Tempe Terra es una región montañosa repleta de cráteres en el hemisferio norte del planeta Marte . Ubicada en el extremo noreste de la provincia volcánica de Tharsis , Tempe Terra se destaca por su alto grado de fractura y deformación de la corteza. La región también contiene muchos volcanes en escudo pequeños , flujos de lava y otras estructuras volcánicas.
La región recibe su nombre de la característica del albedo Tempe, utilizada por primera vez por el astrónomo EM Antoniadi en 1930 para describir una zona brillante de terreno centrada cerca de 40°N, 70°O. El nombre proviene del Valle de Tempe , un valle ubicado al sur del Monte Olimpo y celebrado por los antiguos griegos por su belleza. La Unión Astronómica Internacional (UAI) designó formalmente a la región Tempe Terra en 1979. Terra (pl. terrae) es un término descriptor en latín utilizado en geología planetaria para regiones montañosas similares a continentes (es decir, extensas masas de tierra) en otros planetas. [1]
Tempe Terra está situada en la mitad oriental del cuadrángulo Arcadia (MC-03) y el borde occidental del cuadrángulo Mare Acidalium (MC-04) en el hemisferio occidental de Marte. Su centro se encuentra en 39°42′N 289°00′E / 39.7, 289 y se extiende por unos 2700 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 del sur de Marte, plagadas de cráteres, y las tierras bajas geológicamente más jóvenes del norte. Tempe Terra contiene las exposiciones más septentrionales de la antigua corteza de las tierras altas del planeta. [3] La región está atravesada por un gran número de fallas normales lineales a curvilíneas y fosas con edades que abarcan gran parte de la historia geológica de Marte. Las investigaciones sobre la extensión , o grietas en la corteza, han sugerido que Tempe Terra puede ser la región geológica más sometida a tensiones en Marte [4], con una gran cantidad de volcanes en escudo bajos .
Hay evidencia de valles en Tempe Terra, incluidos meandros de arroyos, como en la imagen de abajo.
Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos asociados en laderas , 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 cabeza, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, lo que le da 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 tallados en las caras de las dunas de arena que 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 tallan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, esto sigue siendo un tema de investigación activa. Las imágenes a continuación muestran una variedad de barrancos y características de barrancos.
En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales 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 suelen aparecer como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de forma reticular. 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, que luego actuaron como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras.
En Marte son comunes los hoyos y las depresiones. En el lenguaje geográfico que se utiliza para referirse a Marte, las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas. Este término deriva del latín, por lo que fosa es singular y fossae es plural. [8] Pueden formarse por varios mecanismos. Las fosas pueden formarse cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Los cráteres de fosas o hoyos 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 ruptura en la roca llega hasta los 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o se dilata. Este ensanchamiento hace 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 de hoyo o una cadena de cráteres de hoyo. En Marte, los cráteres individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso canales que a veces son festoneados. [10]
Las imágenes que aparecen a continuación probablemente se formaron a partir de 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 desaparece, el suelo se derrumba. Debido a la delgada atmósfera del planeta, el hielo se sublima, es decir, 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 atrás cuando el glaciar desaparece.
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 .
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