El cuadrángulo del Mare Boreum es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo del Mare Boreum también se conoce como MC-1 (Mars Chart-1). [1] Su nombre deriva de un nombre más antiguo para una característica que ahora se llama Planum Boreum , una gran llanura que rodea el casquete polar. [2]
El cuadrángulo cubre toda la superficie marciana al norte de la latitud 65°. Incluye el casquete glaciar del polo norte , que tiene un patrón de remolino y tiene aproximadamente 1.100 kilómetros (680 millas) de ancho. En 1972, la sonda Mariner 9 descubrió un cinturón de dunas de arena que rodea los depósitos de hielo polar, que tiene 500 kilómetros (310 millas) de ancho en algunos lugares y puede ser el campo de dunas más grande del Sistema Solar. [3] El casquete glaciar está rodeado por las vastas llanuras de Planum Boreum y Vastitas Borealis . Cerca del polo, hay un gran valle, Chasma Boreale , que puede haberse formado a partir del derretimiento del agua del casquete glaciar. [4] Una visión alternativa es que fue creado por vientos provenientes del polo frío. [5] [6] Otra característica destacada es una elevación suave, anteriormente llamada Olympia Planitia. En el verano, se hace visible un collar oscuro alrededor del casquete residual; en su mayoría es causado por dunas. [7] El cuadrángulo incluye algunos cráteres muy grandes que se destacan en el norte porque el área es lisa y con pocos cambios en la topografía. Estos grandes cráteres son Lomonosov y Korolev . Aunque más pequeño, el cráter Stokes también es prominente.
El módulo de aterrizaje Phoenix aterrizó en Vastitas Borealis, dentro del cuadrángulo del Mare Boreum, a 68,218830° N y 234,250778° E el 25 de mayo de 2008. [8] La sonda recolectó y analizó muestras de suelo en un intento de detectar agua y determinar cuán hospitalario podría haber sido el planeta para el crecimiento de la vida. Permaneció activa allí hasta que las condiciones invernales se volvieron demasiado duras unos cinco meses después. [9]
Después de que la misión terminó, la revista Science informó que se detectaron cloruro, bicarbonato, magnesio, sodio, potasio, calcio y posiblemente sulfato en las muestras analizadas por Phoenix . El pH se redujo a 7,7 ± 0,5. Se detectó perclorato (ClO 4 ), un oxidante fuerte a temperaturas elevadas. Este fue un descubrimiento significativo porque la sustancia química tiene el potencial de ser utilizada como combustible para cohetes y como fuente de oxígeno para futuros colonos. Además, bajo ciertas condiciones, el perclorato puede inhibir la vida; sin embargo, algunos microorganismos obtienen energía de la sustancia (por reducción anaeróbica). La sustancia química, cuando se mezcla con agua, puede reducir en gran medida los puntos de congelación, de manera similar a cómo se aplica sal a las carreteras para derretir el hielo. Por lo tanto, el perclorato puede estar permitiendo que se formen pequeñas cantidades de agua líquida en Marte hoy. Los barrancos, que son comunes en ciertas áreas de Marte, pueden haberse formado a partir del perclorato que derrite el hielo y hace que el agua erosione el suelo en pendientes pronunciadas. [10]
Se encontraron muchas pruebas directas de agua en este lugar. [11]
Una investigación basada en ligeros cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte a lo largo de 16 años descubrió que cuando un hemisferio experimenta el invierno, aproximadamente entre 3 y 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera sobre los casquetes polares norte y sur. Esto representa entre el 12 y el 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera marciana. Estas observaciones respaldan las predicciones del Modelo Atmosférico de Referencia Global de Marte de 2010. [12] [13]
En el Mare Boreum, cerca del polo norte (y también del polo sur), se han encontrado pruebas sólidas de la existencia de un antiguo océano. En marzo de 2015, un equipo de científicos publicó unos resultados que demostraban que esta región estaba altamente enriquecida con deuterio, hidrógeno pesado, siete veces más que la Tierra. Esto significa que Marte ha perdido un volumen de agua 6,5 veces superior al que se almacena en los casquetes polares actuales. El agua habría formado durante un tiempo un océano en el Mare Boreum, una zona baja. La cantidad de agua podría haber cubierto el planeta unos 140 metros, pero probablemente se encontraba en un océano que en algunos lugares tendría casi 1 milla de profundidad.
Este equipo internacional utilizó el Very Large Telescope de ESO, junto con instrumentos del Observatorio WM Keck y del Telescopio Infrarrojo de la NASA, para cartografiar diferentes formas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años. [14] [15]
A partir de las observaciones realizadas con el instrumento Shallow Radar (SHARAD) a bordo de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, los investigadores determinaron que el volumen total de hielo de agua en la capa de hielo del norte es de 821.000 kilómetros cúbicos (197.000 millas cúbicas). Esto equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra, o lo suficiente para cubrir la superficie de Marte hasta una profundidad de 5,6 metros [16] [17] [18]
Se han encontrado dunas de arena en muchos lugares de Marte. La presencia de dunas muestra que el planeta tiene una atmósfera con viento, ya que las dunas necesitan viento para amontonar la arena. La mayoría de las dunas de Marte son negras debido a la erosión de la roca volcánica basalto . [19] [7] Se puede encontrar arena negra en la Tierra en Hawái y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur. [20] La arena es común en Marte debido a la antigüedad de la superficie que ha permitido que las rocas se erosionen hasta convertirse en arena. Se ha observado que las dunas de Marte se mueven muchos metros. [21] [22] En este proceso, la arena se mueve hacia arriba por el lado de barlovento y luego cae por el lado de sotavento de la duna, lo que hace que la duna se desplace hacia el lado de sotavento (o cara de deslizamiento). [23] Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondulaciones en sus superficies. [24] Estas son causadas por los granos de arena que ruedan y rebotan en la superficie de barlovento de una duna. Los granos que rebotan tienden a caer en el lado barlovento de cada onda. Los granos no rebotan muy alto, por lo que no se necesita mucho para detenerlos.
Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter en el Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
