Imagen del Cuadrángulo de Noé (MC-27). El noreste incluye la mitad occidental de la cuenca Hellas . La región sureste contiene Peneus Patera y parte del volcán Anfítrites .
El cuadrángulo de Noachis cubre el área de 300° a 360° de longitud oeste y de 30° a 65° de latitud sur en Marte . Se encuentra entre las dos cuencas de impacto gigantes de Marte: Argyre y Hellas. El cuadrángulo de Noachis incluye Noachis Terra y la parte occidental de Hellas Planitia .
Noachis está tan densamente cubierto de cráteres de impacto que se lo considera una de las formaciones terrestres más antiguas de Marte, de ahí el término " Noachian " para uno de los períodos de tiempo más tempranos en la historia marciana. Además, muchos cráteres anteriormente enterrados están saliendo a la superficie [2] , donde la edad extrema de Noachis ha permitido que los cráteres antiguos se rellenen y vuelvan a quedar expuestos.
Gran parte de la superficie del cuadrángulo de Noachis muestra una topografía festoneada donde la desaparición del hielo terrestre ha dejado depresiones. [3]
Terreno festoneado en Peneus Patera , visto por HiRISE. El terreno festoneado es bastante común en algunas áreas de Marte.
Algunas regiones de Marte muestran depresiones con forma de festones . Se cree que las depresiones son los restos de un depósito de manto rico en hielo. Las festones se crean cuando el hielo se sublima del suelo congelado. [5] [6] Este material del manto probablemente cayó del aire como hielo formado sobre el polvo cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del polo marciano. [7] Las festones suelen tener decenas de metros de profundidad y de unos pocos cientos a unos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargadas. Algunas parecen haberse fusionado, lo que provocó la formación de un gran terreno muy picado. Un estudio publicado en Icarus, encontró que las formas del terreno de topografía festoneada pueden formarse por la pérdida del subsuelo de hielo de agua por sublimación en las condiciones climáticas marcianas actuales. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. [8]
El proceso de producción del terreno puede comenzar con la sublimación de una grieta porque a menudo hay grietas poligonales donde se forman festones. [3]
Topografía festoneada, vista desde HiRISE
Vista cercana de la topografía festoneada, como la ve HiRISE
Topografía festoneada, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish
Huellas de remolinos de polvo
Muchas áreas de Marte experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un remolino de polvo, sopla el recubrimiento y expone la superficie oscura subyacente creando rastros . Los remolinos de polvo se han visto desde el suelo y desde la órbita. Incluso han soplado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte , extendiendo así enormemente su vida. [9] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar tres meses, en cambio han durado más de seis años y todavía funcionan después de más de ocho años. Se ha demostrado que el patrón de los rastros cambia cada pocos meses. [10] El estudio de TA que combinó datos de la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) y la Cámara del Orbitador de Marte (MOC) encontró que algunos grandes remolinos de polvo en Marte tienen un diámetro de 700 metros y duran al menos 26 minutos. [11]
Algunos remolinos de polvo son más altos que el tornado promedio en la Tierra. [12] La imagen del cráter Russel que aparece a continuación muestra los cambios en las huellas de los remolinos de polvo a lo largo de un período de tan solo tres meses, tal como documentó HiRISE . En la imagen de Frento Vallis se pueden ver otras huellas de remolinos de polvo.
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. A medida que los cráteres se hacen más grandes (superiores a 10 km de diámetro), suelen tener un pico central. [13] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter tras el impacto. [14] A veces, los cráteres muestran capas. Los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.
Cráter Maunder , visto por HiRISE. El saliente es parte de la pared sur degradada (hacia el fondo) del cráter. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter Asimov , visto por HiRISE. La parte inferior de la imagen muestra la pared sureste del cráter. La parte superior de la imagen muestra el borde del montículo que ocupa la mayor parte del cráter.
Capas en la ladera oeste del cráter Asimov, vistas por HiRISE.
Primer plano de las capas de la ladera oeste del cráter Asimov. Las sombras muestran el saliente. Algunas de las capas son mucho más resistentes a la erosión, por lo que sobresalen. Imagen de HiRISE.
Ladera oriental del cráter central del cráter Asimov, vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver más detalles de los numerosos barrancos.
Cráter Kaiser (cráter grande en la parte superior de la imagen) contexto de la imagen THEMIS
Detalle de la pared sur del cráter Kaiser, tal como lo ve THEMIS. La parte superior de la imagen muestra parte de un campo de dunas.
El suelo del cráter Rabe , visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver las capas. La arena oscura que formó las dunas probablemente llegó desde otro lugar.
Cráteres secundarios, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish. Estos se formaron a partir de material arrojado al aire por el impacto primario de un cuerpo grande cercano.
Dunas de arena
Cuando se dan las condiciones perfectas para la formación de dunas de arena, con viento constante en una dirección y la cantidad justa de arena, se forma una duna de arena llamada barján. Los barján 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. [15] La siguiente imagen muestra un barján definido.
Vista panorámica de un campo de dunas de arena, tal como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el programa HiWish. Se muestra una duna de abedul.
Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el programa HiWish. Se muestra una duna de abedul.
Vista cercana y en color de las dunas de arena, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana y en color de las dunas de arena en forma de domo, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Barrancos
En ciertas regiones de Marte se encuentran barrancos en pendientes pronunciadas. Se han propuesto muchas ideas para explicarlos. Una idea popular es que se formaron por agua corriente cuando el clima era diferente. Recientemente, debido a que se han observado cambios en los barrancos desde que la HiRISE está orbitando Marte, se piensa que pueden estar formados por trozos de hielo seco que se mueven pendiente abajo durante la primavera. Los barrancos son uno de los descubrimientos más interesantes realizados por naves espaciales en órbita. [16] [17] [18] [19]
Barrancos en la pared de un cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Barrancos en el montículo del cráter Asimov, vistos por HiRISE
Vista amplia de barrancos y crestas en el cráter, como se ve con HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los canales de las cárcavas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Los canales forman algunas curvas cerradas.
Vista cercana de los canales de las cárcavas, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas señalan canales pequeños dentro de canales más grandes.
Vista panorámica de los barrancos, tal como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Los canales muestran curvas.
Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Se ven formas poligonales.
Cráter con barrancos, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Características del suelo Hellas
El suelo de Hellas contiene algunas características de aspecto extraño. Una de estas características se llama "terreno en bandas". [20] [21] [22] Este terreno también se ha llamado terreno "taffy pull", y se encuentra cerca del terreno de panal, otra superficie extraña. [23] El terreno en bandas se encuentra en la parte noroeste de la cuenca de Hellas. Esta sección de la cuenca de Hellas es la más profunda. El depósito de terreno en bandas muestra una alternancia de formas de bandas estrechas e interbandas. La naturaleza sinuosa y la textura de la superficie relativamente suave sugieren un origen de flujo viscoso. Un estudio publicado en Planetary and Space Science encontró que este terreno era el depósito más joven del interior de Hellas. También sugieren en el artículo que el terreno en bandas puede haber cubierto un área más grande del interior noroeste de Hellas. Las bandas se pueden clasificar como lineales, concéntricas o lobuladas. Las bandas suelen tener entre 3 y 15 km de largo y 3 km de ancho. Las depresiones estrechas entre bandas tienen 65 m de ancho y 10 m de profundidad. [24] Las imágenes de estas características pueden parecer arte abstracto.
Vista amplia de parte del fondo de la cuenca Hellas, tal como la ve CTX
Vista amplia del fondo de la cuenca Hellas, tal como la vio CTX. Esta es una pequeña ampliación de la imagen anterior. El recuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen, que se tomó con HiRISE.
Primer plano del terreno en bandas del fondo de la cuenca Hellas, tal como lo ve HiRISE. Otras fotografías anteriores muestran vistas amplias de esta región.
Terreno retorcido en Hellas Planitia , pero en realidad ubicado en el cuadrángulo de Noachis. Imagen tomada con HiRISE.
Características estratificadas en el suelo de Hellas Planitia , como las observa HiRISE bajo el programa HiWish Este puede ser un ejemplo de terreno en forma de panal que aún no se comprende por completo.
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish. Estas bandas retorcidas también se denominan terreno "taffy pull".
Vista panorámica de las bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las crestas en bandas retorcidas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Terreno en bandas, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Barrancos en las dunas
En algunas dunas se encuentran barrancos, que son algo diferentes a los que se encuentran en otros lugares, como las paredes de los cráteres. Los barrancos de las dunas parecen mantener el mismo ancho a lo largo de una gran distancia y, a menudo, terminan en un pozo, en lugar de una plataforma. Muchos de estos barrancos se encuentran en las dunas de Russell (cráter marciano) .
Vista panorámica de las dunas del cráter Russell, tal como las vio HiRISE. Se ven muchos barrancos estrechos.
Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE. Nota: Este tipo de barrancos no suelen terminar en una plataforma.
Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE
Vista cercana y en color del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE
Canales
Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Otras escenas
Mapa cuadrangular de Noachis etiquetado con las características principales
Manto diseccionado con capas, como se ve mediante HiRISE
Capas en la depresión del cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista de cerca de los huecos, tal como los ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Polígonos centrales altos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Se dibujan cuadros alrededor de dos polígonos individuales.
Vista amplia de montículos y terreno cerebral , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de montículos y terreno cerebral, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Material de tonos claros, como el que se observa en HiRISE en el programa HiWish. El material de tonos claros suele estar asociado con minerales que se forman en el agua.
Vista cercana de la superficie, que muestra rocas y material de tonos claros, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Flujo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia que muestra flujos y crestas, como los ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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 del 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 .
^ Davies, ME; Batson, RM; Wu, SSC "Geodesia y cartografía" en Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, MS, Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
^ Mars Space Flight Facility (17 de marzo de 2004). «Exhumed Crater (Released 17 March 2004)». Universidad Estatal de Arizona. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2011. Consultado el 19 de diciembre de 2011 .
^ ab Lefort, A.; et al. (2010). "Terrenos festoneados en la región de Peneus y Amphitrites Paterae de Marte observados por HiRISE". Icarus . 205 (1): 259–268. Bibcode :2010Icar..205..259L. doi :10.1016/j.icarus.2009.06.005.
^ Hartmann, W. 2003. Guía de viaje a Marte. Workman Publishing. Nueva York, NY. [ página necesaria ]
^ "HiRISE | Depresiones festoneadas en Peneus Patera (PSP_004340_1235)".
^ McEwen, A., et al. 2017. Marte: la belleza prístina del planeta rojo. University of Arizona Press. Tucson. [ página necesaria ]
^ Head, James W.; Mustard, John F.; Kreslavsky, Mikhail A.; Milliken, Ralph E.; Marchant, David R. (2003). "Hielos recientes en Marte". Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
^ Dundas, Colin M.; Byrne, Shane; McEwen, Alfred S. (2015). "Modelado del desarrollo de accidentes geográficos termokarst por sublimación marciana". Icarus . 262 : 154–169. Bibcode :2015Icar..262..154D. doi :10.1016/j.icarus.2015.07.033.
^ "Ken Edgett". Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. 2001. Archivado desde el original el 28 de octubre de 2011. Consultado el 19 de diciembre de 2011 .
^ Reiss, D.; Zanetti, M.; Neukum, G. (2011). "Observaciones multitemporales de remolinos de polvo activos idénticos en Marte con la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y la cámara Mars Orbiter (MOC)". Icarus . 215 (1): 358–369. Bibcode :2011Icar..215..358R. doi :10.1016/j.icarus.2011.06.011.
^ "¿Qué altura tiene un tornado?". 23 de febrero de 2023.
^ "Piedras, viento y hielo: una guía de los cráteres de impacto marcianos".
^ Hugh H. Kieffer (1992). Marte. Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN978-0-8165-1257-7. Recuperado el 7 de marzo de 2011 .
^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Arenas eólicas y dunas de arena . Springer. pág. 138. ISBN.9783540859109.
^ "HiRISE | Actividad en los barrancos marcianos (ESP_032078_1420)".
^ "Los barrancos de Marte fueron excavados por hielo seco, no por agua". Space.com . 16 de julio de 2014.
^ "Barrancos helados en Marte - SpaceRef".
^ Diot, X., et al. 2014. La geomorfología y morfometría del terreno bandeado en la cuenca Hellas, Marte. Ciencias Planetarias y Espaciales: 101, 118-134.
^ "NASA - Terreno con bandas en Hellas".
^ "HiRISE | Terreno complejo con bandas en Hellas Planitia (ESP_016154_1420)".
^ Bernhardt, H., et al. 2018. EL TERRENO EN BANDAS EN EL SUELO DE LA CUENCA DE HELLAS, MARTE: FLUJO IMPULSADO POR LA GRAVEDAD NO RESPALDADO POR NUEVAS OBSERVACIONES. 49.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 1143.pdf
^ Diot, X.; El-Maarry, MR; Schlunegger, F.; Norton, KP; Thomas, N.; Grindrod, PM; Chojnacki, M. (2016). "Conjunto geomorfológico complejo de terrenos en asociación con el terreno bandeado en la cuenca Hellas, Marte" (PDF) . Ciencias Planetarias y Espaciales . 121 : 36–52. Bibcode :2016P&SS..121...36D. doi : 10.1016/j.pss.2015.12.003 .
^ 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 Noé .
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 del 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 .
