Hesperia Planum es una amplia llanura de lava en las tierras altas del sur del planeta Marte . La llanura es notable por su número moderado de cráteres de impacto y abundantes crestas arrugadas . También es la ubicación del antiguo volcán Tyrrhena Mons ( Tyrrhena Patera ). El período de tiempo Hesperiano en Marte recibe su nombre de Hesperia Planum. [2] [3]
La mayoría de los nombres de lugares en Marte se derivan de fuentes de la Biblia o de la antigüedad clásica . [4] Hesperia es un término poético grecolatino para "tierras al oeste", que para los antiguos griegos y romanos significaba Italia , mientras que España era conocida como Hesperia Ultima . [5] [6] Planum (pl. plana ) es la palabra latina para meseta o llanura alta. Es un término descriptor utilizado en geología planetaria para un terreno relativamente liso y elevado en otro planeta o luna . [7]
La región Hesperia de Marte fue bautizada así por el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli en 1877 debido a una característica de albedo de tono intermedio centrada en la latitud 20°S, longitud 240°O entre dos regiones más oscuras. [5] [8] Creyendo que las áreas oscuras eran masas de agua, Schiaparelli interpretó que Hesperia era una llanura aluvial o pantano que unía dos mares adyacentes, el Mare Tyrrhenum y el Mare Cimmerium. [9] Aunque la existencia de mares en Marte había sido descartada a principios del siglo XX, [10] la verdadera naturaleza de la región permaneció oscura hasta la era espacial . En 1972, la sonda espacial Mariner 9 mostró que Hesperia era una llanura llena de cráteres y veteada por el viento. [11] La Unión Astronómica Internacional (UAI) nombró formalmente el área Hesperia Planum en 1973. [12] Se descubrió que las áreas oscuras que flanquean Hesperia Planum eran tierras altas con muchos cráteres. En 1979, la UAI designó el área de tierras altas al oeste como Tyrrhena Terra y al este como Terra Cimmeria . [13] ( Terra es un término descriptor del latín que significa tierra o continente).
Hesperia Planum se encuentra a lo largo del amplio borde noreste de la gigantesca cuenca de impacto Hellas [14] y está centrada en la latitud 22,3°S, longitud 110°E en el cuadrángulo del Mare Tyrrhenum (MC-22). Una pequeña parte de esta región en el sur se encuentra en el cuadrángulo Hellas . Tiene un ancho máximo de 1.700 km (1.100 mi) [12] y cubre un área de aproximadamente 2 millones de km2 ( 770.000 millas cuadradas). [15]
A gran escala (>100 m o 330 pies), Hesperia Planum parece lisa y nivelada, [16] con una elevación de superficie relativamente uniforme de 1,2 km (0,75 mi) por encima del nivel de Marte . [17] La superficie de la llanura es 200–800 m (660–2620 pies) más baja en elevación que las tierras altas circundantes de Tyrrhena Terra y Terra Cimmeria y está ligeramente inclinada hacia el sur, con una pendiente regional media de aproximadamente 0,03°. [14] En imágenes de alta resolución (<19 m o 62 pies/píxel), la superficie de Hesperia Planum está dominada por polvo y depósitos de grano fino. Son visibles pocas rocas o afloramientos de lecho rocoso. Son comunes los cráteres abundantes y poco profundos llenos de depósitos lisos y planos. No se identifican respiraderos ni construcciones volcánicas, aunque hay canales pequeños (<10 metros de ancho). [18]
En general, se interpreta que Hesperia Planum está compuesta de lavas de inundación , [19] aunque no se pueden descartar sedimentos volcaniclásticos o lacustres (de lecho de lago) estratificados. [18] Las lavas parecen llenar parcialmente una gran depresión topográfica irregular que existía en tiempos de Noé . Los bordes de cráteres de impacto preexistentes aún son visibles en algunos lugares, lo que indica que los depósitos de lava tienen un espesor de 250 a 500 m. El volumen de lavas dentro de Hesperia Planum es comparable al que se encuentra en grandes provincias ígneas de la Tierra, como el Grupo Basáltico del Río Columbia . [14]
La moderada cantidad de cráteres en Hesperia Planum indica que la llanura tiene una edad intermedia en la historia marciana. En geología planetaria , la densidad numérica de cráteres de impacto es una medida de la edad relativa de una superficie planetaria. Las superficies con muchos cráteres son antiguas y las superficies con pocos cráteres son jóvenes. Hesperia Planum es la localidad tipo para el Sistema Hesperiano y el período de tiempo. Las lavas que componen Hesperia Planum definen la base del Sistema Hesperiano . [21] Entraron en erupción al comienzo del Período Hesperiano hace unos 3700 millones de años. [22] (Marte mismo, junto con los otros planetas, se formó hace unos 4500 millones de años). Las lavas hesperianas son más jóvenes que las rocas en los terrenos de Noé con muchos cráteres , pero más antiguas que las rocas formadas durante el Período Amazónico más reciente. (Véase Geología de Marte .)
Las crestas arrugadas son elevaciones topográficas lineales y largas con una morfología distintiva que consiste en un arco bajo y ancho coronado por una cresta almenada estrecha (en la imagen de la izquierda). Son características comunes en la Luna, donde se encuentran exclusivamente dentro de llanuras de flujo de lava (los mares lunares ). [23] Se cree que su aparición en Marte refleja una asociación volcánica similar. Por lo tanto, las áreas de Marte con abundantes crestas arrugadas se interpretan como llanuras formadas por lava basáltica muy fluida ( basaltos de inundación ). Se cree que las crestas en sí mismas son la expresión superficial de fallas de empuje formadas después de que se emplazaran los flujos de lava. [24] [25] No son características volcánicas, sino estructuras tectónicas secundarias que se forman en rocas densas y competentes (como basaltos estratificados) que han sufrido estrés de compresión. Las "llanuras acanaladas" de la era hesperiana, como Hesperia Planum, cubren aproximadamente el 30% de la superficie marciana. [19]
El monte Tyrrhenus ( Tyrrhena Patera ) es un volcán erosionado de baja altitud en la parte occidental de Hesperia Planum. Es uno de los volcanes de ventilación central más antiguos del planeta [27] y miembro de una clase de volcanes llamados paterae de las tierras altas , que entraron en erupción principalmente a finales del Noé y principios del Hesperiense . [28] El monte Tyrrhenus se encuentra a solo 1,5 km por encima de las llanuras circundantes. En su centro se encuentra una depresión de 40 km de diámetro, o caldera , desde la que irradian numerosos valles y crestas de fondo plano que sugieren que el volcán ha sido muy erosionado. El bajo relieve del monte Tyrrhenus combinado con su estado degradado indican que el volcán se compone principalmente de material friable y fácilmente erosionable, como ceniza volcánica . La ceniza probablemente se derivó de la interacción del magma con el agua subterránea o el hielo. [29]
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 en el 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 .
