Parte II – Âmbito de aplicação do nemo tenetur 2. Âmbito objectivo 2.5 A dependência da vontade Pour bien comprendre l'évolution du volcanisme planétaire, il faut pouvoir accéder à sa dimension temporelle pour pouvoir placer les événements par ordre chronologique. A l'échelle locale, l'analyse stratigraphique peut permettre de contraindre une organisation temporelle relative, mais à l'échelle globale, les âges des surfaces sont obtenus par l'in-termédiaire du processus de resurfaçage le plus commun : les impacts de météorites qui forment des cratères sur les surfaces des planètes. A la suite de la formation du système solaire, il y a 4.5 milliards d'années (Ga), les planètes, dont Mars, ont subi un bombarde-ment météorique continu, relativebombarde-ment plus intense jusqu'à il y a 3.8 Ga, qui a diminué rapidement en nombre et en taille de météorites pour se stabiliser durant le dernier mil-liard d'années. La décroissance temporelle de la fréquence des impacts obéit à une loi étalonnée avec le retour d'échantillons lunaires dont les âges isotopiques ont été comparés aux populations de cratères à la surface de la lune. L'adaptation de cette fonction de production lunaire [Neukum, 1983 ; Ivanov et al, 2001] à Mars se fait via des adaptations 62 Mars : surfaces d'origine volcanique Fig. 6.2 Albédo martienne et distribution du volcanisme. La surface de Mars présente des variations d'albédo et expose des surfaces sombres plutôt dans l'hémisphère sud. Les contours des surfaces aectées par le volcanisme sont représentés par des lignes blanches pleines, les édices sont localisés en pointillés blancs et la dichotomie hémisphérique en pointillés noirs. Le dôme de Elysium, mais surtout celui de Tharsis présentent des albédo élevés qui témoignent de l'importante couverture de poussière qui est déposée dans ces régions, et de la diculté d'accéder a la composition minéralogique de ces terrains, ce qui est aussi le cas des plaines de Cerberus. En revanche, l'édice volcanique de Syrtis Major coïncide avec une tâche de faible albédo, qui témoigne de sa faible couverture de poussière, et qui est interprété comme étant d'origine maque [Mustard, 2005]. Fig. 6.3 Etude hyperspectrale d'une portion des plaines de Cerberus à proximité de Orcus Patera. La carte de rugosité sur la gauche est comparée à une image OMEGA à droite. Le but de l'étude était de diérencier spéctralement les anciennes (2 Ga) unités rugeuses des laves récentes (2 Ma) et plus lisses. de gravité, d'atmosphéres, et d'éloignement par rapport au soleil qui inue sur la densité d'impacteurs, et il en résulte des jeux d'isochrones théoriques d'âges en fonction d'un taux de cratères par classes de diamètres et par unités de surface (Figure 6.5) [Hartmann, 2005]. Dans le détail, une isochrone est dénie par la fonction suivante : f(t) =N3.5(D) g(t) g(3.5) (6.1) où f(t) est le nombre de cratères par unité de surface pour une classe de cratère centrée sur le diamètre Dettest l'âge en milliard d'années. N3.5(D) représente le nombre de cratères par unité de surface pour une classe donnée et pour une surface de 3.5 Ga. La fonction g(t) qui représente l'évolution du taux d'impacts au cours du temps est donnée par [Neukum, 2001] : g(t) = 5.44∗10−14(e6.93∗t−1) + 8.38∗10−4∗t (6.2) Dans la méthode des moindres carrés non linéaire [Kraus, 1998] utilisée ici pour obtenir l'âge t, l'âge est obtenue par une correction itérative donnée par : dt = (ATP A)−1ATP l (6.3) où P est la matrice poids diagonale. Chaque terme de la diagonale de cette matrice est égale à l'inverse du carré de l'incertitude sur le comptage de cratères σ =√ 64 Mars : surfaces d'origine volcanique Fig. 6.4 Résultat de l'étude hyperspectrale sur l'image OMEGA couvrant la surface des plaines de Cerberus. Bien que l'image présente une diversité de spectres, les unités visées ont exactement la même signature spectrale, et il est impossible de diérencier les anciens terrains rugueux (orange) des laves récentes et lisses (bleu ciel). Il est probable que cette similitude soit le résultat d'une couche de poussière recouvrant les unités visées et masquant la variabilité spectrale des plaines de Cerberus. la surface sur laquelle s'est eectué le comptage. Le vecteurl est l'écart entre le comptage de cratères et l'isochrone théorique. Chaque élément du vecteur A est donné par : Ai = ∂f(Di) ∂t = N3.5(Di) g(3.5) ∗ ∂g(t) ∂t (6.4) Les incertitudes sur les âges sont estimées a partir de : ∆t= s TP l n−1 q (ATP A)−1 (6.5) où n est le nombre de classe de cratères. Fig. 6.5 Echelle stratigraphique martienne de Tanaka [1986] superposée sur le nombre de cratères de 1 km de diamètre par unités de km2. Les frontières de cette échelle strati-graphique ont étés redénies selon Hartmann et Neukum, [2001] pour l'Amazonien. Cette méthode permet d'obtenir des datations relatives entre les diérents édices avec précisons et d'avoir une assez bonne idée de leurs âges absolus. La stratigraphie relative devrait être étudiée pour chaque datation, ce qui n'est pas toujours possible à cause de la grande précision des images nécessaires à ces analyses ainsi que de la complexité des morphologies observées quand elles ont subi plusieurs milliards d'années d'érosion. Il existe cependant un certain nombre d'incertitudes dont deux relatives aux cratères comptés lors de ces datations. Il est parfois dicile de discerner un cratère d'impact d'un cratère volcanique car ces derniers existent aussi sous forme de nombreux petits volcans boucliers de quelques centaines de mètres de hauteurs. Le deuxième point, et le plus important, est l'importance accordée à la proportion des cratères secondaires dans 66 Mars : surfaces d'origine volcanique le nombre de cratères comptés [McEwen, 2005] qui serait beaucoup plus importante que supposé à l'origine, mais dont les conséquences ne seraient pas si néfastes considérant que leur intégration dans la méthode est faite depuis le début [Hartmann, 2005, Werner, 2006, 2007]. L'ensemble de ces incertitudes ne dépasse pas 1 ordre de grandeur, ce qui est tout de même considérable pour les âges récents. Cette méthode permet de dater le temps d'exposition d'une surface au ux météo-rique. En d'autres termes, l'âge dérivé est celui du resurfaçage qui a exposé une nouvelle surface, l'origine de ce resurfaçage pouvant être la mise en place d'une coulée de lave ré-cente ou l'exhumation par érosion d'une couche de sédiments très ancienne. L'analyse de la stratigraphie est donc absolument nécessaire pour éviter les mauvaises interprétations. A partir de données visibles haute résolution (HRSC) Werner [2006] a produit de nombreuses datations par comptage de cratères sur certains terrains martiens, dont beau-coup de formations volcaniques, basées sur un même modèle chronologique. Le fait est que de nombreuses datations ont été eectuées localement par plusieurs auteurs, avec des fonctions de productions de cratères diérents, entraînant des résultats parfois diciles à comparer et mettre en relation. Les âges des études précédentes [Plescia et Saunders, 1979 ; Plescia, 2004] réalisées à partir de la sonde Vikings sont comparés ici aux âges dé-rivés par l'intermédiaire de la camera HRSC de Mars/Express et aux résultats accumulés pendant cette thèse pour présenter une vision synthétique et globale de ce qu'a dû être le volcanisme martien au cours du temps. No documento Âmbito do nemo tenetur se ipsum accusare no direito processual penal português : com destaque para a sua aplicabilidade aos casos de recolha de provas por intrusão corporal (páginas 37-42)
