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Elaver Vallis a été sculpté par le drainage d’un lac hespérien dans le cratère de Morella.
Les Canaux d'Elaver Vallis offrent une occasion unique de développer des [[Hydrogramme |hydrogrammes]] calibrés.<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Neil M.|nom1=Coleman|titre=Hydrographs of a Martian flood from a breached crater lake, with insights about flow calculations, channel erosion rates, and chasma growth: ELAVER VALLIS HYDROGRAPHS|périodique=Journal of Geophysical Research: Planets|volume=118|numéro=2|date=2013-02|doi=10.1029/2012JE004193|lire en ligne=http://doi.wiley.com/10.1029/2012JE004193|consulté le=2023-04-10|pages=263–277}}</ref>
Elaver Vallis commence sur le bord est du cratère Morella, un cratère noachien de 78 km de large situé au sud de Ganges Chasma (Figure 1). Morella est répertorié comme le cratère 3086-095 dans le catalogue révisé des grands cratères d'impact martiens [Barlow, 2003 ; U.S. Geological Survey (USGS), 2012]. Le système de canaux a été creusé par le drainage catastrophique d'un lac hespérien qui existait auparavant dans le cratère. Les dimensions du lac et le volume d'eau drainé peuvent raisonnablement être reconstitués grâce à la disponibilité de données quadrillées provenant du Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), et parce qu'un petit chenal formé par débordement a été préservé sur le bord du cratère. L'inondation s'est produite à la fin de l'Hespérien car les chenaux d'Elaver ont érodé les strates du début de l'Hespérien (unité Hpl3) de la séquence du Plateau [Scott et Tanaka, 1986 ; Witbeck et al., 1991].
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