Tempe Terra es una región montañosa repleta de cráteres en el hemisferio norte del planeta Marte . Situada en el extremo noreste de la provincia volcánica de Tharsis , Tempe Terra destaca por su alto grado de fractura y deformación de la corteza terrestre. La región también contiene muchos pequeños volcanes en escudo , flujos de lava y otras estructuras volcánicas.
La región lleva el nombre de la característica de albedo Tempe, utilizada por primera vez por el astrónomo EM Antoniadi en 1930 para describir una mancha brillante de terreno centrada cerca de 40°N, 70°W. El nombre proviene del Valle de Tempe , un valle situado al sur del Monte Olimpo y celebrado por los antiguos griegos por su belleza. La Unión Astronómica Internacional (IAU) designó formalmente la región Tempe Terra en 1979. Terra (pl. terrae) es un término descriptivo latino utilizado en geología planetaria para regiones montañosas similares a continentes (es decir, extensas masas de tierra) en otros planetas. [1]
Tempe Terra está ubicada en la mitad oriental del cuadrilátero de Arcadia (MC-03) y en el borde occidental del cuadrilátero Mare Acidalium (MC-04) en el hemisferio occidental de Marte. Está centrado en 39°42′N 289°00′E / 39,7°N 289°E / 39,7; 289 y se extiende por unos 2.700 km en su extensión más amplia. [1] La región se extiende desde aproximadamente 30° a 54°N y desde 265° a 310°E, cubriendo aproximadamente 2,1 millones de km 2 , [2] o un área aproximadamente equivalente a la de Arabia Saudita . Limita al este con Chryse y Acidalia Planitiae, al norte con las llanuras bajas de Arcadia y Vastitas Borealis , y al sur con el enorme sistema de canales de salida de Kasei Valles .
Tempe Terra ocupa una zona de transición entre las antiguas tierras altas, repletas de cráteres, del sur marciano y las tierras bajas geológicamente más jóvenes del norte. Tempe Terra contiene las exposiciones más septentrionales de la antigua corteza montañosa del planeta. [3] La región está atravesada por un gran número de fallas normales lineales a curvilíneas y grabens con edades que abarcan gran parte de la historia geológica de Marte. La investigación sobre la extensión , o fisuras en la corteza, ha sugerido que Tempa Terra puede ser la región geológica más tensa de Marte [4] con muchos volcanes en escudo bajo .
Hay evidencia de valles en Tempe Terra, incluidos meandros de arroyos, como en la imagen a continuación.
Los barrancos marcianos son redes pequeñas e incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos descendentes asociados , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un único hilo de canal inciso que une los dos, dando a todo el barranco una forma de reloj de arena. [5] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos cortados en las caras de las dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creyeron que los procesos que esculpen los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, esto sigue siendo un tema de investigación activa. Las siguientes imágenes muestran una variedad de barrancos y características de barrancos.
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [6] Estas características también se han denominado "redes de crestas poligonales", "crestas en forma de caja" y "crestas reticuladas". [7] 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.
Los hoyos y depresiones son comunes en Marte. Las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por lo tanto fossa es singular y fosas plural. [8] Varios mecanismos pueden formarlos. Se pueden formar fosas cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Las fosas/cráteres de pozo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [9] Los estudios han descubierto que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la rotura en la roca desciende hasta 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento provoca que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material de la superficie se desliza hacia el vacío, se forma un cráter o una cadena de cráteres. En Marte, los cráteres individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso formar depresiones que a veces son festoneadas. [10]
Las imágenes siguientes probablemente estén formadas por hielo. La superficie marciana muestra muchos tipos diferentes de agujeros, hoyos, depresiones y huecos que se cree que fueron causados por grandes cantidades de hielo que desaparecieron del suelo. Cuando el hielo se desprende, el suelo se derrumba. Debido a la fina atmósfera del planeta, el hielo se sublima: pasa directamente de una fase sólida a una fase gaseosa. El hielo seco hace eso en la Tierra. Los eskers se forman cuando un arroyo corre bajo un glaciar y deposita material que queda cuando el glaciar desaparece.
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 .
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