Cráter y región de Jezero- Terreno rico en agua
- Posible canal que lleva sedimentos al cráter
- Delta del cráter Jezero: alteración química por el agua ( alta resolución )
- Los materiales arcillosos detectados sugieren un antiguo lago
Syrtis Major Planum (anteriormente Syrtis Major Planitia ) es un volcán en escudo masivo en el hemisferio oriental de Marte . Un "punto oscuro" (una característica del albedo ), Syrtis Major Planum se encuentra en el límite entre las tierras bajas del norte y las tierras altas del sur de Marte, justo al oeste de la cuenca de impacto Isidis en el cuadrángulo Syrtis Major . Anteriormente se creía que era una llanura , y por lo tanto se describió como una planitia ; datos posteriores del Mars Global Surveyor revelaron que es en realidad una amplia elevación topográfica. [2] El color oscuro de Syrtis Major Planum proviene de la roca volcánica basáltica de la región y la relativa falta de polvo.
El lugar de aterrizaje seleccionado para la misión Mars 2020 que incluye el rover Perseverance y el helicóptero no tripulado Ingenuity fue el cráter Jezero (a 18°51′18″N 77°31′08″E / 18.855, -77.519 ) [3] dentro de la región. [4] La región noreste de Syrtis Major Planum también se consideró un posible lugar de aterrizaje.
Syrtis Major tiene su centro cerca de 8°24′N 69°30′E / 8.4, -69.5 , se extiende unos 1500 km (930 mi) al norte del ecuador del planeta y abarca 1000 km (620 mi) de oeste a este. Está en el cuadrángulo de Syrtis Major . Abarca una gran pendiente desde su borde occidental en Aeria que cae 4 km (2,5 mi) hasta su borde oriental en Isidis Planitia . La mayor parte de Syrtis Major tiene pendientes de menos de 1°, una inclinación mucho menor que las pendientes de los volcanes en escudo de Tharsis . Tiene una depresión central alargada de 350 km × 150 km de norte a sur que contiene las calderas Nili Patera y Meroe Patera, que tienen unos 2 km de profundidad. El pico de Syrtis Major, de aproximadamente 2300 metros de altura, se encuentra al noroeste de Nili Patera. Los pisos de las calderas son únicos entre los grandes volcanes marcianos, ya que no están elevados en relación con el terreno que rodea a Syrtis Major. Esto puede explicar el alto grado de evolución magmática y actividad hidrotermal observada en Nili Patera. El piso de Nili Patera es el menos craterizado y, por lo tanto, el más joven de los dos. Si bien la mayor parte de la roca es basáltica, también se ha detectado dacita en Nili Patera. [1] [2] Las mediciones del campo gravitatorio satelital muestran una anomalía gravitatoria positiva centrada en el complejo de la caldera, lo que sugiere la presencia de una cámara de magma extinta alargada de norte a sur de 600 km × 300 km debajo, que contiene minerales densos (probablemente principalmente piroxeno , con olivino también posible) que precipitaron del magma antes de las erupciones. [5] Los recuentos de cráteres datan de Syrtis Major a principios de la época hespérica ; Es posterior a la formación de la cuenca de impacto Isidis adyacente . [2]
El nombre Syrtis Major se deriva del nombre romano clásico Syrtis maior para el Golfo de Sidra en la costa de Libia ( Cirenaica clásica ).
Syrtis Major fue la primera formación superficial documentada de otro planeta . Fue descubierta por Christiaan Huygens , quien la incluyó en un dibujo de Marte en 1659. Utilizó repetidas observaciones de la formación para estimar la duración del día en Marte. [6] La formación se conocía originalmente como Mar de Reloj de Arena , pero diferentes cartógrafos le han dado diferentes nombres . En la década de 1850, Angelo Secchi llamó a la formación Canal Atlántico (más tarde la llamó Mar del Escorpión y de Cook o Canal de Cook [7] ). En el mapa de Richard Proctor de 1867 se le llama entonces Mar de Kaiser (en honor a Frederik Kaiser del Observatorio de Leiden ). Camille Flammarion lo llamó Mer du Sablier (en francés, "mar de reloj de arena") cuando revisó la nomenclatura de Proctor en 1876. El nombre "Syrtis Major" fue elegido por Giovanni Schiaparelli cuando creó un mapa basado en observaciones realizadas durante el acercamiento de Marte a la Tierra en 1877. [8] [9]
Syrtis Major fue objeto de mucha observación debido a sus variaciones estacionales y de largo plazo. Esto llevó a teorías de que era un mar poco profundo y más tarde a que su variabilidad se debía a la vegetación estacional. Sin embargo, en las décadas de 1960 y 1970, las sondas planetarias Mariner y Viking llevaron a los científicos a concluir que las variaciones eran causadas por el viento que arrastraba polvo y arena por toda la zona. Tiene muchos depósitos arrastrados por el viento que incluyen halos de color claro o vetas plumosas que se forman a sotavento de los cráteres . Estas vetas son acumulaciones de polvo que resultan de la interrupción del viento por los bordes elevados de los cráteres ('sombras de viento'). [1]
Nili Patera es una caldera de 50 km de diámetro en el centro del Complejo Volcánico Syrtis Major. [10] Esta y Meroe Patera, ubicada al sur, son las calderas con nombre principales dentro de un complejo de calderas anidadas desarrollado por múltiples eventos de erupción y colapso. [2] En el cuadrante noreste de Nili Patera hay un cono volcánico de 630 m de altura llamado Nili Tholus, [10] sobre y alrededor de este cono hay un flujo de lava de tono claro de lava evolucionada químicamente [11] con múltiples ocurrencias de depósitos de sinter de sílice relictos creados por un sistema de aguas termales anteriormente activo. [12]
En 2010, Nili Patera fue objeto de un estudio sobre el movimiento de las dunas de arena y las ondulaciones del viento. El estudio demostró que las dunas están activas y que las ondulaciones de arena migran activamente en la superficie de Marte. [13] Un estudio posterior también demostró que las dunas de arena se mueven aproximadamente al mismo flujo (volumen por tiempo) que las dunas de la Antártida. Esto fue inesperado debido al aire enrarecido y a los vientos, que son más débiles que los de la Tierra. Puede deberse a la " saltación ", un movimiento balístico de los granos de arena que viajan más lejos en la gravedad más débil de Marte.
Los frentes de sotavento de las dunas en esta región se mueven en promedio 0,5 metros por año (aunque la selección puede estar sesgada aquí ya que solo midieron dunas con bordes de sotavento claros para medir) y las ondulaciones se mueven en promedio 0,1 metros por año. [14]
