Imagen del Cuadrángulo de Iapygia (MC-21). La mayor parte de la región contiene tierras altas muy craterizadas y disecadas. La parte central occidental contiene el cráter Huygens . El tercio sur incluye el borde norte de la cuenca Hellas .
El cuadrángulo de Iapygia cubre el área de 270° a 315° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud sur en Marte . Partes de las regiones Tyrrhena Terra y Terra Sabaea se encuentran en este cuadrángulo . El cráter más grande en este cuadrángulo es Huygens . Algunas características interesantes en este cuadrángulo son los diques. [5] las muchas capas encontradas en el cráter Terby y la presencia de carbonatos en el borde del cráter Huygens. [6]
Diques
Cerca de Huygens, especialmente justo al este de ella, hay una serie de crestas estrechas que parecen ser los restos de diques , como los que hay alrededor de Shiprock , Nuevo México . Los diques alguna vez estuvieron bajo la superficie, pero ahora han sido erosionados. Los diques son grietas llenas de magma que a menudo llevan lava a la superficie. Los diques, por definición, cortan a través de capas de roca. Algunos diques en la Tierra están asociados con depósitos minerales . [5] Descubrir diques en Marte significa que tal vez los futuros colonos podrán extraer los minerales necesarios en Marte, en lugar de transportarlos desde la Tierra .
Algunas características parecen diques, pero pueden ser lo que se ha llamado redes de crestas lineales . [7] Las crestas a menudo aparecen como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera reticular. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie; estas fracturas luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. El agua aquí podría haber sustentado la vida. [8] [9] [10]
Vista panorámica del dique cerca del cráter Huygens , tal como lo vio HiRISE
Vista cercana del dique cerca del cráter Huygens , como lo vio HiRISE
El dique cerca del cráter Huygens aparece como una línea oscura y estrecha que va desde la parte superior izquierda a la inferior derecha, como se ve desde THEMIS .
Posibles diques, tal como los ve HiRISE en el programa HiWish . Las flechas señalan posibles diques, que aparecen como crestas relativamente rectas y estrechas.
Posible dique, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Crestas, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish. Pueden ser diques formados como resultado del impacto.
Primer plano de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Capas
En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [11]
En Sedimentary Geology of Mars se puede encontrar un análisis detallado de la formación de capas con muchos ejemplos marcianos. [12] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se desplazó cientos de kilómetros y, en el proceso, disolvió muchos minerales de la roca por la que pasó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la delgada atmósfera y deja minerales como depósitos y/o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no podrían erosionarse fácilmente más tarde, ya que estaban cementadas entre sí.
Capas en un valle al este del cráter Terby, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas del cráter Terby, vistas por HiRISE . Es posible que las capas se hayan formado cuando la cuenca Hellas se llenó de agua.
Los montículos en cráteres como el de Henry se forman por la erosión de capas que se depositaron después del impacto.
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas con rocas que se rompen en cubos, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El rectángulo muestra el tamaño de un campo de fútbol para la escala.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana y en color de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana y en color de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las capas de tonos claros pueden contener minerales ricos en agua.
Vista cercana y en color de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Cráteres
Los cráteres de impacto suelen tener un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de material eyectado. [13] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una explosión potente, las rocas de las profundidades subterráneas son arrojadas a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.
Pequeño cráter en el cráter Schaeberle , visto por HiRISE. La imagen de la derecha es una ampliación de la otra imagen. La barra de escala mide 500 metros de largo.
El cráter Winslow , visto por HiRISE. La barra de escala mide 1000 metros de largo. El cráter recibe su nombre de la ciudad de Winslow, Arizona , justo al este del cráter Meteor debido a su tamaño similar y sus características infrarrojas.
Ampliación de la capa de tonos claros del fondo del cráter Suzhi, tal como la vio HiRISE con el programa HiWish. La flecha señala un pequeño cráter que contiene el material de tonos claros.
Dunas en el fondo del cráter Jarry-Desloges, vistas por la cámara CTX (a bordo de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Jarry-Desloges.
Cráter Fournier , visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). El montículo central es visible en el medio.
Cráter Niesten , visto desde la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter) y desde la MOLA. Los colores de la MOLA muestran elevaciones. La imagen de la CTX proviene del rectángulo que se muestra en la imagen de la MOLA.
Capas en la pared de un cráter sin nombre, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Carbonatos
En el borde del cráter Huygens se descubrieron carbonatos (carbonatos de calcio o hierro). [14] [15] El impacto en el borde expuso material que se había extraído del impacto que creó Huygens. Estos minerales representan evidencia de que Marte alguna vez tuvo una atmósfera de dióxido de carbono más espesa con abundante humedad. Este tipo de carbonatos solo se forman cuando hay mucha agua. Se encontraron con el instrumento Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) en el Mars Reconnaissance Orbiter . Anteriormente, el instrumento había detectado minerales arcillosos. Los carbonatos se encontraron cerca de los minerales arcillosos. Ambos minerales se forman en ambientes húmedos. Se supone que hace miles de millones de años Marte era mucho más cálido y húmedo. En ese momento, los carbonatos se habrían formado a partir del agua y la atmósfera rica en dióxido de carbono. Más tarde, los depósitos de carbonato habrían quedado enterrados. El doble impacto ahora ha expuesto los minerales. La Tierra tiene grandes depósitos de carbonato en forma de piedra caliza . [6]
Cráter Huygens con un círculo que indica el lugar donde se descubrió el carbonato. Este depósito puede representar una época en la que Marte tenía abundante agua líquida en su superficie. La barra de escala mide 259 km de largo.
Evidencia de ríos
Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos en Marte. Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la nave espacial marciana que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [16] [17] [18] [19] Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar las características del relieve en otros planetas, incluidos lo que podrían ser antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron las primeras sondas a Marte. Los orbitadores Viking provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte ; se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las cámaras de la nave espacial mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [13] [20] [21] Algunos valles de Marte ( Mangala Vallis , Athabasca Vallis , Granicus Vallis y Tinjar Valles) comienzan claramente en graben. Por otro lado, algunos de los grandes canales de salida comienzan en áreas bajas llenas de escombros llamadas caos o terreno caótico. Se ha sugerido que cantidades masivas de agua quedaron atrapadas bajo presión debajo de una criosfera gruesa (capa de suelo congelado), luego el agua se liberó repentinamente, tal vez cuando la criosfera se rompió por una falla. [22] [23]
Canales, tal como los ve HiRISE
Canal dentro de un canal más grande, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canal cerca del cráter Huygens - HiRISE en el marco del programa HiWish
Canal - HiRISE bajo el programa HiWish
Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Dunas
El cuadrángulo de Iapygia contiene algunas dunas, algunas de las cuales son barjanes. Las imágenes que se muestran a continuación muestran dunas de arena en este cuadrángulo. Cuando existen condiciones perfectas para la formación de dunas de arena, viento constante en una dirección y la cantidad justa de arena, se forma una duna de arena barjan. Los barjanes tienen una pendiente suave en el lado del viento y una pendiente mucho más pronunciada en el lado de sotavento, donde a menudo se forman cuernos o una muesca. [24] Puede parecer que toda la duna se mueve con el viento. Observar las dunas en Marte puede indicarnos la fuerza de los vientos, así como su dirección. Si se toman fotografías a intervalos regulares, se pueden ver cambios en las dunas o, posiblemente, ondulaciones en la superficie de la duna. En Marte, las dunas suelen ser de color oscuro porque se formaron a partir de la roca volcánica común, el basalto. En el entorno seco, los minerales oscuros del basalto, como el olivino y el piroxeno, no se descomponen como lo hacen en la Tierra. Aunque es poco frecuente, se encuentra algo de arena oscura en Hawái, que también tiene muchos volcanes que descargan basalto. Barchan es un término ruso porque este tipo de duna fue vista por primera vez en las regiones desérticas de Turkestán. [25]
Parte del viento en Marte se crea cuando el hielo seco de los polos se calienta en primavera. En ese momento, el dióxido de carbono sólido (hielo seco) se sublima o se transforma directamente en gas y se aleja a gran velocidad. Cada año marciano, el 30% del dióxido de carbono en la atmósfera se congela y cubre el polo que está experimentando el invierno, por lo que existe un gran potencial de vientos fuertes. [26]
Dunas y cráteres vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Deslizamientos de tierra
Deslizamiento de tierra en un cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Otras características
Vista cercana de las crestas eólicas transversales (TAR), como las ve HiRISE
La roca rodó por la pared del cráter y dejó una huella
Superficie fragmentándose en bloques con forma de cubo, como se ve en HiRISE con el programa HiWish
Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Roca rompiéndose en cubos, como la vio HiRISE bajo el programa HiWish
Contacto que muestra materiales de tonos claros y oscuros, como los que se ven en HiRISE con el programa HiWish. Los materiales de tonos claros suelen contener agua en los minerales.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
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 .
^ ab Head, J. et al. 2006. El sistema de diques gigantes Huygens-Hellas en Marte: implicaciones para la renovación volcánica y la evolución climática del Noé tardío y el Hespériense temprano. Geología. 34:4: 285-288.
^ ab "Parte del dióxido de carbono que falta en Marte podría estar enterrado". Laboratorio de Propulsión a Chorro . Archivado desde el original el 29 de junio de 2011. Consultado el 10 de marzo de 2011 .
^ Head, J., J. Mustard. 2006. Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto en Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
^ Mangold y col. 2007. Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos OMEGA/Mars Express: 2. Alteración acuosa de la corteza. J. Geophys. Res., 112, doi:10.1029/2006JE002835.
^ Mustard et al., 2007. Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos de OMEGA/Mars Express: 1. Derretimiento por impacto antiguo en la cuenca de Isidis e implicaciones para la transición del Noé al Hesperio, J. Geophys. Res., 112.
^ Mustard et al., 2009. Composición, morfología y estratigrafía de la corteza de Noé alrededor de la cuenca de Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi:10.1029/2009JE003349.
^ "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM.
^ de Hugh H. Kieffer (1992). Marte. Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN978-0-8165-1257-7. Recuperado el 7 de marzo de 2011 .
^
Wray, J., et al. 2016. Evidencia orbital de rocas carbonatadas más extendidas en Marte. Journal of Geophysical Research: Planets: 121, número 4
^ Wray, James J.; Murchie, Scott L.; Bishop, Janice L .; Ehlmann, Bethany L.; Milliken, Ralph E.; Wilhelm, Mary Beth; Seelos, Kimberly D.; Chojnacki, Matthew (2016). "Evidencia orbital de rocas carbonatadas más extendidas en Marte". Journal of Geophysical Research: Planets . 121 (4): 652–677. Bibcode :2016JGRE..121..652W. doi : 10.1002/2015JE004972 .
^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte. Nature 352, 589–594.
^ Carr, M. 1979. Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
^ Komar, P. 1979. Comparaciones de la hidráulica de los flujos de agua en los canales de salida marcianos con flujos de escala similar en la Tierra. Icarus 37, 156–181.
^ Raeburn, P. 1998. Descubriendo los secretos del planeta rojo Marte. National Geographic Society. Washington DC
^ Moore, P. et al. 1990. El Atlas del Sistema Solar. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
^ Carr, M. 1979. Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
^ Hanna, J. y R. Phillips. 2005. Presurización tectónica de los acuíferos en la formación de los valles de Mangala y Athabasca en Marte. LPSC XXXVI. Resumen 2261.
^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Arenas eólicas y dunas de arena . Springer. pág. 138. ISBN9783540859109.
^ "Barchan | duna de arena".
^ Mellon, JT; Feldman, WC; Prettyman, TH (2003). "La presencia y estabilidad del hielo terrestre en el hemisferio sur de Marte". Icarus . 169 (2): 324–340. Bibcode :2004Icar..169..324M. doi :10.1016/j.icarus.2003.10.022.
^ Morton, Oliver (2002). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador USA. p. 98. ISBN0-312-24551-3.
^ "Atlas online de Marte". Ralphaeschliman.com . Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
^ "PIA03467: Mapa gran angular de Marte del MGS MOC". Fotodiario. NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16 de febrero de 2002. Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Cuadrángulo de Iapygia .
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 .
