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Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Supporting Information for "Insights into Venus' crustal plateaus from dyke trajectories below craters" (Simulation results)
No full text<p>This repository contains the results presented in the article submitted to Journal of Geophysical Research: Planets entitle <em>"Insights into Venus'</em> crustal <em>plateaus from dyke trajectories below craters" </em>by Le Contellec A., Michaut C., Maccaferri F., Pinel V., Chambat F., Smrekar S.. </p>
<p>It provides the simulations parameters and results of dyke propagation in a crater stress field in the conditions of Venus, using the dyke propagation code developped by F. Maccaferri (Maccaferri et al, 2020) and a stress field computation code (Le Contellec, 2024) to compute the crater stress field. </p>
<p>The classification of the results corresponds to the categories defined in Section 4 of the article and are as follows: (1) corresponds to no dykes reaching the surface (green triangles), (2) to dykes reaching the surface within and outside the crater (blue dots), (3) to dykes reaching the surface exclusively within the crater (pink stars), and (4) to dykes reaching the surface exclusively outside the crater (orange diamonds).<br>Parameters used are: crater radius R in km, initial depth (i.e. crustal thickness) Di in km, magma density ⍴mag in kg.m3, crust density ⍴c in kg.m3, density ratio ⍴mag/⍴c, initial length of the dyke L in km, initial fluid overpressure calculated from Weertman's formula ΔPi (Equation 14 of the article) in MPa, maximum value of the stress component σrr,max in MPa, maximum shear stress component on the coordinate planes σrz,max in MPa, dimensionless number ẟ (Equation 18 of the article), dimensionless number Γ (Equation 16 of the article) and the classification of the simulation result (1 to 4 depending on the observed behaviour).</p>
Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques
No full textOn terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations
Going Beyond Counting First Authors in Author Co-citation Analysis
Get PDFThe present study examines one of the fundamental aspects of author co-citation analysis (ACA) - the way co-citation
counts are defined. Co-citation counting provides the data on which all subsequent statistical analyses and mappings
are based, and we compare ACA results based on two different types of co-citation counting - the traditional type that
only counts the first one among a cited work's authors on the one hand and a non-traditional type that takes into
account the first 5 authors of a cited work on the other hand. Results indicate that the picture produced through this non-traditional author co-citation counting contains more coherent author groups and is therefore considerably clearer. However, this picture represents fewer specialties in the research field being studied than that produced through the traditional first-author co-citation counting when the same number of top-ranked authors is selected and analyzed. Reasons for these effects are discussed
Variations on the Author
Get PDF“Variations on the Author” discusses two of Eduardo Coutinho’s recent films (Um Dia na Vida, from 2010, and Últimas Conversas, posthumously released in 2015) and their contribution to the general question of documentary authorship. The director’s filmography is characterized by a consistent yet self-effacing form of authorial self-inscription: Coutinho often features as an interviewer that rather than express opinions propels discourses; an interviewer that is good at listening. This mode of self-inscription characterizes him as an author who is not expressive but who is nonetheless markedly present on the screen. In Um Dia na Vida, however, Coutinho is completely absent form the image, while Últimas Conversas, on the contrary, includes a confessional prologue that moves the director from the margins to the center of his films. This article examines the ways in which these works stand out in the filmography of a director who offers new insights into the notion of cinematic authorship
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