cas, les spectres Raman compatibles avec le sulfate hydraté (fig. S7) donnent des rapports Mg/S qui indiquent la présence de MgSO 4 . Dans les cartes de composition élémentaire, les zones brunes contiennent parfois peu de SiO 2, des abondances élevées de Fe et de Mg et de faibles totaux d'oxydes analytiques, compatibles avec le carbonate de composition approximative Fe 0,5 Mg 0,5 CO 3 . Les signatures Raman des rares taches blanches indiquent la présence de sulfates et de perchlorate de Ca et de Mg hydratés (fig. S7). Une large signature Raman vers 1020 cm -1 , largement distribuée dans la zone d'abrasion, est potentiellement du silicate amorphe (fig. S7G).
Les roches de formation de Séítah, comme celles de Máaz, semblent être constituées de minéraux ignés primaires (par exemple, olivine, augite, plagioclase) et de phases d'altération aqueuses secondaires (carbonate, sulfates). Hors matériau vraisemblablement transporté d'ailleurs ( 39 ), la composition primaire moyenne obtenue par PIXL sur Dourbes est ultramafique, avec 20 % poids de MgO et 40 % poids de SiO 2 (tableau S2). Par rapport à la moyenne LIBS du membre Bastide, cette composition a moins de SiO 2 et plus de FeO, mais est par ailleurs similaire.

Contrairement aux cibles du membre Bastide, les mesures LIBS du membre Content semblent être dominées par l'augite et le feldspath, sans olivine. Ceci est cohérent avec l'apparence de cette roche, qui n'a pas les grains grossiers d'olivine gris-vert caractéristiques du membre Bastide. Seules des données limitées sur ce membre ont été acquises.

Interprétations et hypothèses

Origines des formations Máaz et Séítah

Nous interprétons le membre Bastide de la formation Séítah comme igné. La taille des grains et l'abondance modale élevée de l'olivine, associées à la texture poïkilitique, indiquent un cumul d'olivine dans lequel le pyroxène, le plagioclase et les oxydes primaires de Fe-Ti-Cr ont cristallisé à partir de la fonte résiduelle ( 35 ). Ces caractéristiques indiquent un refroidissement lent, une différenciation et une sédimentation des cristaux ( 40 ). Par conséquent, les roches membres de la Bastide se sont probablement cristallisées dans une coulée de lave épaisse, un lac de lave ou une nappe de fusion d'impact, ou dans une intrusion. Sur Terre, les variations de la taille des cristaux ou de la minéralogie modale définissent des couches qui donnent souvent aux roches cumulées un aspect sédimentaire en affleurement ( 40 , 41). Les observations d'imagerie, spectroscopiques et LIBS n'ont révélé aucune preuve de telles différences entre les couches de Bastide, ni à leur interface. L'apparence en couches proéminentes de la formation de Séítah ( Fig. 4 ) pourrait provenir de joints de refroidissement parallèles aux couches, d'une altération aqueuse différentielle ou de variations subtiles dans la composition ou la texture de la roche qui améliorent la fracturation quasi horizontale. Ces caractéristiques ont probablement été accentuées par les processus d'érosion, en particulier l'abrasion due au vent. Cette interprétation implique que la stratification à Séítah correspond à la stratification magmatique.
Sur la base de leur minéralogie, de leur texture et de leur composition en vrac, les roches de la formation de Máaz sont également les plus compatibles avec une origine ignée primaire plutôt que sédimentaire. Nous excluons la possibilité que Máaz soit constitué de grès basaltiques en raison de l'absence de tri entre les grains de taille et de densité différentes, de la texture des grains imbriqués, du manque de preuves de porosité intergranulaire omniprésente ou de ciments dans les plaques d'abrasion de Guillaumes et Bellegarde, et de la absence apparente de transport subaquatique ou éolien.

Sur Terre, la forte abondance d'olivine dans les roches cumulées d'olivine est généralement complétée par des matériaux moins mafiques (c'est-à-dire moins de Fe et de Mg), recouvrant généralement le cumulat, qui, lorsqu'ils sont combinés, constituent la composition de fonte parentale ( 40 ). Observations de rovers dans le cratère Jezero et spectroscopie orbitale spatialement étendue ( 36), indiquent que les fortes abondances d'olivine caractéristiques de la formation Bastide se retrouvent également dans toute la Séítah, les roches pauvres en olivine (comme le membre Content) étant rares. Si un complément moins mafique au membre Bastide existait auparavant dans cette région, il a dû être au moins partiellement enlevé par l'érosion. La formation de Máaz pourrait être le vestige d'un tel complément - elle contient du pyroxène et du plagioclase en abondance, peu de magnésium, est modérément grossièrement cristalline et se situe stratigraphiquement au-dessus du membre Bastide, tout comme prévu si les deux unités provenaient d'un seul magma igné différencié. Les différents membres de la formation de Máaz pourraient être équivalents à des couches dans le corps igné.

Comme alternative, la formation de Máaz pourrait être une séquence de laves basaltiques plus jeunes qui ont coulé contre, et au moins partiellement dépassée, la formation de Séítah après l'élimination par érosion du complément putatif moins mafique. Les membres de Máaz morphologiquement distincts pourraient alors être des coulées de lave cogénétiques, avec des propriétés variables liées à la composition et/ou à la température d'éruption. Une origine ignée extrusive pour Máaz expliquerait certaines de ses morphologies et textures, par exemple, les structures lobées dans le membre Artuby ( Fig. 2B ), les vésicules possibles dans Guillaumes ( Fig. 3A ) et dans la chaîne de fosses dans la Rochette membre ( Fig. 2). Les variations d'élévation du contact Máaz-Séítah pourraient refléter la topographie sous-jacente de la formation Séítah sur laquelle les laves Máaz ont éclaté. Cependant, d'autres caractéristiques sont moins caractéristiques des coulées de lave, telles que les couches centimétriques observées dans les membres de la Rochette et de l'Artuby, et le manque d'orientation de l'écoulement des grains allongés dans les plaques d'abrasion de Máaz ( Fig. 3 ).

Les données limitées sur le membre Content de la formation Séítah rendent difficile la définition de son origine. Il pourrait également s'agir d'un vestige d'un complément moins mafique une fois de plus expansif à Bastide; un vestige des coulées de lave de la formation de Máaz qui ont dépassé le membre Bastide ; ou roches sédimentaires restantes déposées au sommet du membre Bastide.

De multiples sources de fusion sont possibles pour les unités de plancher de cratère igné au sein de Jezero ; les données actuelles sont insuffisantes pour faire la distinction entre les possibilités. L'impact qui a produit Jezero aurait pu générer une feuille de fusion suffisamment profonde pour se différencier en un cumulat d'olivine, mais nous n'avons trouvé aucune preuve de brèches d'impact associées sur le fond du cratère, et les relations d'échelle du cratère suggèrent que le sol original de Jezero est enterré d'environ un kilomètre. des matériaux de remplissage du bassin après impact ( 4 , 22 ). Bien que Jezero soit proche du bassin d'impact d'Isidis, et que la pétrologie des membres de Bastide soit similaire aux cumulats supposés riches en olivine dans une couche de fonte potentiellement créée par l'impact d'Isidis ( 3 , 5), Isidis ne peut pas être la source car Jezero est postérieur à Isidis. Il n'y a pas d'autres bassins d'impact d'âge, de taille et de proximité appropriés avec Jezero pour être des sources plausibles. Alternativement, la fonte aurait pu se produire sans impact, en particulier au début de l'Hespérien lorsque le manteau martien était nettement plus chaud qu'actuellement. On pense que cela est à l'origine du volcan bouclier Syrtis Major à proximité ( 42 ).

Des magmas auraient pu être introduits dans le cratère Jezero par-dessus le rebord ou par le bas. Bien que le bord du cratère Jezero ait été largement érodé, des matériaux comme ceux du membre Bastide ont été interprétés comme drapant son côté ouest ( 9 ), et nous suggérons que les collines sur le bord sud-est de Jezero pourraient être de construction volcanique. Cependant, ces caractéristiques ne sont pas contiguës à la formation Séítah. Nous considérons que le scénario le plus probable serait des éruptions alimentées par des fissures se produisant à la fois à Jezero et dans la région environnante. Par analogie avec certains cratères remplis de volcans sur la Lune ( 43 ) et d'autres cratères sur Mars ( 44), l'injection de magma aurait pu se produire directement dans les matériaux de faible densité du fond du cratère à tout moment après la formation de Jezero. Ce processus pourrait conduire à une activité ignée intrusive et/ou extrusive ( 43 ).

Il a été précédemment proposé que les roches de formation de Séítah fassent partie d'une région riche en olivine d'environ 70 000 km2 associée au bassin d'Isidis ( 15 , 18 , 45 , 46 ). La distribution généralisée de ce matériau riche en olivine, le drapage apparent sur la topographie, la mauvaise rétention des cratères et la couverture limitée de régolithe ont été interprétés comme indiquant une origine clastique ( 5 , 18 – 20). Cette interprétation est difficile à concilier avec notre conclusion selon laquelle la formation de Séítah est un différentiel magmatique lentement refroidi. Malgré leurs similitudes, l'unité régionale d'olivine pourrait avoir une origine distincte de Séítah. Alternativement, une injection et une différenciation généralisées de magmas de composition similaire auraient pu se produire dans toute la région.

Procédés aqueux

Après la mise en place des roches ignées au fond du cratère, de multiples formes d'interaction aqueuse ont modifié - mais n'ont pas détruit - leur minéralogie ignée, leur composition et leur texture. Les preuves d'altération comprennent la présence de carbonate dans les plaques d'abrasion de Séítah, les oxydes de fer dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz (qui, selon nous, sont dus à la mobilisation et à la précipitation du fer) et le dépôt de sels, notamment de sulfates et de perchlorate. Plus largement, l'apparition d'éventuelles textures sphéroïdales d'altération (fig. S1C) suggère que l'altération aqueuse a joué un rôle dans la désintégration des roches ( 47 ).

La similarité des rapports Fe/Mg dans les carbonates et l'olivine dans la zone d'abrasion de Dourbes, l'enrobage de l'olivine par le carbonate et leur association possible avec un silicate amorphe probable sont tous cohérents avec la carbonatation in situ de l'olivine, dans laquelle l'olivine réagit avec le CO 2 - eau riche pour produire cet assemblage de phases à proximité physique ( 48 – 50). La carbonatation de l'olivine se produit souvent avec la conversion de l'olivine en minéraux du groupe serpentine (serpentinisation), mais dans la formation de Séítah, nous n'avons trouvé aucune preuve de tels minéraux. La similitude des compositions des cations olivine et carbonate, et la survie d'abondances substantielles d'olivine, indiquent une altération aqueuse dans des conditions dominées par la roche, pouvant se produire sur une courte durée. La carbonatation de l'olivine peut se produire sur une large gamme de températures, des conditions hydrothermales ou métamorphiques à l'altération à basse température ( 11 ). La présence de carbonate place une limite inférieure sur le pH du fluide qui dépend des concentrations de cations et de carbone inorganique dissous ( 51 , 52 ). Par exemple, si les concentrations de Mg et de Fe variaient de 10-4 à 10 -2 mol kg -1 et le carbone inorganique dissous initial équilibré avec 0,1 à 10 bar CO 2 (g), le pH aurait une limite inférieure de 5,5-7,5 (à 25°C).

Bien que nous n'ayons trouvé aucune preuve de carbonate dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz, l'abondant matériau de manteau sombre ( Fig. 3A ) pourrait être un minéral secondaire du groupe serpentine produit par altération aqueuse de pyroxène ou d'olivine riche en fer ( 53). La présence de silicate de Fe secondaire sans grande abondance de carbonate dans les roches de formation de Máaz pourrait indiquer un fluide avec des concentrations de carbone inorganique dissous plus faibles que celles que nous avons déduites pour la formation de Séítah. Ces silicates de Fe peuvent également se former dans une large gamme de températures, de l'ambiante à l'hydrothermique ; on ne peut pas contraindre les conditions de mise en place sans connaître la composition minérale précise. Alternativement, les matériaux riches en Fe pourraient représenter des films d'oxydes ou d'oxyhydroxydes de Fe enrobant et pénétrant des silicates primaires, de sorte que nos mesures élémentaires incluent les deux phases. Sur Terre, la coloration au fer des roches est courante lorsque le Fe réduit est libéré des phases ignées altérées aqueusement, puis précipité dans des conditions oxydantes. Par exemple, la dissolution de sulfure par des solutions oxydantes donne généralement de l'hématite ou de la goethite,54 ).

Les minéraux sulfates, le perchlorate de sodium et peut-être d'autres sels (par exemple, l'halite) indiquent que d'autres styles d'activité aqueuse se sont également produits dans les formations ignées du fond du cratère. Ces sels remplissent les espaces poreux, les vides et les fissures qui eux-mêmes auraient pu résulter d'une altération aqueuse, par exemple, de l'expansion volumique accompagnant la carbonatation/serpentinisation ( 55), la dissolution de phases telles que les sulfures, ou par des processus d'érosion chimiques et physiques produisant des espaces ouverts (comme les fosses de Guillaumes). Nous n'avons pas observé de sulfures, mais s'ils étaient autrefois présents, leur altération aurait pu contribuer à la production de sulfates de Ca, Mg ou Fe ou de leurs mélanges in situ. Cependant, les concentrations élevées de sulfates observées à Guillaumes et Bellegarde suggèrent une source externe pour au moins certains des sulfates. Comme cela a été proposé pour les roches du cratère Gale étudiées par le rover Curiosity ( 56), le perchlorate peut être introduit dans les roches proches de la surface par percolation vers le bas et évaporation des saumures, éventuellement associées à des événements de mouillage éphémères s'étendant jusqu'à l'Amazonien (<3 Ga). La cooccurrence de minéraux de perchlorate et de sulfate indique qu'au moins une partie du sulfate aurait pu provenir de la même source. La diversité des compositions de sel dans les taches blanches analysées (par exemple, leur variété de rapports S/Cl et Ca/Mg/Fe) indique que plusieurs fluides différents pourraient avoir été impliqués, éventuellement à des moments différents, et éventuellement à plusieurs reprises. L'extrême solubilité des sels de perchlorate indique qu'ils sont les matériaux d'altération les plus récents de ces roches. L'hydratation et la déshydratation du sel peuvent provoquer une expansion substantielle du volume ( 57), affaiblissant la roche et contribuant à l'érosion mécanique et à la désagrégation de l'affleurement par des processus éoliens sur le fond du cratère Jezero.

Bien qu'il existe des preuves d'altération aqueuse dominée par la roche et d'une diversité de phases secondaires, il n'y a aucune indication géochimique ou minéralogique d'altération aqueuse étendue en système ouvert, dans laquelle les cations solubles (Ca, Na, K) sont entièrement éliminés, entraînant des enrichissements. dans les phases alumineuses (c'est-à-dire les argiles riches en Al) ( 58 ). Les compositions en vrac des formations de Máaz et de Séítah sont compatibles avec des roches ignées presque vierges (sauf en S et Cl, voir les tableaux S1 et S2) ; les aluminosilicates hydratés sont rares ou absents ; et il n'y a aucune preuve texturale ou chimique d'une altération importante du plagioclase ou d'une dissolution de l'olivine/pyroxène ( 59 ).
Modèles géologiques

Nous proposons deux scénarios pour l'histoire du fond du cratère Jezero, compte tenu de notre incapacité à distinguer si la formation Máaz est constituée de coulées de lave (ci-après Modèle 1) ou d'un complément igné au cumulat d'olivine de la formation Séítah (Modèle 2).

Pendant ou après la formation du cratère Jezero, un épais corps de magma ou feuille de fonte ( 35 ) existait dans le cratère. Cela aurait pu être mis en place ou pénétré dans un remplissage de cratère préexistant. La différenciation et la sédimentation des cristaux ont formé le cumulat d'olivine ( 35 ) tout en produisant un complément moins mafique ( Fig. 6A ). Dans le modèle 1, l'érosion a enlevé la plupart (ou la totalité) de ce matériau, laissant au moins des dizaines de mètres de topographie sur le dépôt de cumul d'olivine résiduel ( Fig. 6B ), après quoi les coulées de lave de la formation de Máaz ont coulé autour, et au moins partiellement submergé, la topographie sous-jacente ( Fig. 6C). Une déformation d'origine inconnue a ensuite incliné les couches initialement plates des deux formations au moins localement d'environ 10° vers le SW ( Fig. 6D ), comme observé le long de la crête de l'Artuby. Dans le modèle 2, Máaz et Séítah ont été produits par différenciation magmatique similaire à un corps igné en couches ( Fig. 6E ). Des déformations d'origine inconnue ont alors soulevé Séítah par rapport à Máaz, inclinant les deux ( Fig. 6F ).

 

Fig. 6 . Deux modèles possibles pour l'évolution du plancher du cratère Jezero.

Les formations géologiques proposées sont indiquées par la légende. ( A ) Dans le modèle 1, le corps magmatique différencié a subi ( B ) une érosion qui a enlevé un complément moins mafique, produisant une topographie sur le cumulat d'olivine de la formation Séítah. ( C ) Les laves de la formation Máaz ont entouré cette topographie sous-jacente. ( D ) La déformation de cause inconnue incline à la fois Séítah et Máaz, comme observé le long de la crête de l'Artuby. ( E ) Dans le modèle 2, les couches plates d'un corps magmatique différencié ( F ) se sont déformées d'une manière qui a incliné à la fois le cumulat d'olivine (formation de Séítah) et le complément moins mafique (formation de Máaz), et a également soulevé Séítah par rapport à Máaz . Dans ( G ) et ( H), commun aux deux modèles, une érosion s'est produite et des sédiments deltaïques et lacustres se sont déposés dans le lac qui a rempli Jezero. ( I ) Plus tard, ils ont été érodés jusqu'à leur distribution d'exposition de surface actuelle. Des processus d'altération aqueux auraient pu se produire au cours de chacune de ces étapes.

Dans les deux modèles, les formations de Máaz et de Séítah ont ensuite subi une érosion supplémentaire qui a enlevé les roches de formation de Máaz sus-jacentes au-dessus de la formation de Séítah ( Fig. 6G ). Nous adoptons l'interprétation ( 21 , 28 ) selon laquelle les unités du fond du cratère ont ensuite été au moins partiellement enterrées par le delta et les dépôts associés du lac Jezero ( Fig. 6H ). L'âge noachien tardif [3,6-3,8 Ga ( 7 )] des plus grands réseaux de vallées fluviales alimentant Jezero, et l'âge hespérien supposé du delta exposé ( 8), fournissent une période d'activité aqueuse éventuellement longue au cours de laquelle des processus lacustres et ignés se sont produits, entraînant éventuellement des interactions hydrothermales. Cependant, nous n'avons trouvé aucune preuve d'unités sédimentaires restantes le long de la traversée de Persévérance jusqu'au sol 290. Si les sédiments du delta ou du lac couvraient autrefois les formations de Máaz et de Séítah ( Fig. 6H ), ils semblent s'être largement érodés ( Fig. 6I ) . , à l'exception des monticules résiduels du delta comme Kodiak ( 60 ).
Une variété de processus simultanés et ultérieurs, y compris l'altération dominée par les roches et le dépôt de sel, ont modifié la chimie et la minéralogie de ces roches lors de leur interaction avec des solutions aqueuses. Des matériaux spatialement et chimiquement distincts (carbonate, probablement silicate amorphe, oxydes de Fe, perchlorate, sulfates et éventuellement silicates de Fe) pourraient être le produit de plusieurs événements aqueux distincts, de chimie différente et éventuellement séparés dans le temps. Les eaux hydrothermales et les eaux souterraines auraient pu jouer un rôle.

Habitabilité et potentiel de conservation

Une définition proposée d'un environnement habitable est celle dans laquelle l'eau liquide, l'énergie disponible, les nutriments et d'autres conditions physicochimiques sont adéquates pour soutenir les formes de vie connues ( 61 ). Sur Terre, les réactions des roches ignées avec l'eau produisent divers habitats pour la vie microbienne ( 62 , 63 ). L'oxydation et la séparation du fer en phases secondaires au cours des processus d'altération, tels que la carbonatation et la serpentinisation, peuvent produire du H 2 - une source d'énergie potentielle - ainsi que du méthane et d'autres hydrocarbures, qui peuvent former des matières premières pour la synthèse de molécules organiques plus complexes ( 62 , 63). On pense que la réduction chimique des nitrates, des sulfates et des ions métalliques, ainsi que la dégradation des hydrocarbures, alimentent les métabolismes microbiens dans le sous-sol profond de la Terre ( 64 ). Les roches du fond du cratère Jezero semblent partager les composants de composition de ces environnements habitables. Les sels solubles et les minéraux de remplissage des veines que nous observons, tels que les oxydes de fer, les sels de perchlorate et de sulfate, pourraient s'être formés dans des conditions habitables à basse température, mais pourraient également s'être formés dans des conditions non habitables ( 65 - 67 ).
Le potentiel des phases aqueuses secondaires à préserver les preuves de la vie dépend de la façon dont elles se sont formées. Sur Terre, les études des environnements évaporitiques et désertiques démontrent la présence et la préservation de la vie microbienne en association avec les sels ( 65 , 66 , 68 , 69 ). Les veines de carbonate sur Terre, produites par serpentinisation et carbonatation, peuvent préserver des biomarqueurs tels que les lipides ( 70 - 72 ) et/ou des structures organiques interprétées comme des communautés microbiennes fossilisées ( 71 ). Par analogie, nous proposons que les phases secondaires dans les roches ignées altérées du fond du cratère Jezero pourraient avoir le potentiel d'enregistrer des biosignatures, si d'anciens environnements habitables existaient.

Collecte d'échantillons

Les laboratoires sur Terre ont des capacités de mesure supérieures aux instruments qui peuvent être montés sur un rover martien. Un objectif de la mission Mars 2020 est donc de prélever des échantillons, sous forme de carottes de roche forées, pour un éventuel transport vers la Terre par un autre engin spatial dans les années 2030 (texte complémentaire). Nous avons tenté l'acquisition de carottes sur trois cibles rocheuses différentes : deux dans la formation de Máaz et une dans la formation de Séítah. La première tentative de carottage a eu lieu près de Guillaumes ( Fig. 1B), dans la chaussée polygonale basse du membre Roubion de la formation de Máaz. Bien que le processus de collecte d'échantillons ait semblé se dérouler comme prévu, le tube d'échantillon s'est avéré par la suite ne contenir aucune roche ou fragment de roche. Une explication probable est que cette roche s'est désintégrée lors du forage, probablement en raison de l'altération aqueuse de la roche ( Fig. 3A ). Le tube d'échantillon a été scellé et fournit à la place un échantillon de l'atmosphère martienne ambiante. Une deuxième tentative d'acquisition d'échantillons a été réalisée sur le membre Rochette sur la crête de la crête de l'Artuby près de Bellegarde, et une troisième sur le membre Bastide de la formation Séítah près de Dourbes ; ceux-ci ont tous deux été couronnés de succès ( Fig. 7 ).

 

Fig. 7 . Échantillons de carottes prélevés pour un retour potentiel sur Terre.

( A ) Formation de Máaz Affleurement membre de la Rochette. La flèche blanche indique la roche échantillonnée, faisant partie d'une couche de dégradation apparente sur la crête de la crête de l'Artuby. Mosaïque couleur améliorée Mastcam-Z acquise sur le sol 180. ( B ) Gros plan de la roche échantillonnée, montrant le trou de carotte. La plaque d'abrasion Bellegarde est située directement sous le trou, en partie enfouie par des résidus. Image de la caméra de navigation Perseverance (Navcam) ( 75 ) acquise sur sol 190, balance des blancs avec une légère saturation des couleurs appliquée. ( C ) Caméra cache à balance des blancs (CacheCam) ( 75) image du fond de la carotte nommée Montdenier associée à la pastille d'abrasion Bellegarde, contenue dans son tube échantillon, acquise au sol 194. L'échantillon mesure 1,3 cm de diamètre et environ 5,5 cm de long. ( D ) La flèche blanche indique le site d'échantillonnage sur l'affleurement d'un membre Bastide de la formation Séítah en couches minces. Mosaïque de couleurs améliorée acquise par Mastcam-Z sur le sol 240. ( E ) Trou central et patch d'abrasion de Dourbes imagés par la caméra de danger avant (Hazcam) ( 75 ) sur le sol 263. Cette image a été équilibrée en blanc avec une légère saturation des couleurs appliquée . ( F ) Image CacheCam en balance des blancs du fond de la carotte nommée Salette associée à la plaque d'abrasion de Dourbes, acquise sur le sol 262.

Les roches ignées altérées aqueusement présentent des avantages en tant qu'échantillons pour le retour de la Terre. Les formations dont ces échantillons ont été prélevés datent probablement de la fin du Noachien au début de l'Hespérien ; seule une petite fraction des météorites martiennes sont aussi anciennes ( 73 ). Leurs âges de cristallisation, ainsi que les pressions et les températures lors de la formation de roches ignées, pourraient potentiellement être déterminés avec l'équipement de laboratoire actuel. Parce que l'on pense que les formations Máaz et Séítah s'étendent sous le delta de Jezero ( 21 , 28 ), les âges de cristallisation ignée fourniraient des limites supérieures sur l'âge du lac et les processus fluviaux qui ont déposé le delta ( 60), une borne inférieure sur l'âge de l'impact de Jezero et une borne supérieure sur l'âge des plus petits cratères de la formation de Máaz. Les lithologies ignées des échantillons pourraient convenir à l'analyse paléomagnétique de l'ancien champ magnétique martien ( 74 ).
 

Modifié 26 août 2022 par Huitzilopochtli

[Huitzilopochtli 6 579]

Pour clore ce volet sur les résultats récemment publiés, trois autres articles dans la revue Science ou dans Science Advances. Non traduits. 

Un affleurement riche en olivine sur le plancher du cratère Jezero :  https://www.science.org/doi/10.1126/science.abo2756

Composition et densité d'un secteur igné stratifié dans le cratère (avec compléments de données obtenus avec le Radar Imager for Mars' Subsurface Experiment (RIMFAX) :  https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.abo3399

Observations par radar à pénétration de sol des structures de subsurface dans le plancher du cratère Jezero :

https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.abp8564

On attendra la suite avec impatience, à savoir les informations que pourront nous fournir les roches sédimentaires du delta, que le rover examine actuellement, et nous garderons aussi en tête que ces résultats sont relativement modestes par rapport à ce que nous pourrions tirer d'un retour des échantillons sur Terre.