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Cuadrilátero de Oxia Palus

Imagen del Cuadrángulo Oxia Palus (MC-11). La región contiene tierras altas llenas de cráteres en el sureste que están cruzadas por varios grandes canales de salida que terminan en las llanuras relativamente suaves de la cuenca Chryse en el noroeste.

El cuadrilátero Oxia Palus 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 Oxia Palus también se conoce como MC-11 (Carta de Marte-11). [1]

El cuadrilátero cubre la región de 0° a 45° de longitud oeste y 0° a 30° de latitud norte en Marte . Este cuadrilátero contiene partes de muchas regiones: Chryse Planitia , Arabia Terra , Xanthe Terra , Margaritifer Terra , Meridiani Planum y Oxia Planum .

Mars Pathfinder aterrizó en el cuadrilátero Oxia Palus en 19 ° 08′N 33 ° 13'W / 19,13 ° N 33,22 ° W / 19,13; -33,22 , el 4 de julio de 1997, en el cruce de Tiu Valles y Ares Vallis .

Muchos cráteres dentro de Oxia Palus llevan el nombre de científicos famosos. Además de Galilei y da Vinci , allí se rinde homenaje a algunas de las personas que descubrieron el átomo y la radiación: Curie , Becquerel y Rutherford . [2]

Mawrth Vallis fue fuertemente considerado como lugar de aterrizaje para el rover Curiosity de la NASA , el Laboratorio Científico de Marte . [3] Llegó al menos a los dos sitios principales para la misión EXoMars 2020 Rover de la NASA. La ubicación exacta propuesta para este aterrizaje es 22,16 N y 342,05 E. [4]

La región de Mawrth Vallis está bien estudiada con más de 40 artículos publicados en publicaciones revisadas por pares. Cerca del canal Mawrth hay una meseta de 200 metros de altura con muchas capas expuestas. Los estudios espectrales han detectado minerales arcillosos que se presentan como una secuencia de capas. [5] [6] [7] [8] [9] [10] [11] [ 12] [13] [14] [15] Los minerales arcillosos probablemente se depositaron en el período Noé temprano y medio . La erosión posterior expuso una variedad de minerales como caolín , alunita y jarosita . Posteriormente, material volcánico cubrió la región. Este material volcánico habría protegido cualquier posible material orgánico de la radiación. [dieciséis]

Se ha elegido otro sitio en el cuadrilátero de Oxia Palus para el aterrizaje de EXoMars 2020 en 18,14 N y 335,76 E. Este sitio es de interés debido a un sistema acuoso de larga duración que incluye un delta, posibles biofirmas y una variedad de arcillas. [4] [17] [18]

Este cuadrilátero contiene abundante evidencia de agua pasada en formas tales como valles fluviales, lagos, manantiales y áreas caóticas donde el agua fluía del suelo. En Oxia Palus se han encontrado una variedad de minerales arcillosos . La arcilla se forma en el agua y es buena para preservar evidencia microscópica de vida antigua. [19] Recientemente, los científicos han encontrado pruebas contundentes de un lago ubicado en el cuadrilátero de Oxia Palus que recibió drenaje de Shalbatana Vallis. El estudio, realizado con imágenes HiRISE, indica que el agua formó un cañón de 30 millas de largo que se abrió hacia un valle, depositó sedimentos y creó un delta. Este delta y otros alrededor de la cuenca implican la existencia de un gran lago de larga vida. De especial interés es la evidencia de que el lago se formó después de que se pensaba que había terminado el período cálido y húmedo. Por lo tanto, es posible que los lagos hayan existido por mucho más tiempo de lo que se pensaba anteriormente. [20] [21] En octubre de 2015, Oxia Planum , una llanura ubicada cerca de 18°16′30″N 335°22′05″E / 18.275°N 335.368°E / 18.275; Se informó que 335.368 , [22] era el lugar de aterrizaje preferido para el rover ExoMars . [23] [24] Una capa resistente a la erosión sobre las unidades de arcilla puede haber preservado evidencia de vida. [25] [26]

Apariencia superficial

El Mars Pathfinder descubrió que su lugar de aterrizaje contenía una gran cantidad de rocas. El análisis muestra que el área tiene una mayor densidad de rocas que el 90% de Marte. Algunas de las rocas se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se cree que las fuertes inundaciones del pasado empujaron las rocas para que se alejaran del flujo. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haber sido arrojados a un arroyo. Algunas rocas tienen agujeros en su superficie que parecen haber sido estriados por la acción del viento. Hay pequeñas dunas de arena. Partes del suelo tienen costras, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. En general las rocas muestran un color gris oscuro con manchas de polvo rojo o apariencia erosionada en sus superficies. El polvo cubre los 5 a 7 cm inferiores de algunas rocas, por lo que es posible que alguna vez hayan estado enterradas, pero ahora han sido exhumadas. En el horizonte se veían tres protuberancias, un cráter grande y dos cráteres pequeños. [27]

tipos de rocas

Los resultados del espectrómetro de rayos X de protones alfa de Mars Pathfinder indicaron que algunas rocas en el cuadrilátero de Oxia Palus son como las andesitas de la Tierra . El descubrimiento de andesitas muestra que algunas rocas marcianas han sido refundidas y reprocesadas. En la Tierra, la andesita se forma cuando el magma se asienta en bolsas de roca mientras parte del hierro y el magnesio se depositan. En consecuencia, la roca final contiene menos hierro y magnesio y más sílice. Las rocas volcánicas generalmente se clasifican comparando la cantidad relativa de álcalis (Na 2 O y K 2 O) con la cantidad de sílice (SiO 2 ). La andesita es diferente de las rocas que se encuentran en los meteoritos que provienen de Marte. [27] [28] [29]

Cuando los resultados finales de la misión fueron descritos en una serie de artículos en el Journal Science (5 de diciembre de 1997), se creía que la roca Yogi contenía una capa de polvo, pero era similar a la roca Barnacle Bill. Los cálculos sugieren que las dos rocas contienen principalmente los minerales ortopiroxeno (silicato de magnesio y hierro), feldespatos (silicatos de aluminio de potasio, sodio y calcio), cuarzo (dióxido de silicio), con cantidades menores de magnetita , ilmenita , sulfuro de hierro y calcio. fosfato. [27] [28] [29]

Otros resultados de Pathfinder

Al tomar múltiples imágenes del cielo a diferentes distancias del sol, los científicos pudieron determinar que el tamaño de las partículas en la neblina rosa era de aproximadamente 1 micrómetro de radio. El color de algunos suelos era similar al de una fase de oxihidróxido de hierro que habría sustentado un clima más cálido y húmedo en el pasado. [30] Pathfinder llevaba una serie de imanes para examinar el componente magnético del polvo. Finalmente, todos los imanes menos uno desarrollaron una capa de polvo. Dado que el imán más débil no atraía tierra, se concluyó que el polvo en el aire no contenía magnetita pura ni ningún tipo de maghemita. El polvo probablemente era un agregado posiblemente cementado con óxido férrico (Fe 2 O 3 ). [31]

Los vientos eran generalmente inferiores a 10 m/s. A primera hora de la tarde se detectaron remolinos de polvo. El cielo tenía un color rosado. Había evidencia de nubes y tal vez niebla. [27]

Valles fluviales y caos

En esta zona se encuentran muchos valles fluviales grandes y antiguos; junto con características colapsadas, llamadas Caos. Las características caóticas pueden haber colapsado cuando el agua salió de la superficie. Los ríos marcianos comienzan con una región del Caos. Una región caótica se puede reconocer por un nido de ratas formado por mesas, colinas y colinas, surcadas por valles que en algunos lugares parecen casi estampados. Algunas partes de esta caótica zona no se han derrumbado por completo; todavía están formadas en grandes mesas, por lo que es posible que todavía contengan hielo de agua. [32] El terreno caótico ocurre en numerosos lugares de Marte y siempre da la fuerte impresión de que algo perturbó abruptamente el suelo. Puedes encontrar más información y más ejemplos de caos en Terreno del Caos . Las regiones del caos se formaron hace mucho tiempo. Contando los cráteres (más cráteres en un área determinada significa una superficie más antigua) y estudiando las relaciones de los valles con otras características geológicas, los científicos han llegado a la conclusión de que los canales se formaron hace entre 2.000 y 3.800 millones de años. [33]

Una opinión generalmente aceptada sobre la formación de grandes canales de salida es que se formaron por inundaciones catastróficas de agua liberadas de gigantescos depósitos de agua subterránea. Quizás el agua empezó a salir del suelo debido a fallas o actividad volcánica. A veces, el magma caliente simplemente viaja bajo la superficie. Si ese es el caso, el suelo se calentará, pero es posible que no haya evidencia de lava en la superficie. Después de que el agua se escapa, la superficie colapsa. Al moverse por la superficie, el agua se habría congelado y evaporado simultáneamente. Los trozos de hielo que se habrían formado rápidamente pueden haber aumentado el poder erosivo de la inundación. Además, es posible que el agua se haya congelado en la superficie, pero continúa fluyendo por debajo, erosionando el suelo a medida que avanza. Los ríos en climas fríos de la Tierra a menudo quedan cubiertos de hielo, pero continúan fluyendo.

Inundaciones tan catastróficas han ocurrido en la Tierra. Un ejemplo comúnmente citado es Channeled Scabland del estado de Washington ; Se formó por la fuga de agua del lago Missoula del Pleistoceno . Esta región se parece a los canales de salida de Marte . [34]

lagos

Una investigación, publicada en enero de 2010, sugiere que Marte tenía lagos, cada uno de unos 20 km de ancho, a lo largo de partes del ecuador, en el cuadrilátero Oxia Palus. Aunque investigaciones anteriores demostraron que Marte tuvo una historia temprana cálida y húmeda que hace tiempo que se secó, estos lagos existieron en la Época Hesperiana, un período mucho más temprano. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que pudo haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y calentándola lo suficiente como para que existiera agua líquida. En este nuevo estudio, se descubrieron canales que conectaban las cuencas de los lagos cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenaba, sus aguas desbordaban las orillas y excavaban canales hasta una zona más baja donde se formaba otro lago. [35] [36] Estos lagos serían otro lugar para buscar evidencia de vida presente o pasada.

Caos Aram

Aram Chaos es un antiguo cráter de impacto cerca del ecuador marciano, cerca de Ares Vallis . Aram, de unos 280 kilómetros (170 millas) de ancho, se encuentra en una región llamada Margaritifer Terra , donde muchos canales excavados por el agua muestran que las inundaciones se derramaron desde las tierras altas hacia las tierras bajas del norte hace siglos. El Sistema de Imágenes por Emisión Térmica (THEMIS) del orbitador Mars Odyssey encontró hematita cristalina gris en la superficie de Aram. La hematita es un mineral de óxido de hierro que puede precipitar cuando el agua subterránea circula a través de rocas ricas en hierro, ya sea a temperaturas normales o en aguas termales. El suelo de Aram contiene enormes bloques de terreno colapsado o caótico que se formaron cuando el agua o el hielo fueron removidos catastróficamente. En otras partes de Marte, la liberación de agua subterránea produjo inundaciones masivas que erosionaron los grandes canales que se ven en Ares Vallis y valles de salida similares. En Aram Chaos, sin embargo, el agua liberada permaneció mayoritariamente dentro de las murallas del cráter, erosionando sólo un pequeño canal de salida poco profundo en la pared oriental. Varios minerales, incluidos hematita, minerales de sulfato y silicatos alterados por agua en Aram, sugieren que probablemente alguna vez existió un lago dentro del cráter. Debido a que para formar hematita se requiere agua líquida, que no podría existir por mucho tiempo sin una atmósfera espesa, Marte debe haber tenido una atmósfera mucho más espesa en algún momento del pasado, cuando se formó la hematita. [37]

Sedimentos en capas

Oxia Palus es una zona interesante con muchos cráteres que muestran capas de sedimentos. [38] Estos sedimentos pueden haber sido depositados por agua, viento o volcanes . El espesor de las capas es diferente en los diferentes cráteres. En Becquerel muchas capas tienen un espesor de unos 4 metros. En el cráter Crommelin las capas tienen un espesor medio de 20 metros. A veces, la capa superior puede ser resistente a la erosión y formará una característica llamada mensa , la palabra latina para mesa. [39]

El patrón de capas dentro de capas medido en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de unos 100.000 años. Además, cada 10 capas se pueden agrupar en paquetes más grandes. Así, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse (100.000 años/capa × 10 capas). El patrón de diez capas se repite al menos diez veces, es decir, hay al menos diez paquetes, cada uno de los cuales consta de diez capas. Se cree que las capas están relacionadas con el ciclo de cambio de inclinación de Marte.

La inclinación del eje de la Tierra cambia sólo un poco más de 2 grados. Por el contrario, la inclinación de Marte varía decenas de grados. Hoy en día, la inclinación (u oblicuidad) de Marte es baja, por lo que los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono , migren hacia los polos, donde se convierten en hielo. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar y esos materiales se alejan. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que tal vez provoque una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Con más agua en la atmósfera, los granos de arena depositados en la superficie pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio se realizó utilizando mapas topográficos estéreo obtenidos procesando datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [40]

Se puede encontrar una discusión detallada sobre las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentary Geology of Mars . [41]

Redes de crestas lineales

Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [42] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. 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 actuaron posteriormente como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se fue erosionando, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como marcador de arcilla que requiere agua para su formación. [43] [44] [45] El agua aquí podría haber sustentado vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.

Crestas de arrugas

Características de la erosión en Ares Vallis , vistas por THEMIS

Muchas áreas de Marte muestran arrugas en la superficie, llamadas crestas de arrugas. Son alargados y a menudo se encuentran en zonas lisas de Marte. Debido a que son alturas topográficas amplias y suaves, a veces son difíciles de ver. Aunque al principio se pensó que eran causados ​​por flujos de lava , ahora se cree que es más probable que sean causados ​​por fuerzas tectónicas de compresión que causan plegamientos y fallas . En la imagen a la derecha de Ares Vallis se ve una cresta arrugada. [46]

Fallos

Capas de Becquerel (cráter marciano) , vistas por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver la falla.

Una imagen abajo a la derecha, tomada de capas en el cráter Becquerel, muestra una línea recta que representa una falla. [47] Las fallas son roturas en las rocas donde se ha producido movimiento. El movimiento puede ser de sólo unos centímetros o más. Las fallas pueden ser muy importantes, ya que la rotura en la roca es un foco de erosión y, lo que es más importante, puede permitir que los fluidos que contienen minerales disueltos se eleven y luego se depositen. Algunos de los principales depósitos de mineral de la Tierra se forman mediante este proceso.

muelles

Un estudio de imágenes tomadas con el Experimento científico de imágenes de alta resolución ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter sugiere fuertemente que alguna vez existieron aguas termales en el cráter Vernal , en el cuadrilátero Oxia Palus. Estos manantiales pueden haber proporcionado un lugar para la vida durante mucho tiempo. Además, los depósitos minerales asociados con estos manantiales pueden haber conservado rastros de vida marciana. En el cráter Vernal, en una parte oscura del suelo, dos estructuras elípticas de tonos claros se parecen mucho a las fuentes termales de la Tierra. Tienen halos interiores y exteriores, con depresiones aproximadamente circulares. Cerca de los manantiales se alinean un gran número de colinas. Se cree que se formaron por el movimiento de fluidos a lo largo de los límites de los lechos de inmersión. La siguiente imagen muestra estos resortes. Una de las depresiones es visible. El descubrimiento de sílice opalina por parte de los Mars Rovers , en la superficie, sugiere también la presencia de fuentes termales. La sílice opalina se deposita a menudo en aguas termales. [48] ​​Los científicos propusieron que esta área debería ser visitada por el Laboratorio Científico de Marte . [49]

Cráteres

cráter de Mojave

El cráter Mojave , en la región de Xanthe Terra , tiene abanicos aluviales que se parecen notablemente a las formas del relieve del desierto de Mojave en el suroeste de Estados Unidos. Como en la Tierra, las rocas más grandes se encuentran cerca de las bocas de los abanicos. Debido a que los canales comienzan en la cima de las crestas, se cree que se formaron por fuertes aguaceros. Los investigadores han sugerido que la lluvia pudo haber sido iniciada por impactos. [50]

Mojave tiene aproximadamente 2.604 metros (1.618 millas) de profundidad. Su profundidad en relación con su diámetro y su sistema de rayos son indicios de que es muy joven. El recuento de cráteres de su manto de eyección da una edad de unos 3 millones de años. Se considera el cráter más reciente de su tamaño en Marte y ha sido identificado como la probable fuente de los meteoritos shergottita recolectados en la Tierra. [51]

Cráter Firsoff

Cráter Cromelin

Cráter Danielson

Cráter de pedestal

Un cráter de pedestal es un cráter con su material eyectado sobre el terreno circundante y formando así una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. Se ha medido con precisión que algunos pedestales se encuentran a cientos de metros sobre el área circundante. Esto significa que cientos de metros de material fueron erosionados. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección se elevan por encima de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [52] [53] [54] [55]

Otros cráteres

Los cráteres de impacto generalmente tienen bordes con material eyectado a su alrededor; por el contrario, los cráteres volcánicos no suelen tener borde ni depósitos de eyección. A medida que los cráteres crecen (más de 10 km de diámetro) suelen tener un pico central. [56] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [46] A veces los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, rocas de las profundidades del subsuelo son arrojadas a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrar lo que hay en las profundidades de la superficie.

valles

Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar características de relieve en otros planetas.

Vallis se utilizó para antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron sondas por primera vez a Marte. Los Viking Orbiters provocaron una revolución en nuestro [ ¿quién? ] ideas sobre el agua en Marte; En muchas zonas se encontraron enormes valles fluviales. Las cámaras de las naves espaciales mostraron que inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en los lechos de roca y viajaron miles de kilómetros. [46] [57] [58]

Otros primeros planos del cuadrilátero de Oxia Palus

Relevancia cultural

Gran parte de la popular película El marciano se desarrolla en el cuadrilátero de Oxia Palus.

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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