Search

International audience; The European Space Agency (ESA) and Roscosmos ExoMars mission will launch the "Rosalind Franklin" rover in 2022 for a landing on Mars in 2023.The goals of the mission are to search for signs of past and present life on Mars, investigate the water/geochemical environment as a function of depth in the shallow subsurface, and characterize the surface environment. To meet these scientific objectives while minimizing the risk for landing, a 5-year-long landing site selection process was conducted by ESA, during which eight candidate sites were down selected to one: Oxia Planum. Oxia Planum is a 200 km-wide low-relief terrain characterized by hydrous clay-bearing bedrock units located at the southwest margin of Arabia Terra. This region exhibits Noachian-aged terrains. We show in this study that the selected landing site has recorded at least two distinct aqueous environments, both of which occurred during the Noachian: (1) a first phase that led to the deposition and alteration of ∼100 m of layered clay-rich deposits and (2) a second phase of a fluviodeltaic system that postdates the widespread clay-rich layered unit. Rounded isolated buttes that overlie the clay-bearing unit may also be related to aqueous processes. Our study also details the formation of an unaltered mafic-rich dark resistant unit likely of Amazonian age that caps the other units and possibly originated from volcanism. Oxia Planum shows evidence for intense erosion from morphology (inverted features) and crater statistics. Due to these erosional processes, two types of Noachian sedimentary rocks are currently exposed. We also expect rocks at the surface to have been exposed to cosmic bombardment only recently, minimizing organic matter damage.

International audience; Understanding the origin (volcanic or sedimentary) and timing of intercrater plains is crucial for deciphering the geological evolution of Mars. We have produced a detailed geological map of the intercrater plains north of the Hellas basin, based on images from the Mars Express High-Resolution Stereo Camera, the Mars Reconnaissance High-Resolution Imaging Science Experiment, and Context. Erosional windows and fresh impact craters provide a way of studying the lithology of intercrater plain units. They are composed predominantly of light-toned sedimentary rocks with subhorizontal bedding over a broad extent (greater than tens of kilometers), showing cross-bedding stratifications locally. The broad extent, geometry, and flat topography of these sediments favor a formation by aqueous processes (alluvial and lacustrine) rather than airfall (eolian and volcaniclastic). The Late Noachian (~3.7 Ga) sedimentary plains are locally covered by dark-toned, rough-textured lava flows of Late Hesperian age (~3.3 Ga). Fe/Mg phyllosilicates were detected within sedimentary rocks, whereas volcanic rocks contain pyroxene and lack signatures of alteration, in agreement with interpretations made from texture and morphology. In erosional windows, the superimposition of sedimentary rocks by younger volcanic flows enables the estimation of an erosion rate of 1000 nm yr À1 during the Hesperian period (3.3-3.7 Ga). Thus, our study shows that an intense sedimentary cycle occurred on the northern rim of the Hellas basin before and during the Late Noachian, leading to the formation of widespread sedimentary plains, which were then eroded, in agreement with a gradual change in the climatic conditions in this period, and later covered by volcanic flows.

Geologic studies of martian volcanic regions have demonstrated the diversity and complexity of the martian volcanism through various morphologies, witnesses of the volcanic and magmatic evolution of this planet. A better understanding of this volcanism nevertheless requires a better knowledge of the mineralogical composition of these regions. This composition highly depends on the internal conditions of the planet and its evolution. In my PhD thesis, I focused on the internal and volcanic evolutions of Mars from a study of the mineralogy obtained with the visible near-infrared imaging spectrometer OMEGA / Mars Express.The OMEGA dataset has allowed the mapping of key anhydrous mineral of the martian surface at a global scale with a kilometer spatial resolution. These minerals are major mafic minerals (pyroxene and olivine), and ferric phases, including nanophase ferric oxides. Their spatial distributions confirm the basaltic composition of the southern hemisphere and the low albedo regions of the northern plains, as well as the nanophase nature of ferric oxides present in the martian dust. These global maps represent complete and final products and are available for the community.In addition to this global analysis, the global distribution of olivine on the surface of Mars was the subject of a more detailed local study highlighting several aspects of the martian volcanism and magmatism. Hesperian olivine enriched lavas that have filled dozens of craters and depressions in the southern hemisphere were identified. Olivine was also identified in the northern plains associated with material excavated by craters ( 20 km) in the northern plains, and buttes in the southern hemisphere suggests that the buried noachian/primitive crust was olivine enriched in some locations. Finally, olivine found in buttes on terraces of Argyre and Hellas basins, interpreted as mantle ejectas, indicates that the martian mantle have experienced an overturn after its crystallization.The last chapter of my work was to identify the source regions of Martian meteorites by looking for some similarity in their spectral signatures in the near infrared with those of the martian surface. A major outcome of this study is that the basaltic shergottites Shergotty and Los Angeles have spectral signatures similar to those of the hesperian volcanic massifs such as Syrtis Major, Hesperia Planum and Thaumasia Planum. Such an analogy is consistent with an old age for these meteorites.; Les études géologiques des régions volcaniques de Mars ont clairement montré la diversité et la complexité du volcanisme martien avec des structures aux morphologies variées, témoins de son évolution volcanique et magmatique. Une meilleure compréhension de ce volcanisme nécessite toutefois une connaissance plus précise de la composition minéralogique de ces régions. Cette composition est en effet très dépendante des conditions internes de la planète et de son évolution. Dans ce travail de thèse je me suis donc intéressée à l’évolution volcanique et interne de Mars à partir d’une étude de la minéralogie obtenue grâce à l’imageur hyperspectral OMEGA/Mars Express.Le jeu de données OMEGA a permis la cartographie à l’échelle globale et avec une résolution kilométrique des principaux minéraux mafiques (pyroxènes et olivines), et des phases ferriques, incluant les oxydes ferriques nanophases, qui permettent de jauger l’état d’oxydation de la surface et de tracer la présence de poussière. Leurs distributions spatiales confirment la composition basaltique des terrains de l’hémisphère sud et de certaines régions sombres des plaines du nord ainsi que la nature nanophasée des oxydes ferriques présents dans la poussière martienne. Ces cartes représentent des produits complets et finaux qui sont mis à la disposition de la communauté. En complément de cette analyse globale, la distribution de l’olivine à la surface de Mars a fait l’objet d’une étude locale plus détaillée mettant en évidence plusieurs aspects du volcanisme et du magmatisme martien. Des laves hespériennes enrichies en olivine ayant rempli des dizaines de cratères et de dépressions de l’hémisphère sud ont été identifiées. De l’olivine a également été identifiée dans les plaines du nord associée à du matériau excavé par des cratères (20 km) dans les plaines du nord, ainsi qu’à des buttes dans l’hémisphère sud suggère que la croûte noachienne/primitive enfouie soit enrichie en olivine au moins en certains endroits. Enfin, de l’olivine associée à des buttes sur les terrasses des bassins d’Argyre et d’Hellas, interprétées comme étant des éjectas de manteau, indique que le manteau martien a subi un overturn à la suite de sa cristallisation.La dernière étape de mon travail a consisté à identifier les régions sources de certaines météorites martiennes en recherchant la similarité de leurs signatures spectrales dans l’infrarouge proche avec celle de la surface de Mars. Un des résultats majeurs de cette étude est que les shergottites basaltiques Los Angeles et Shergotty ont des signatures spectrales similaires à celles des grands massifs volcaniques hespériens tels que Syrtis Major, Thaumasia et Hespéria Planum. Une telle analogie est en accord avec un âge ancien pour ces météorites.

Geologic studies of martian volcanic regions have demonstrated the diversity and complexity of the martian volcanism through various morphologies, witnesses of the volcanic and magmatic evolution of this planet. A better understanding of this volcanism nevertheless requires a better knowledge of the mineralogical composition of these regions. This composition highly depends on the internal conditions of the planet and its evolution. In my PhD thesis, I focused on the internal and volcanic evolutions of Mars from a study of the mineralogy obtained with the visible near-infrared imaging spectrometer OMEGA / Mars Express.The OMEGA dataset has allowed the mapping of key anhydrous mineral of the martian surface at a global scale with a kilometer spatial resolution. These minerals are major mafic minerals (pyroxene and olivine), and ferric phases, including nanophase ferric oxides. Their spatial distributions confirm the basaltic composition of the southern hemisphere and the low albedo regions of the northern plains, as well as the nanophase nature of ferric oxides present in the martian dust. These global maps represent complete and final products and are available for the community.In addition to this global analysis, the global distribution of olivine on the surface of Mars was the subject of a more detailed local study highlighting several aspects of the martian volcanism and magmatism. Hesperian olivine enriched lavas that have filled dozens of craters and depressions in the southern hemisphere were identified. Olivine was also identified in the northern plains associated with material excavated by craters ( 20 km) in the northern plains, and buttes in the southern hemisphere suggests that the buried noachian/primitive crust was olivine enriched in some locations. Finally, olivine found in buttes on terraces of Argyre and Hellas basins, interpreted as mantle ejectas, indicates that the martian mantle have experienced an overturn after its crystallization.The last chapter of my work was to identify the source regions of Martian meteorites by looking for some similarity in their spectral signatures in the near infrared with those of the martian surface. A major outcome of this study is that the basaltic shergottites Shergotty and Los Angeles have spectral signatures similar to those of the hesperian volcanic massifs such as Syrtis Major, Hesperia Planum and Thaumasia Planum. Such an analogy is consistent with an old age for these meteorites., Les études géologiques des régions volcaniques de Mars ont clairement montré la diversité et la complexité du volcanisme martien avec des structures aux morphologies variées, témoins de son évolution volcanique et magmatique. Une meilleure compréhension de ce volcanisme nécessite toutefois une connaissance plus précise de la composition minéralogique de ces régions. Cette composition est en effet très dépendante des conditions internes de la planète et de son évolution. Dans ce travail de thèse je me suis donc intéressée à l’évolution volcanique et interne de Mars à partir d’une étude de la minéralogie obtenue grâce à l’imageur hyperspectral OMEGA/Mars Express.Le jeu de données OMEGA a permis la cartographie à l’échelle globale et avec une résolution kilométrique des principaux minéraux mafiques (pyroxènes et olivines), et des phases ferriques, incluant les oxydes ferriques nanophases, qui permettent de jauger l’état d’oxydation de la surface et de tracer la présence de poussière. Leurs distributions spatiales confirment la composition basaltique des terrains de l’hémisphère sud et de certaines régions sombres des plaines du nord ainsi que la nature nanophasée des oxydes ferriques présents dans la poussière martienne. Ces cartes représentent des produits complets et finaux qui sont mis à la disposition de la communauté. En complément de cette analyse globale, la distribution de l’olivine à la surface de Mars a fait l’objet d’une étude locale plus détaillée mettant en évidence plusieurs aspects du volcanisme et du magmatisme martien. Des laves hespériennes enrichies en olivine ayant rempli des dizaines de cratères et de dépressions de l’hémisphère sud ont été identifiées. De l’olivine a également été identifiée dans les plaines du nord associée à du matériau excavé par des cratères (20 km) dans les plaines du nord, ainsi qu’à des buttes dans l’hémisphère sud suggère que la croûte noachienne/primitive enfouie soit enrichie en olivine au moins en certains endroits. Enfin, de l’olivine associée à des buttes sur les terrasses des bassins d’Argyre et d’Hellas, interprétées comme étant des éjectas de manteau, indique que le manteau martien a subi un overturn à la suite de sa cristallisation.La dernière étape de mon travail a consisté à identifier les régions sources de certaines météorites martiennes en recherchant la similarité de leurs signatures spectrales dans l’infrarouge proche avec celle de la surface de Mars. Un des résultats majeurs de cette étude est que les shergottites basaltiques Los Angeles et Shergotty ont des signatures spectrales similaires à celles des grands massifs volcaniques hespériens tels que Syrtis Major, Thaumasia et Hespéria Planum. Une telle analogie est en accord avec un âge ancien pour ces météorites.