El cuadrángulo Diacria es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo está ubicado en la porción noroeste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 180° a 240° de longitud este (120° a 180° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. El cuadrángulo utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5 000 000 (1:5M). El cuadrángulo Diacria también se conoce como MC-2 (Mars Chart-2). [1] El cuadrángulo Diacria cubre partes de Arcadia Planitia y Amazonis Planitia .
Los límites sur y norte del cuadrángulo de Diacria tienen aproximadamente 3065 km (1905 mi) y 1500 km (930 mi) de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2050 km (1270 mi) (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [2] El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4,9 millones de km cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [3] El lugar de aterrizaje del módulo Phoenix (68,22° N, 234,25° E) se encuentra a unos 186 km (116 mi) al norte del cuarto noreste del cuadrángulo de Diacria. El paisaje visto por el módulo Phoenix es probablemente representativo de una gran parte del terreno en el cuadrángulo norte de Diacria.
Diacria es el nombre de una formación de albedo telescópico ubicada a 48° N y 190° E en Marte. La formación recibió el nombre de Diacria en 1930 por el astrónomo griego E. M. Antoniadi , en honor a las tierras altas que rodean Maratón en el noroeste de Ática , Grecia. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958. [4]
El cuadrángulo Diacria se encuentra en el borde noroeste de la meseta volcánica de Tharsis . Las características topográficas, volcánicas y tectónicas asociadas con los grandes volcanes Olympus Mons (al sur del área del mapa) y Alba Mons (al este del área del mapa) caracterizan las partes sureste y este central del cuadrángulo. Las áreas norte y oeste del cuadrángulo se encuentran en las llanuras bajas del norte de Marte y cubren partes de Amazonis Planitia (en el sur), Arcadia Planitia (centro oeste) y Vastitas Borealis (en el norte). El gran cráter Milankovič (118,4 km de diámetro) se encuentra en la parte norte central del cuadrángulo a 54,7° N, 213,3° E.
Los datos de elevación del instrumento Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) de la sonda espacial Mars Global Surveyor muestran que el terreno regional desciende suavemente hacia el noroeste, con la elevación más alta a unos 3,5 km (2,2 mi) por encima del nivel de referencia (el "nivel del mar" de Marte) en el flanco occidental del volcán Alba Mons, en la parte sureste del cuadrángulo. Los puntos más bajos del cuadrángulo están a unos 4,5 km por debajo del nivel de referencia (-4.500 m) en Vastitas Borealis, en la esquina noroeste. [5] El relieve regional es, por tanto, de unos 8 km, pero a escala local, las pendientes son muy poco profundas; la parte de Amazonis Planitia en la parte central sur del cuadrángulo contiene algunos de los terrenos más planos de todo el planeta. [6]
A diferencia de otros lugares visitados en Marte con módulos de aterrizaje ( Viking y Pathfinder ), casi todas las rocas cerca de Phoenix son pequeñas. Hasta donde alcanza la vista de la cámara, el terreno es plano, pero tiene forma de polígonos de entre 2 y 3 metros de diámetro y está delimitado por depresiones de entre 20 y 50 cm (8 y 20 pulgadas) de profundidad. Estas formas se deben a que el hielo en el suelo se expande y se contrae debido a los grandes cambios de temperatura. El microscopio mostró que el suelo sobre los polígonos está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Además, a diferencia de otros lugares visitados en Marte, el sitio no tiene ondulaciones ni dunas. [7] El hielo está presente a unos centímetros por debajo de la superficie en el medio de los polígonos, y a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas (20 cm) de profundidad. Las imágenes de la superficie debajo del módulo de aterrizaje parecen mostrar que los cohetes de aterrizaje pueden haber expuesto una capa de hielo. [7] [8] Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, se sublima lentamente . [9] Se observaron algunos remolinos de polvo .
El suelo con patrones poligonales es bastante común en algunas regiones de Marte. [10] [11] [12] [13] [14] [15] [16] 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 sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares en Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo con patrones se forma en una capa del manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [17] [18] [19] [20]
El flanco occidental del volcán Alba Mons constituye el borde oriental y sudoriental del cuadrángulo. En términos de área, Alba Mons (anteriormente, Alba Patera) es la formación volcánica más grande de Marte. El flanco tiene una pendiente muy baja (1° o menos) y se caracteriza por flujos de lava y una serie de crestas y canales que irradian hacia afuera. Algunos de los canales tienen un patrón de drenaje que se asemeja al formado por el agua de lluvia en las laderas de los volcanes terrestres. Sin embargo, muchos otros canales en los flancos de Alba Mons se formaron claramente por lava fluyendo. [21] El flanco occidental del volcán también contiene algunos fosos con tendencia NO-SE ( Cyane Fossae ). Una imagen del Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) muestra hermosamente una línea de cráteres de pozo sin borde en Cyane Fossae. Los pozos pueden haberse formado por el colapso de materiales de la superficie en fracturas abiertas creadas cuando el magma se introdujo en la roca subterránea para formar diques . [22]
Cerca de la esquina sureste del cuadrángulo (37° N, 225° E) se encuentra un bloque semicircular de pendiente sur de corteza antigua, muy craterizada, de tierras altas, que está disectada por numerosos canales arqueados ( Acheron Fossae ). Los canales son fosas tectónicas, estructuras que se forman cuando la corteza se mueve hacia abajo entre dos fallas. Las fosas tectónicas se forman en áreas donde la corteza ha sufrido tensión extensional. La región de Acheron Fossae está parcialmente cubierta por depósitos volcánicos de Alba Mons en el este, flujos de lava basáltica geológicamente jóvenes o sedimentos en el oeste y sureste, y el terreno desordenado y surcado de Lycus Sulci en el sur. [23]
Lycus Sulci (24,6° N, 219° E) es el nombre que se aplica a la parte noroccidental de una característica del terreno más grande que rodea parcialmente el Monte Olimpo y se extiende hasta 750 km desde la base del volcán escudo gigante . Esta característica, llamada aureola del Monte Olimpo, consta de varios lóbulos grandes y tiene una textura superficial distintiva corrugada o acanalada. Al este del Monte Olimpo, la aureola está parcialmente cubierta por flujos de lava, pero donde está expuesta tiene diferentes nombres ( Gigas Sulci , por ejemplo). El origen de la aureola sigue siendo objeto de debate, pero es probable que se formara por enormes deslizamientos de tierra o láminas de empuje impulsadas por la gravedad que se desprendieron de los bordes del escudo del Monte Olimpo. [24]
Al oeste de Lycus Sulci, a través de las llanuras planas de Amazonis Planitia, se encuentra una región alargada de terreno irregular llamada Erebus Montes (Montañas Erebus). La región contiene cientos de montículos agrupados o aislados que se elevan entre 500 y 1000 m por encima de las llanuras circundantes. La presencia de numerosos cráteres "fantasma" parcialmente llenos en el área indica que las colinas representan los restos elevados de la antigua corteza de las tierras altas que fue inundada por flujos de lava y (posiblemente) sedimentos aluviales de Tharsis en el sureste y la provincia volcánica de Elysium al oeste. [25]
Al norte y al este de los Montes Erebus hay llanuras bajas que caracterizan una gran parte del Cuadrángulo Diacria y del hemisferio norte marciano en general. Las imágenes de resolución media de las naves espaciales Mariner 9 y Viking de la década de 1970 muestran que grandes porciones de Arcadia Planitia tienen una apariencia general moteada (clara y oscura con manchas). A mayor resolución, las formas del terreno consisten comúnmente en frentes de flujo lobulados; pequeños segmentos de canal; crestas arrugadas ; cráteres de pedestal ; y colinas bajas y aisladas similares a volcanes con cráteres en la cima. [26] Las imágenes MOLA revelan numerosos cráteres grandes enterrados a poca profundidad, lo que sugiere que una antigua superficie llena de cráteres se encuentra debajo de una capa de material más joven.
Según la resolución de la cámara orbital de Marte (MOC) de la sonda espacial Mars Global Surveyor (alrededor de varios metros por píxel), gran parte de las llanuras del norte tienen una textura marcadamente punteada y llena de hoyos que hace que el suelo se parezca a la superficie de una pelota de baloncesto o de una cáscara de naranja. Es probable que esta textura se deba a un manto de hielo y polvo que cubre el paisaje. Los pequeños hoyos y hoyos se formaron a medida que el hielo se evaporaba (sublimaba).
La historia geológica y el origen de las llanuras del norte son complejos y aún no se comprenden bien. Muchas de las formas del relieve se asemejan a las características periglaciales que se ven en la Tierra, como morrenas , polígonos con cuñas de hielo y pingos . Arcadia Planitia y Vastitas Borealis probablemente consisten en una mezcolanza de antiguos flujos de lava, características relacionadas con el hielo y sedimentos reelaborados de diverso origen. Algunos teorizan que las llanuras del norte alguna vez estuvieron cubiertas por océanos o grandes lagos.
Los grandes impactos a menudo crean enjambres de pequeños cráteres secundarios a partir de los escombros que salen disparados como consecuencia del impacto. [27] Los estudios de un tipo de cráteres secundarios, llamados cráteres expandidos , nos han dado una idea de los lugares donde puede haber abundante hielo en el suelo. Los cráteres expandidos han perdido sus bordes, esto puede deberse a que cualquier borde que alguna vez estuvo presente se ha derrumbado en el cráter durante la expansión o ha perdido su hielo, si estaba compuesto de hielo. El exceso de hielo (hielo además del que hay en los poros del suelo) está muy extendido en las latitudes medias marcianas, especialmente en Arcadia Planitia . En esta región, hay muchos cráteres secundarios expandidos que probablemente se forman a partir de impactos que desestabilizan una capa subterránea de exceso de hielo, que posteriormente se sublima. Con la sublimación , el hielo cambia directamente de una forma sólida a gaseosa. En el impacto, el exceso de hielo se rompe, lo que resulta en un aumento de la superficie. El hielo se sublimará mucho más si hay más superficie. Después de que el hielo desaparezca en la atmósfera, el material del suelo seco colapsará y hará que el diámetro del cráter se haga más grande. [28] Los lugares en Marte que muestran cráteres expandidos pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua.
Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra. Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven.
Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas, que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [29]
Un estudio publicado en la revista Science en septiembre de 2009, [30] muestra que algunos cráteres recién formados han excavado hielo de agua limpio justo debajo de la superficie en cinco lugares de Marte. Después de un corto tiempo, el hielo desaparece, sublimándose en la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos metros de profundidad. El hielo fue confirmado con el Compact Imaging Spectrometer ( CRISM ) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). El hielo se encontró en un total de cinco lugares. Uno de los lugares (Sitio 5) está en el cuadrángulo Diacria a aproximadamente 46° N, 182° E (Arcadia Planitia). [31] [32] [33] Este descubrimiento es significativo porque muestra la presencia de hielo subterráneo en latitudes más al sur de lo esperado y prueba que los futuros colonos en Marte podrán obtener agua de una amplia variedad de lugares. El hielo se puede desenterrar, derretir y luego desmantelar para proporcionar oxígeno fresco e hidrógeno para combustible de cohetes. El hidrógeno era el potente combustible utilizado por los motores principales del transbordador espacial .
Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes pronunciadas , como las paredes de los cráteres . Parece que las rayas más jóvenes son oscuras y se vuelven más claras con la edad. A menudo comienzan como una pequeña mancha estrecha que luego se ensancha y se extiende cuesta abajo durante cientos de metros. Se han propuesto varias ideas para explicar las rayas. Algunas involucran agua , [34] o incluso el crecimiento de organismos . [35] [36] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo porque a intervalos más o menos regulares el polvo se deposita fuera de la atmósfera cubriéndolo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los rovers de Marte se cubren de polvo. La energía de los Rovers se ha salvado muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo que han despejado los paneles y aumentado la energía. Así que sabemos que el polvo cae de la atmósfera con frecuencia. [37]
En general, se acepta que las rayas representan avalanchas de polvo. Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se retira una fina capa de polvo, la superficie subyacente aparece oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del Sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del Sol y el punto más cercano al Sol es muy grande para Marte, pero solo leve para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [38] [39] También se han observado otras tormentas de polvo globales, desde entonces.
Una investigación publicada en enero de 2012 en Icarus descubrió que las rayas oscuras se originaron por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estaba dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar de impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, emergieron patrones. El número de rayas era mayor cerca del lugar del impacto. Por lo tanto, es probable que el impacto haya causado las rayas. Además, la distribución de las rayas formó un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvadas se parecían a cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las numerosas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto causó las avalanchas de polvo, pero si ese fue el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de estar concentradas en formas curvas. [40] [41]
En algunas de las imágenes siguientes se pueden observar rayas oscuras.
Grandes porciones de la superficie marciana están cubiertas de un brillante polvo de color ocre rojizo. Las partículas de polvo tienen normalmente un tamaño inferior a 40 micrómetros y están compuestas de minerales de óxido de hierro. [42] Los datos del Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) de la sonda espacial Mars Global Surveyor han permitido a los científicos planetarios estimar la cantidad de polvo que cubre amplias franjas del planeta. [43] En general, el cuadrángulo de Diacria es extremadamente polvoriento, en particular en Arcadia Planitia y la región alrededor del flanco de Alba Mons y la aureola de Olympus Mons en la parte sureste del cuadrángulo. Se encuentran unas pocas manchas grandes de relativamente baja cobertura de polvo en Amazonis Planitia y en la esquina noroeste del cuadrángulo. [44]
Muchas zonas de Marte, incluido el cuadrángulo Diacria, experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Cuando un remolino de polvo pasa, arrastra la capa de polvo y expone la superficie oscura subyacente. Se han visto remolinos de polvo desde el suelo y desde la órbita. Incluso han arrastrado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, lo que ha prolongado enormemente su vida útil. [45] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar tres meses; en cambio, ambos duraron más de seis años, y uno todavía está en funcionamiento. Se ha demostrado que el patrón de las trayectorias cambia cada pocos meses. [46]
Las depresiones triangulares visibles en el cráter Milankovič contienen hielo de agua en la pared recta que mira hacia el polo, según un nuevo estudio. [47] Se encontraron ocho sitios, siendo el cráter Milankovič el único en el hemisferio norte. Este descubrimiento es importante porque el hielo se encuentra bajo solo uno o dos metros de cobertura. La investigación se llevó a cabo con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). [48] [49] [50] [51] [52]
Las siguientes imágenes son las que se mencionan en este estudio de las capas de hielo del subsuelo. [53]
Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos asociados en laderas , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabeza, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, lo que le da a todo el barranco una forma de reloj de arena. [54] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos cortados en las caras de las dunas de arena que se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creyeron que los procesos que tallan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, esto sigue siendo un tema de investigación activa. Las imágenes siguientes muestran ejemplos de barrancos en el cuadrángulo de Diacria.
Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos en Marte. [55] [56] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la sonda espacial Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [57] [58] [59] [60] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar todos los canales en Marte era incluso mayor que el océano propuesto que podría haber tenido el planeta. Es probable que el agua se reciclara muchas veces desde el océano hasta la lluvia alrededor de Marte. [61] [62]
El relieve invertido , la topografía invertida o la inversión topográfica se refieren a las características del paisaje que han invertido su elevación en relación con otras características. Ocurre con mayor frecuencia cuando las áreas bajas de un paisaje se llenan de lava o sedimento que se endurece en material que es más resistente a la erosión que el material que lo rodea. La erosión diferencial luego elimina el material circundante menos resistente, dejando atrás el material resistente más joven, que luego puede aparecer como una cresta donde antes había un valle. Términos como "valle invertido" o "canal invertido" se utilizan para describir tales características. [63] El relieve invertido se ha observado en las superficies de otros planetas, así como en la Tierra. Por ejemplo, se han descubierto topografías invertidas bien documentadas en Marte . [64]
El terreno cerebral es común en muchos lugares de Marte. Se forma cuando el hielo se sublima a lo largo de las grietas. Las crestas del terreno cerebral pueden contener un núcleo de hielo. Las mediciones de sombras de HiRISE indican que las crestas tienen una altura de 4 a 5 metros. [65]
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 .
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