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Cuadrilátero de Mare Acidalium

Imagen del cuadrilátero Mare Acidalium (MC-4). Los grandes cráteres Lomonosov (extremo superior derecho) y Kunowsky (superior derecho) se ven fácilmente. La famosa "cara" de Marte se encuentra en la zona de Cydonia Mensae (abajo a la derecha).

El cuadrilátero Mare Acidalium es uno de una serie de 30 mapas cuadriláteros de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrilátero está ubicado en la parte noreste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 300° a 360° de longitud este (0° a 60° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. El cuadrilátero utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrilátero Mare Acidalium también se conoce como MC-4 (Mars Chart-4). [1]

Los límites sur y norte del cuadrilátero tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [2] El cuadrilátero cubre un área aproximada de 4,9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [3] La mayor parte de la región llamada Acidalia Planitia se encuentra en el cuadrilátero de Acidalium. Partes de Tempe Terra , Arabia Terra y Chryse Planitia también se encuentran en este cuadrilátero.

Esta zona contiene muchos puntos brillantes sobre un fondo oscuro que pueden ser volcanes de lodo. También hay algunos barrancos que se cree que se formaron por flujos de agua líquida relativamente recientes. [4]

origen del nombre

Mare Acidalium (Mar Acidiano) es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 45° N y 330° E en Marte. La característica recibió su nombre de un pozo o fuente en Beocia , Grecia. Según la tradición clásica, es un lugar donde se bañaban Venus y las Gracias. [5] El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [6]

Fisiografía y geología.

El cuadrilátero contiene muchas características interesantes, incluidos barrancos y posibles costas de un antiguo océano del norte. Algunas áreas están densamente estratificadas. El límite entre las tierras altas del sur y las tierras bajas del norte se encuentra en Mare Acidalium. [7] La ​​" Cara de Marte ", de gran interés para el público en general, se encuentra cerca de los 40,8 grados norte y 9,6 grados oeste, en una zona denominada Cidonia. Cuando Mars Global Surveyor lo examinó con alta resolución, la cara resultó ser simplemente una mesa erosionada. [8] Mare Acidalium contiene el sistema de cañones Kasei Valles . Este enorme sistema tiene 300 millas de ancho en algunos lugares; el Gran Cañón de la Tierra tiene sólo 18 millas de ancho. [9]

Barrancos

La imagen HiRISE de Acidalia Colles a continuación muestra barrancos en el hemisferio norte. Los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, especialmente en cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno, y se encuentran sobre dunas de arena que también son jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene un nicho, un canal y una plataforma. Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlos, las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero o sobrante de antiguos glaciares . [4]


Hay evidencia para ambas teorías. La mayoría de las cabeceras de los barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como cabría esperar de un acuífero. Diversas mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en un acuífero a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [10] Una variación de este modelo es que el magma caliente en ascenso podría haber derretido el hielo en el suelo y haber causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden consistir en arenisca porosa. Esta capa estaría posada encima de otra capa que impide que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). La única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontal. El agua podría entonces fluir hacia la superficie cuando el acuífero llegue a una ruptura, como la pared de un cráter. Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [11]

Por otro lado, existe evidencia a favor de la teoría alternativa porque 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, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, que se asemeja a la superficie de una pelota de baloncesto. En determinadas condiciones, el hielo podría derretirse y fluir cuesta abajo formando barrancos. Dado que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una vista excelente de este manto se encuentra en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus , vista por HiRISE .

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 a la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas, luego las partículas más pesadas, cubiertas de agua, caen y se acumulan en el suelo. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [12]

Suelo con dibujos poligonales

El terreno con dibujos poligonales es bastante común en algunas regiones de Marte. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] Comúnmente se cree que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo modelado se forma en una capa de manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [20] [21] [22] [23]

Cráteres

Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos generalmente no tienen borde ni depósitos de material eyectado. [24] A veces los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades del subsuelo son arrojadas a la superficie. Por tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que hay en las profundidades de la superficie.

volcanes de lodo

Grandes áreas de Mare Acidalium muestran puntos brillantes sobre un fondo oscuro. Se ha sugerido que las manchas son volcanes de lodo . [25] [26] [27] Se han cartografiado más de 18.000 de estas características, que tienen un diámetro promedio de unos 800 metros. [28] Mare Acidalium habría recibido grandes cantidades de lodo y fluidos de los canales de salida, por lo que es posible que se haya acumulado mucho lodo allí. Se ha descubierto que los montículos brillantes contienen óxidos férricos cristalinos. El vulcanismo de lodo aquí puede ser muy significativo porque podrían haberse producido conductos de larga vida para el afloramiento de agua subterránea. Estos podrían haber sido hábitats de microorganismos. [29] Los volcanes de lodo podrían haber extraído muestras de zonas profundas que, por lo tanto, podrían ser muestreadas por robots. [30] Un artículo en Icarus informa sobre un estudio de estos posibles volcanes de lodo. Los autores comparan estas características marcianas con los volcanes de lodo que se encuentran en la Tierra. Este estudio que utiliza imágenes HiRISE y datos CRISM respalda la idea de que estas características son en realidad volcanes de lodo. Los minerales férricos en nanofase y los minerales hidratados encontrados con el espectrómetro compacto de imágenes de reconocimiento para Marte (CRISM) muestran que el agua estuvo involucrada en la formación de estos posibles volcanes de lodo marcianos. [31]

Canales en la región de Idaeus Fossae

En Idaeus Fossae hay un sistema fluvial de 300 km de longitud. Está excavado en las tierras altas de Idaeus Fossae y se originó a partir del derretimiento del hielo del suelo después de los impactos de asteroides. La datación ha determinado que la actividad del agua se produjo después de que la mayor parte de la actividad del agua terminara en el límite entre los períodos de Noé y Hesperio . Lagos y depósitos en forma de abanico se formaron por el agua corriente en este sistema a medida que drenaba hacia el este hacia el cráter Liberta y formaba un depósito delta. Parte del camino de drenaje es el Valle de Moa. [32] [33]

Canales

Existe enorme evidencia de que alguna vez fluyó agua en los valles de los ríos de Marte. [34] [35] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de naves espaciales de Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9 . [36] [37] [38] [39] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para tallar todos los canales en Marte era incluso mayor que el océano propuesto que podría haber tenido el planeta. Probablemente el agua fue reciclada muchas veces del océano para formar lluvia alrededor de Marte. [40] [41]

Océano

Muchos investigadores han sugerido que Marte alguna vez tuvo un gran océano en el norte. [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] A lo largo de varias décadas se ha recopilado mucha evidencia de este océano. En mayo de 2016 se publicaron nuevas pruebas. Un gran equipo de científicos describió cómo parte de la superficie del cuadrilátero de Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunamis . Los tsunamis fueron causados ​​por asteroides que chocaron contra el océano. Se pensaba que ambos eran lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 kilómetros de diámetro. El primer tsunami recogió y arrastró rocas del tamaño de coches o casas pequeñas. El contraflujo de la ola formó canales al reorganizar las rocas. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que caía en los valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 ma 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte concreta del océano se formarían dos cráteres de impacto de un tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano norteño pudo haber existido durante millones de años. Un argumento en contra del océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos tsunamis. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra . Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrilátero Ismenius Lacus y en el cuadrilátero Mare Acidalium. [49] [50] [51] [52]

Pingos

Se cree que los pingos están presentes en Marte. Son montículos que contienen grietas. Estas fracturas en particular fueron evidentemente producidas por algo que emergió desde debajo de la frágil superficie de Marte. Las lentes de hielo, resultantes de la acumulación de hielo debajo de la superficie, posiblemente crearon estos montículos con fracturas. El hielo es menos denso que la roca, por lo que el hielo enterrado se elevó y empujó hacia la superficie y generó estas grietas. Un proceso análogo crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra que se conocen como pingos , una palabra inuit. [53] Contienen hielo de agua pura, por lo que serían una gran fuente de agua para futuros colonos en Marte.

Terreno fracturado

Capas

La roca se puede formar en capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [54] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se movió cientos de kilómetros y en el proceso disolvió muchos minerales de la roca por la que pasaba. Cuando el agua subterránea emerge a la superficie en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la delgada atmósfera y deja minerales como depósitos y/o agentes cementantes. Por lo tanto, las capas de polvo no pudieron eliminarse fácilmente debido a que estaban pegadas entre sí.

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Otras características del paisaje

Otros cuadrángulos de Marte

Mapa interactivo de Marte

Mapa de MarteAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clic.Mapa de imágenes 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 vincularlas. El color del mapa base indica elevaciones relativas , basadas en datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 kilómetros ); seguido de rosas y rojos (+8 a +3 kilómetros ); el amarillo es0 kilómetros ; Los verdes y los azules son elevaciones más bajas (hasta−8 kilómetros ). Los ejes son latitud y longitud ; Se observan las regiones polares .
(Ver también: mapa de Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Ver también

Referencias

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