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Cuadrángulo de Phaethontis

Imagen del Cuadrángulo de Faetón (MC-24). La región está dominada por tierras altas con muchos cráteres y áreas bajas que forman llanuras relativamente suaves.

El cuadrángulo de Faetón es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo de Faetón también se conoce como MC-24 (carta de Marte-24). [1]

El nombre proviene de Faetón , el hijo de Helios . [2]

El cuadrángulo de Phaethontis se encuentra entre 30° y 65° de latitud sur y 120° y 180° de longitud oeste en Marte . En este rango de latitud se han descubierto numerosos barrancos. Una antigua formación en esta área, llamada Terra Sirenum , se encuentra en este cuadrángulo; la Mars Reconnaissance Orbiter descubrió esmectitas de hierro y magnesio allí. [3] Parte de este cuadrángulo contiene lo que se llama depósitos de Electris , un depósito de 100 a 200 metros (330 a 660 pies) de espesor. Es de tono claro y parece ser débil debido a pocas rocas. [4] Entre un grupo de grandes cráteres se encuentra el cráter Mariner , observado por primera vez por la nave espacial Mariner 4 en el verano de 1965. Recibió su nombre de esa nave espacial. [5] [ page needed ] Se cree que una zona baja en Terra Sirenum alguna vez albergó un lago que finalmente desembocó en el valle de Ma'adim . [6] [7] [8] [ page needed ] La sonda rusa Mars 3 aterrizó en el cuadrángulo de Phaethontis a 44,9° S y 160,1° W en diciembre de 1971. Aterrizó a una velocidad de 75 km por hora, pero sobrevivió para enviar por radio 20 segundos de señal, luego se apagó. Su mensaje solo apareció como una pantalla en blanco. [9] [ page needed ]

Barrancos marcianos

El cuadrángulo de Phaethontis es el lugar donde se encuentran muchos barrancos que pueden deberse a un flujo reciente de agua. Algunos se encuentran en el Caos de Gorgonum [10] [11] y en muchos cráteres cerca de los grandes cráteres Copernicus y Newton . [12] [13] Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y una plataforma. Algunos estudios han descubierto que los barrancos se encuentran en pendientes que miran a todas las direcciones, [14] otros han descubierto que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes orientadas hacia los polos, especialmente entre 30 y 44° S. [15]

Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [16] las más populares implican agua líquida que proviene de un acuífero , del derretimiento en la base de antiguos glaciares o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [17] [18] Debido a la buena posibilidad de que el agua líquida haya estado involucrada en su formación y que podrían ser muy jóvenes, los científicos están entusiasmados. Tal vez los barrancos sean el lugar al que deberíamos ir para encontrar vida.

Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabezas de alcoba de barranco se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero . Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [17] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden estar compuestos de arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada sobre otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero baje, la única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. Finalmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero alcance una ruptura, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos. [19] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es “Weeping Rock” en el Parque Nacional Zion , Utah . [20]

En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [21] [22] [23] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, en determinadas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [24] [25] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus, como lo vio HiRISE . [26] El manto rico en hielo puede ser el resultado de los cambios climáticos. [27] Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte causan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua vuelve al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando Marte está en su mayor inclinación u oblicuidad, hasta 2 cm de hielo podrían eliminarse de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [28] [29] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [30] Las mediciones de altitudes y pendientes de los barrancos respaldan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con los barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [15] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire enrarecido de la mayor altitud. [31]

La tercera teoría podría ser posible, ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir que el hielo del suelo se derrita y forme así los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la seca y fría costa oriental de Groenlandia. [32] Dado que los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para que comience el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo derretido del suelo podrían ser suficientes. [33] [34] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [35]

Características asociadas de los barrancos

A veces aparecen otras características cerca de los barrancos. En la base de algunos barrancos puede haber depresiones o crestas curvas. Estas se han llamado "depresiones espatuladas". Estas depresiones se forman después de que el hielo glacial desaparece. Las paredes escarpadas a menudo desarrollan glaciares durante ciertos climas. Cuando el clima cambia, el hielo en los glaciares se sublima en la delgada atmósfera marciana. La sublimación es cuando una sustancia pasa directamente de un estado sólido a un estado gaseoso. El hielo seco en la Tierra hace esto. Entonces, cuando el hielo en la base de una pared escarpada se sublima, se produce una depresión. Además, más hielo desde más arriba tenderá a fluir hacia abajo. Este flujo estirará los restos rocosos de la superficie formando grietas transversales. Estas formaciones se han denominado "terreno de tabla de lavar" porque se parecen a las tablas de lavar antiguas. [36] Las partes de los barrancos y algunas características asociadas a los mismos se muestran a continuación en imágenes de HiRISE.

Glaciares con forma de lengua

Posibles pingos

Las grietas radiales y concéntricas que se ven aquí son comunes cuando las fuerzas penetran una capa frágil, como una roca arrojada a través de una ventana de vidrio. Estas fracturas en particular probablemente fueron creadas por algo que emergió desde debajo de la frágil superficie marciana. El hielo puede haberse acumulado debajo de la superficie en forma de lente, lo que produjo estos montículos agrietados. El hielo, al ser menos denso que la roca, empujó hacia arriba en la superficie y generó estos patrones similares a una telaraña. Un proceso similar crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra. Estas características se denominan " pingos ", una palabra inuit. [37] Los pingos contendrían hielo de agua pura; por lo tanto, podrían ser fuentes de agua para los futuros colonos de Marte.

Relleno de cráter concéntrico

Se cree que el relleno de cráteres concéntricos , como las plataformas de escombros lobulados y el relleno de valles lineales , es rico en hielo. [38] Con base en medidas topográficas precisas de altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de qué tan profundos deben ser los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. [39] [40] [41] [42] Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con algunas decenas de metros de escombros superficiales. [43] [44] El hielo acumulado en el cráter por las nevadas en climas anteriores. [45] [46] [47] Un modelo reciente sugiere que el relleno de cráteres concéntricos se desarrolla a lo largo de muchos ciclos en los que se deposita nieve y luego se mueve hacia el cráter. Una vez dentro del cráter, la sombra y el polvo preservan la nieve. La nieve se transforma en hielo. Las muchas líneas concéntricas son creadas por los muchos ciclos de acumulación de nieve. Generalmente la nieve se acumula cuando la inclinación del eje alcanza los 35 grados. [48]

Bandas magnéticas y tectónica de placas

El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió franjas magnéticas en la corteza de Marte, especialmente en los cuadrángulos de Phaethontis y Eridania ( Terra Cimmeria y Terra Sirenum ). [49] [ página necesaria ] [50] [ página necesaria ] El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que corren aproximadamente paralelas por hasta 2000 km. Estas franjas se alternan en polaridad con el polo norte magnético de una apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo norte magnético de la siguiente apuntando hacia abajo. [51] [ página necesaria ] Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de tectónica de placas . Los investigadores creen que estas franjas magnéticas en Marte son evidencia de un corto período temprano de actividad tectónica de placas. Cuando las rocas se volvieron sólidas, conservaron el magnetismo que existía en ese momento. Se cree que un campo magnético de un planeta es causado por movimientos de fluidos debajo de la superficie. [52] [53] [54] Sin embargo, existen algunas diferencias entre las franjas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, están magnetizadas mucho más fuertemente y no parecen extenderse desde una zona de expansión de la corteza media. Debido a que el área que contiene las franjas magnéticas tiene alrededor de 4 mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo los primeros cientos de millones de años de vida de Marte, cuando la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber sido lo suficientemente alta como para mezclarlo en un dinamo magnético. No hay campos magnéticos cerca de grandes cuencas de impacto como Hellas. El choque del impacto puede haber borrado la magnetización remanente en la roca. Por lo tanto, el magnetismo producido por el movimiento temprano del fluido en el núcleo no habría existido después de los impactos. [55]

Cuando una roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y se solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo se pierde solo si la roca se calienta posteriormente por encima de una temperatura determinada (el punto de Curie, que es de 770 °C para el hierro). El magnetismo que queda en las rocas es un registro del campo magnético cuando la roca se solidificó. [56]

Depósitos de cloruro

Utilizando datos de Mars Global Surveyor , Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter , los científicos han encontrado depósitos generalizados de minerales de cloruro . Una imagen a continuación muestra algunos depósitos dentro del cuadrángulo de Phaethontis. La evidencia sugiere que los depósitos se formaron a partir de la evaporación de aguas enriquecidas con minerales. La investigación sugiere que los lagos pueden haber estado dispersos en grandes áreas de la superficie marciana. Por lo general, los cloruros son los últimos minerales en salir de la solución. Los carbonatos , sulfatos y sílice deberían precipitarse antes que ellos. Los rovers de Marte han encontrado sulfatos y sílice en la superficie. Los lugares con minerales de cloruro pueden haber albergado varias formas de vida. Además, dichas áreas deberían preservar rastros de vida antigua. [57]

Alfonso Dávila y otros, basándose en depósitos de cloruros y filosilicatos hidratados, creen que en Terra Sirenum hay un antiguo lecho lacustre que tenía una superficie de 30.000 km2 y una profundidad de 200 metros. Otra evidencia que apoya la existencia de este lago son los canales normales e invertidos, como los que se encuentran en el desierto de Atacama . [58]

Fosas

El cuadrángulo Elysium alberga grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) llamadas fosas en el lenguaje geográfico que se utiliza para referirse a Marte. Las depresiones se crean cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Las fosas o cráteres de pozo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [59]

Superficies extrañas

Cráteres

Cráter Copérnico

La densidad de cráteres de impacto se utiliza para determinar la edad de la superficie de Marte y otros cuerpos del sistema solar. [60] Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres hay. Las formas de los cráteres pueden revelar la presencia de hielo en el suelo.

Imagen de MOLA que muestra la relación entre los cráteres Wright, Keeler y Trumpler. Los colores indican las elevaciones.
Lado este del cráter Hiparco , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter)
Lado oeste del cráter Nansen , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter)

El área alrededor de los cráteres puede ser rica en minerales. En Marte, el calor del impacto derrite el hielo del suelo. El agua del hielo derretido disuelve los minerales y luego los deposita en grietas o fallas que se produjeron con el impacto. Este proceso, llamado alteración hidrotermal, es una de las principales formas en que se producen los depósitos de minerales. El área alrededor de los cráteres marcianos puede ser rica en minerales útiles para la futura colonización de Marte. [61] Los estudios en la Tierra han documentado que se producen grietas y que las vetas de minerales secundarios se depositan en las grietas. [62] [63] [64] Las imágenes de los satélites que orbitan Marte han detectado grietas cerca de los cráteres de impacto. [65] Durante los impactos se producen grandes cantidades de calor. El área alrededor de un gran impacto puede tardar cientos de miles de años en enfriarse. [66] [67] Muchos cráteres alguna vez contenían lagos. [68] [69] [70] Como algunos de los fondos de los cráteres presentan deltas, sabemos que el agua tuvo que estar presente durante algún tiempo. Se han detectado docenas de deltas en Marte. [71] Los deltas se forman cuando los sedimentos son arrastrados desde un arroyo que ingresa a un cuerpo de agua tranquilo. Se necesita un poco de tiempo para formar un delta, por lo que la presencia de un delta es emocionante; significa que el agua estuvo allí durante un tiempo, tal vez durante muchos años. Es posible que se hayan desarrollado organismos primitivos en esos lagos; por lo tanto, algunos cráteres pueden ser objetivos principales para la búsqueda de evidencia de vida en el Planeta Rojo. [72]

Lista de cráteres

A continuación se muestra una lista de cráteres en el cuadrángulo. La ubicación central del cráter es la del cuadrángulo; los cráteres cuya ubicación central se encuentra en otro cuadrángulo se enumeran por parte este, oeste, norte o sur.

1 Parte se encuentra en el cuadrilátero mientras que otra parte se encuentra en un cuadrilátero diferente junto con el diámetro del cráter.

Redes de crestas lineales

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de cráteres. [73] Las crestas a menudo aparecen como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera 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, fracturas que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. [74] [75] [76] El agua aquí podría haber sustentado la vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vida pasada.

Dunas

Se han encontrado dunas de arena en muchos lugares de Marte. La presencia de dunas muestra que el planeta tiene una atmósfera con viento, ya que las dunas necesitan viento para amontonar la arena. La mayoría de las dunas de Marte son negras debido a la erosión de la roca volcánica basalto . [77] [78] Se puede encontrar arena negra en la Tierra en Hawái y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur. [79] La arena es común en Marte debido a la antigüedad de la superficie que ha permitido que las rocas se erosionen hasta convertirse en arena. Se ha observado que las dunas de Marte se mueven muchos metros. [80] [81] Algunas dunas se mueven. En este proceso, la arena se mueve hacia arriba por el lado de barlovento y luego cae por el lado de sotavento de la duna, lo que hace que la duna se desplace hacia el lado de sotavento (o cara de deslizamiento). [82] Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondulaciones en sus superficies. [83] Estas son causadas por los granos de arena que ruedan y rebotan en la superficie de barlovento de una duna. Los granos que rebotan tienden a caer en el lado barlovento de cada onda. Los granos no rebotan muy alto, por lo que no se necesita mucho para detenerlos.

Manto

Gran parte de la superficie marciana está cubierta por una gruesa capa de manto rica en hielo que ha caído del cielo varias veces en el pasado. [84] [85] [86] En algunos lugares se pueden ver varias capas en el manto. [87]

Canales

Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos en Marte. [88] [89] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la sonda espacial Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [90] [91] [92] [93] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar todos los canales en Marte era incluso mayor que el océano propuesto que podría haber tenido el planeta. Es probable que el agua se haya reciclado muchas veces desde el océano hasta la lluvia alrededor de Marte. [94] [95]

Huellas de remolinos de polvo

Debido a que una fina capa de polvo fino y brillante cubre gran parte de la superficie de Marte, los remolinos de polvo que pasan eliminan el polvo brillante y dejan al descubierto la superficie oscura subyacente. [96] [97] Se han visto remolinos de polvo desde la Tierra y desde naves espaciales en órbita. Algunos remolinos de polvo son más altos que el tornado promedio en la Tierra. [98] Incluso han soplado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, lo que prolonga enormemente su vida útil. [99]

Otras escenas

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 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 .
(Ver también: Mapa de los Mars Rovers y Mapa del Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Véase también

Referencias

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