Lava flow thickness estimation on the Moon and Mercury based on modeling the topographic degradation of partially buried impact craters
Estimation de l'épaisseur des coulées de lave sur la Lune et le Mercure basée sur la modélisation de la dégradation topographique de cratères d’impact
Abstract
In this study, partially buried craters on the lunar maria and the northern smooth plains of Mercury were identified using recently acquired optical, elevation, and composition data, and lava flow thicknesses near partially buried craters were estimated by numerically modeling their topographic degradation. In Chapter 1, I first introduce the geologic background of the volcanic plains on the Moon and Mercury. Next, I will summarize all the methods that have been used to estimate the lava flow thicknesses on the Moon and Mercury, as well as the research progress on the crater topographic degradation. In Chapter 2, I present the remote sensing datasets used in this study. Then, the criteria used to identify partially buried craters are discussed. A lava flow thickness estimation method is later proposed based on the topographic degradation of partially buried craters. The best fitting lava flow thickness was then determined by minimizing the difference between the modeled final profile and the observed profile. In Chapter 3, in order to solve the topographic diffusion equation, the elevation profile of a fresh impact crater is constructed as the initial condition. For lunar fresh impact craters, we constructed a set of topographic profiles that consider both crater sizes and target types. For fresh impact craters on Mercury, we constructed topographic profiles that only include transitional and complex craters. As described in Chapter 4, the basalt thicknesses were inverted using 41 mare craters whose rims are completely exposed. The result shows that the estimated mare basalt thicknesses vary from 33 to 455 m, with a median value of 105 m. We then calculated the total volume and eruption rate of lunar mare basalts, and found that the estimated eruption rate of mare basalts peaked at 3.4 Ga and then decreased with time, indicating a progressive cooling of the lunar interior. We also found that the topographic diffusivity of lunar craters increases with diameter and is almost invariant with time. In Chapter 5, I present a similar result for Mercury. The lava flow thicknesses were inverted for 17 craters whose rims were exposed and embayed for more than 50% of its circumference. The result shows that the lava flow thicknesses vary from 7 to 419 m, with a median value of 218 m. We then calculated the total volume and eruption rate of the lava flows. Comparing the topographic diffusivity on the Moon with that on Mercury, it can be found that both values are similar to each other. As shown in Chapter 6, there are some remaining issues that need to be solved in the future. First, I employed a simple axisymmetric geometry when analytically solving the topographic diffusion equation and did not consider a fully three-dimensional topographic degradation process. Second, the inverted topographic diffusivities have a large range of uncertainty and are not well constrained. Third, complex craters usually have complicated formation mechanism and a variable geologic background and crater morphology, resulting in considerable variability and uncertainty in the crater morphometric relations.
Dans cette étude, les cratères partiellement enterrés dans la maria lunaire et dans les plaines lisses septentrionales de Mercure ont été identifiés à l'aide de données récemment acquises concernant l'optique, l'élévation et la composition, et les épaisseurs de coulées de lave proches des cratères partiellement enterrés ont été estimées par modélisation numérique de leur dégradation topographique. Au chapitre 1, je présente d'abord le contexte géologique des plaines volcaniques de la Lune et de Mercure. Ensuite, je vais résumer toutes les méthodes qui ont été utilisées pour estimer l’épaisseur des coulées de lave sur la Lune et Mercure, ainsi que les progrès de la recherche sur la dégradation topographique du cratère. Au chapitre 2, je présente les ensembles de données de télédétection utilisés dans cette étude. Ensuite, les critères utilisés pour identifier les cratères partiellement enterrés sont discutés. Une méthode d'estimation de l'épaisseur des coulées de lave est proposée ultérieurement, basée sur la dégradation topographique de cratères partiellement enterrés. L'épaisseur de coulée de lave la mieux adaptée a ensuite été déterminée en minimisant la différence entre le profil final modélisé et le profil observé. Au chapitre 3, afin de résoudre l'équation de diffusion topographique, le profil d'altitude d'un nouveau cratère d'impact est construit comme condition initiale. Pour les cratères d’impact frais lunaires, nous avons construit un ensemble de profils topographiques qui prennent en compte à la fois la taille des cratères et les types de cibles. Pour les nouveaux cratères d’impact sur Mercure, nous avons construit des profils topographiques qui incluent uniquement des cratères de transition et complexes. Comme décrit au chapitre 4, les épaisseurs de basalte ont été inversées en utilisant 41 cratères de maria dont les bords sont complètement exposés. Le résultat montre que les épaisseurs estimées en basalte mare varient de 33 à 455 m, avec une valeur médiane de 105 m. Nous avons ensuite calculé le volume total et le taux d'éruption des basaltes des maria lunaires et avons constaté que le taux estimé d'éruption des basaltes des maria atteignait un sommet de 3,4 Ga, puis diminuait avec le temps, indiquant un refroidissement progressif de l'intérieur de la lune. Nous avons également constaté que la diffusivité topographique des cratères lunaires augmente avec le diamètre et est presque invariante dans le temps. Au chapitre 5, je présente un résultat similaire pour Mercure. Les épaisseurs de coulées de lave ont été inversées pour 17 cratères dont les bords ont été exposés et enduits de plus de 50% de leur circonférence. Le résultat montre que les épaisseurs de coulées de lave varient de 7 à 419 m, avec une valeur médiane de 218 m. Nous avons ensuite calculé le volume total et le taux d’éruption des coulées de lave. En comparant la diffusivité topographique sur la Lune à celle sur Mercure, on peut constater que les deux valeurs sont similaires. Comme indiqué au chapitre 6, il reste quelques problèmes à résoudre à l'avenir. Tout d'abord, j'ai utilisé une géométrie axisymétrique simple lors de la résolution analytique de l'équation de diffusion topographique et n'ai pas envisagé un processus de dégradation topographique entièrement tridimensionnel. Deuxièmement, les diffusivités topographiques inversées présentent un large intervalle d’incertitude et ne sont pas bien contraintes. Troisièmement, les cratères complexes ont généralement un mécanisme de formation compliqué et un fond géologique et une morphologie de cratère variables, ce qui entraîne une variabilité et une incertitude considérables des relations morphométriques du cratère.
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