Imagen del Cuadrángulo de Noachis (MC-27). El noreste incluye la mitad occidental de la cuenca de Hellas . La región sureste contiene Peneus Patera y parte del volcán Anfitrites .
El cuadrilátero 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 cuadrilátero de Noachis incluye Noachis Terra y la parte occidental de Hellas Planitia .
Noachis está tan densamente cubierto de cráteres de impacto que se considera uno de los accidentes geográficos más antiguos de Marte; de ahí el término " Noé " para uno de los períodos más antiguos de la historia marciana. Además, muchos cráteres previamente enterrados están saliendo ahora a la superficie, [2] donde la edad extrema de Noachis ha permitido que los cráteres antiguos se llenen y queden nuevamente expuestos.
Gran parte de la superficie del cuadrilátero de Noachis muestra una topografía festoneada donde la desaparición del hielo terrestre ha dejado depresiones. [3]
La primera pieza de tecnología humana que aterrizó en Marte aterrizó (se estrelló) en el cuadrilátero de Noachis. El Mars 2 soviético se estrelló en 44°12′S 313°12′W / 44,2°S 313,2°W / -44,2; -313,2 . Pesaba alrededor de una tonelada. La nave automatizada intentó aterrizar en medio de una gigantesca tormenta de polvo. Para empeorar aún más las condiciones, esta zona también tiene muchos remolinos de polvo. [4]
Topografía festoneada
Terreno festoneado en Peneus Patera , visto por HiRISE. El terreno festoneado es bastante común en algunas zonas de Marte.
Ciertas regiones de Marte presentan depresiones con forma festoneada . Se cree que las depresiones son restos de un depósito de manto rico en hielo. Las vieiras 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 de Marte. [7] Las vieiras suelen tener decenas de metros de profundidad y desde unos pocos cientos hasta unos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargadas. Algunos parecen haberse fusionado, provocando así la formación de un gran terreno muy picado. Un estudio publicado en Icarus encontró que las formas terrestres de topografía festoneada pueden deberse a la pérdida subsuperficial 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 vieiras. [3]
Topografía festoneada, vista por HiRISE
Vista cercana de la topografía festoneada, vista por HiRISE
Topografía festoneada, vista por HiRISE en el programa HiWish
Pistas del diablo del polvo
Muchas zonas de Marte experimentan el paso de gigantescos remolinos de polvo . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un remolino de polvo, se lleva el revestimiento y expone la superficie oscura subyacente creando huellas . Se han visto remolinos de polvo desde la tierra y desde la órbita. Incluso han quitado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte , alargando así considerablemente sus vidas. [9] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses; en cambio, han durado más de seis años y siguen funcionando después de más de 8 años. Se ha demostrado que el patrón de las huellas cambia cada pocos meses. [10] Un estudio de TA que combinó datos de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y la cámara Mars Orbiter (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 siguiente imagen del cráter Russel muestra cambios en las huellas de los remolinos de polvo durante un período de solo tres meses, según lo documentado por HiRISE . Otras huellas de Dust Devil son visibles en la imagen de Frento Vallis.
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos generalmente no tienen borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres crecen (más de 10 km de diámetro) suelen tener un pico central. [13] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [14] A veces los cráteres mostrarán capas. Los cráteres pueden mostrarnos lo que hay en las profundidades de la superficie.
Cráter Maunder , visto por HiRISE. El saliente es parte de la pared sur del cráter degradada (hacia el fondo). 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 es el borde del montículo que llena 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 este del Pozo Central en el cráter Asimov, vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver más detalles de los numerosos barrancos.
Detalle de la pared sur del cráter Kaiser, vista por THEMIS. La parte superior de la imagen muestra parte de un campo de dunas.
Suelo del cráter Rabe , visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver capas. La arena oscura que formó las dunas probablemente fue arrastrada desde otro lugar.
Cráteres secundarios, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Estos se formaron a partir de material lanzado al aire por el impacto primario de un cuerpo grande cercano.
Dunas de arena
Cuando existen condiciones perfectas para producir dunas de arena, viento constante en una dirección y suficiente arena, se forma una duna de arena barchan. Los barchans 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] Una imagen a continuación muestra un barjan definido.
Vista amplia de un campo de dunas de arena, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas de arena, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Se etiqueta una duna de abedules.
Vista cercana de las dunas de arena, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas de arena, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Se etiqueta una duna de abedules.
Vista cercana y en color de las dunas de arena, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana y en color de las dunas de arena en forma de cúpula, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Barrancos
En ciertas regiones de Marte se encuentran barrancos en pendientes pronunciadas. Se han propuesto muchas ideas para explicarlos. La formación por agua corriente cuando el clima era diferente es una idea popular. Recientemente, debido a que se han observado cambios en los barrancos desde que HiRISE ha estado orbitando Marte, se cree que pueden estar formados por trozos de hielo seco que se mueven cuesta 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 programa HiWish
Barrancos en el montículo del cráter Asimov, vistos por HiRISE
Amplia vista de barrancos y crestas en el cráter, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los canales de los barrancos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Los canales hacen algunas curvas cerradas.
Vista cercana de los canales de barrancos, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a un canal pequeño dentro de canales más grandes.
Amplia vista de los barrancos, vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los barrancos, vista por HiRISE en el programa HiWish. Los canales muestran curvas.
Vista cercana de los barrancos, vista por HiRISE en el programa HiWish. Se ven formas poligonales.
Cráter con barrancos, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los barrancos, vista por HiRISE bajo el 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 ha sido llamado terreno "taffy pull" y se encuentra cerca de un terreno en forma de panal, otra superficie extraña. [23] El terreno bandeado se encuentra en la parte noroeste de la cuenca de Hellas. Esta sección de la cuenca Hellas es la más profunda. El depósito de terreno bandeado muestra una alternancia de formas de bandas estrechas e interbandas. La naturaleza sinuosa y la textura superficial 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 en lineales, concéntricas o lobuladas. Las bandas suelen tener entre 3 y 15 km de largo y 3 km de ancho. Las estrechas depresiones entre bandas tienen 65 m de ancho y 10 m de profundidad. [24] Las imágenes de estas características pueden parecer arte abstracto.
Amplia vista de parte del suelo de la cuenca Hellas, vista por CTX
Amplia vista del suelo de la cuenca Hellas, vista por CTX. Esta es una ligera ampliación de la imagen anterior. El cuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen que se tomó con HiRISE.
Primer plano del terreno bandeado en el suelo de la cuenca Hellas, visto por HiRISE Otras fotografías anteriores muestran vistas amplias de esta región.
Terreno retorcido en Hellas Planitia , pero en realidad ubicado en el cuadrilátero de Noachis. Imagínese intentar cruzar esto. Imagen tomada con HiRISE.
Características en capas en el suelo de Hellas Planitia , vistas por HiRISE en el programa HiWish. Este puede ser un ejemplo de terreno en forma de panal que aún no se comprende completamente.
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Estas bandas retorcidas también se denominan terreno "taffy pull".
Amplia vista de las bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de crestas en bandas retorcidas, como las ve HiRISE en 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 con bandas, visto por HiRISE en el programa HiWish
Barrancos en las dunas
En algunas dunas se encuentran barrancos. Estos son algo diferentes de los barrancos de 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, simplemente terminan con un hoyo, en lugar de una plataforma. Muchos de estos barrancos se encuentran sobre las dunas de Russell (cráter marciano) .
Amplia vista de las dunas del cráter Russell, vistas por HiRISE. Se ven muchos barrancos estrechos.
Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, visto por HiRISE Nota: Este tipo de barrancos generalmente no terminan con una plataforma.
Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, visto por HiRISE
Vista cercana y en color del final de los barrancos del cráter Russell, vista por HiRISE
Canales
Canales, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Otras escenas del cuadrilátero de Noachis
Mapa cuadrangular de Noachis etiquetado con las características principales.
Manto disecado con capas, visto por HiRISE.
Capas en depresión en el cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de las crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los huecos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Crestas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Polígonos de centro alto, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Los cuadros se dibujan alrededor de dos polígonos individuales.
Amplia vista de los montículos y el terreno cerebral , vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los montículos y el terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish
Material de tonos claros, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. El material de tonos claros a menudo se asocia con minerales que se formaron en el agua.
Vista cercana de la superficie, que muestra rocas y material de tonos claros, vista por HiRISE bajo el programa HiWish.
Flow, visto por HiRISE en el programa HiWish
Vista amplia que muestra flujos y crestas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish
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enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con el cuadrilátero de Noachis .
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 .
