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Hale (cráter marciano)

Materiales de barrancos de tonos claros en la pared del cráter Hale. Representación a partir de datos de HiRISE.
Mosaico del Viking Orbiter 1 con Hale en el centro

Hale es un cráter de 150 km × 125 km (93 mi × 78 mi) a 35,7°S, 323,4°E en Marte , justo al norte de la cuenca Argyre . El cráter se encuentra en el cuadrángulo Argyre . Recibió su nombre en honor al astrónomo estadounidense George Ellery Hale . [1]

Descripción

El 28 de septiembre de 2015, la NASA confirmó la existencia estacional de agua líquida en el cráter Hale. [2] Las sales en el agua ( perclorato de magnesio , clorato de magnesio , perclorato de sodio , ...) reducen su punto de congelación y fusión a 203 K (−70 °C o −94 °F), que está cerca de la temperatura promedio de la noche de verano. Hale fue creado por un asteroide de aproximadamente 35 km (22 mi) de diámetro que impactó en un ángulo oblicuo hace unos 3500–3800 millones de años. El borde y el material eyectado están erosionados y muestran impactos más pequeños, pero los depósitos posteriores han cubierto pequeños cráteres en su interior. [3] En el borde sur de Hale, partes de la pared del cráter se han movido pendiente abajo hacia el centro del cráter. La superficie muestra una red de canales fluviales que pueden haber sido causados ​​por agua corriente. [4] Lleva el nombre de George Ellery Hale .

La pared del cráter Hale tiene muchos barrancos. Algunos de ellos se muestran a continuación en una imagen de HiRISE. A diferencia de otros barrancos de Marte, estos están hechos de materiales de tonos claros. Una investigación publicada en la revista Icarus ha descubierto hoyos en el cráter Hale que son causados ​​por material eyectado caliente que cae sobre un suelo que contiene hielo. Los hoyos se forman por el vapor que se forma con el calor y que sale de grupos de hoyos simultáneamente, lo que hace que el material eyectado se aleje de ellos. [5]

Los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, especialmente en cráteres. Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno, y se encuentran sobre dunas de arena que son jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y una plataforma. Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlos, las más populares implican agua líquida que proviene de un acuífero o que queda de glaciares antiguos . [6]

Existen pruebas que respaldan ambas teorías. La mayoría de las cabezas de las alcobas de los barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero. Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en un acuífero a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [7] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden estar formadas por arenisca porosa. Esta capa estaría encaramada sobre otra capa que impide que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). La única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. El agua podría fluir hacia la superficie cuando alcanza una ruptura, como la pared de un cráter. Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah. [8]

Véase también

Referencias

  1. ^ "Hale". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Programa de investigación astrogeológica del USGS.
  2. ^ Akpan, Nsikan (septiembre de 2015). "Marte tiene ríos de agua salada, revela un satélite de la NASA". PBS NewsHour .
  3. ^ Naeye, Robert (junio de 2005). "El cráter Hale de Marte". Sky and Telescope . 109 (6): 30. Bibcode :2005S&T...109f..30N. Archivado desde el original el 20 de febrero de 2007 . Consultado el 6 de julio de 2017 .
  4. ^ ESA – Mars Express – Cráter Hale en la cuenca de Argyre
  5. ^ Tornabene, L. et al. 2012. Materiales con cráteres dispersos en Marte. Más evidencia del papel de los volátiles durante el proceso de impacto. Icarus. 220: 348–368.
  6. ^ Heldmann, J. y M. Mellon. Observaciones de barrancos marcianos y limitaciones en los mecanismos de formación potenciales. 2004. Icarus. 168: 285–304.
  7. ^ Heldmann, J. y M. Mellon. 2004. Observaciones de barrancos marcianos y limitaciones sobre los posibles mecanismos de formación. Icarus. 168:285–304
  8. ^ Harris, A y E. Tuttle. 1990. Geología de los parques nacionales. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa.

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