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Deuteronilus Mensae

Deuteronilus Mensae es una región de Marte de 937 km de ancho y centrada en 43°54′N 337°24′O / 43.9, -337.4 . Abarca los 344°–325° Oeste y los 40°–48° Norte. [1] La región de Deuteronilus se encuentra justo al norte de Arabia Terra y está incluida en el cuadrángulo Ismenius Lacus . Se encuentra a lo largo del límite dicotómico, es decir, entre las antiguas tierras altas del sur, muy llenas de cráteres, y las llanuras bajas del hemisferio norte. La región contiene un terreno plano y lleno de protuberancias que puede haber sido formado por glaciares en algún momento del pasado. Deuteronilus Mensae se encuentra inmediatamente al oeste de Protonilus Mensae e Ismeniae Fossae . [2] [3] Los glaciares persisten en la región en tiempos modernos, y se estima que al menos uno de ellos se formó hace tan solo entre 100.000 y 10.000 años. [4] Evidencias recientes del radar del Mars Reconnaissance Orbiter han demostrado que partes de Deuteronilus Mensae efectivamente contienen hielo. [5] [6] [7]

Fuente de hielo

En la actualidad, se cree ampliamente que el hielo se acumuló en muchas áreas de Marte, incluida Deuteronilus Mensae, cuando la inclinación orbital del planeta era muy diferente a la actual (el eje de Marte tiene un "bamboleo" considerable, lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo). [8] [9] [10] Hace unos pocos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de los 25 grados actuales. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos diminutas lunas no pueden estabilizarla, como nuestra luna relativamente grande hace con la Tierra.

Se cree que muchas formaciones de Marte, incluida Deuteronilus Mensae, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados [11] [12]. Los grandes cambios en la inclinación explican muchas de las formaciones ricas en hielo de Marte.

Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus 25 grados actuales, el hielo ya no es estable en los polos. [13] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Esta mayor presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad en la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [14] [15] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [12] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja atrás un rezago de polvo. [16] [17] El depósito de rezago cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [18] Nótese que la capa del manto de superficie lisa probablemente represente solo material relativamente reciente.

Fondo con patrón poligonal

El suelo poligonal con dibujos es bastante común en algunas regiones de Marte. [19] [20] [21] [22] [23] [24] [25] Se cree comúnmente que se debe a la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo del hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que le sucede al hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo con dibujos se forma en una capa del manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [26] [27] [28] [29]

Unidad de las llanuras superiores

Se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado unidad de llanuras superiores , en las latitudes medias de Marte. Se investigó por primera vez en la región de Deuteronilus Mensae, pero también se encuentra en otros lugares. Los restos consisten en conjuntos de capas inclinadas en cráteres y a lo largo de mesetas. [30] Los conjuntos de capas inclinadas pueden ser de varios tamaños y formas; algunos parecen pirámides aztecas de América Central.

Esta unidad también se degrada en terreno cerebral . El terreno cerebral es una región de crestas laberínticas de 3 a 5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos.

Algunas regiones de la unidad de llanuras superiores presentan grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; dichas regiones se denominan llanuras superiores acanaladas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas provocadas por las tensiones. Se sugiere que la tensión es la que inicia el proceso de fractura, ya que las llanuras superiores acanaladas son comunes cuando las plataformas de escombros se juntan o están cerca del borde de las plataformas de escombros; dichos sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, más hielo en el material se sublima en la delgada atmósfera del planeta. Con el tiempo, las grietas pequeñas se convierten en grandes cañones o depresiones.

Las grietas pequeñas a menudo contienen pequeños hoyos y cadenas de hoyos; se cree que estos son de sublimación (transición de fase) del hielo en el suelo. [31] [32] Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas de hielo que está protegido por una capa de polvo y otros materiales de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie fresca expondrá el hielo a la fina atmósfera. [33] [34] En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la fría y fina atmósfera en un proceso llamado sublimación (transición de fase) . El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte, se ha observado sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos pocos días. [35] [36] Además, HiRISE ha visto cráteres nuevos con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo. [37]

Se cree que la unidad de las llanuras superiores cayó del cielo. Cubre varias superficies, como si hubiera caído de manera uniforme. Como es el caso de otros depósitos del manto, la unidad de las llanuras superiores tiene capas, es de grano fino y rica en hielo. Está muy extendida; no parece tener una fuente puntual. La apariencia de la superficie de algunas regiones de Marte se debe a la forma en que se ha degradado esta unidad. Es una de las principales causas de la apariencia superficial de las plataformas de escombros lobulados . [32] Se cree que la estratificación de la unidad de manto de las llanuras superiores y otras unidades de manto se debe a cambios importantes en el clima del planeta. Los modelos predicen que la oblicuidad o inclinación del eje de rotación ha variado desde sus 25 grados actuales hasta quizás más de 80 grados a lo largo del tiempo geológico. Los períodos de alta inclinación harán que el hielo en los casquetes polares se redistribuya y cambie la cantidad de polvo en la atmósfera. [38] [39] [40]

Otras imágenes

Véase también

Referencias

  1. ^ Patrick Moore; Garry Hunt (1997). El atlas del sistema solar. Canciller. ISBN 978-0-7537-0014-3.
  2. ^ Baker, M. et al. 2010. Patrones de flujo de plataformas de escombros lobulados y relleno de valles lineales al norte de Ismeniae Fossae, Marte: evidencia de una extensa glaciación en latitudes medias en la Amazonia tardía. Icarus: 207. 186–209.
  3. ^ "Impresionantes vistas de Deuteronilus Mensae en Marte".
  4. ^ Rincon, Paul (19 de diciembre de 2007). "Se encuentra un glaciar activo en Marte". BBC News .
  5. ^ "HiRISE | Fusión de delantales de desechos lobulados de Deuteronilus Mensae (PSP_009535_2240)".
  6. ^ http://news.discovery.com/space/mars-ice-sheet-climate.html [ enlace roto ]
  7. ^ Plaut, J., A. Safaeinili, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Evidencia de radar de hielo en plataformas de escombros lobulados en las latitudes medias del norte de Marte. Geophys. Res. Lett. 36. doi:10.1029/2008GL036379.
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  9. ^ Madeleine, J. et al. 2009. Glaciación amazónica en latitudes medias del norte de Marte: un escenario climático propuesto. Icarus: 203. 300–405.
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  14. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polígonos de grietas por contracción térmica en Marte: clasificación, distribución e implicaciones climáticas a partir de observaciones de HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi:10.1029/2008JE003273.
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