Cuadrángulo del Mare Tyrrhenum

Parte de la superficie de Marte

Imagen del cuadrángulo del Mare Tyrrhenum (MC-22). La mayor parte de la región contiene tierras altas con muchos cráteres. La parte central contiene Tyrrhena Patera y las llanuras montañosas asociadas de Hesperia Planum .

El cuadrángulo Mare Tyrrhenum 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) . Este cuadrángulo también se conoce como MC-22 (Mars Chart-22). ^[1] Contiene partes de las regiones Tyrrhena Terra , Hesperia Planum y Terra Cimmeria .

El cuadrángulo del Mare Tyrrhenum cubre el área de 225° a 270° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud sur en Marte . Schiaparelli nombró el área en honor al mar Tirreno de la Tierra , que se encuentra entre Italia y Sicilia. Posteriormente, la región fue rebautizada como Mare Tyrrhena después de que las fotos de una nave espacial revelaran que es una antigua llanura llena de cráteres en lugar de un mar. Contiene el gran volcán Tyrrhenus Mons , uno de los volcanes más antiguos y quizás el más complejo de Marte. ^{[2] [3]} El cráter más grande del Mare Tyrrhenum es Herschel . Licus Vallis y Ausonia Montes son otras características importantes de la región.

Fosa en Marte

Las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para referirse a Marte. Las depresiones se forman 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. ^[4] Una depresion a menudo tiene dos rupturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados escarpados a lo largo de los lados; una depresion de este tipo se llama graben . ^[5] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben. Los estudios han descubierto que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura en la roca desciende 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 se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráteres de pozo. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecciones a su alrededor, como los cráteres de impacto. En Marte, los cráteres de pozo individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar canales que a veces son festoneados. ^[6] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres de pozo. Hay evidencia de que están asociados con diques de magma . El magma podría moverse a lo largo, debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante causaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un agujero (a veces en medio de una ciudad) se parecen a los cráteres de pozo en Marte. Sin embargo, en la Tierra estos agujeros son causados ​​​​por la disolución de la piedra caliza , lo que causa un vacío. ^{[6] [7] [8]} Tyrrhenus Mons tiene algunas hermosas fosas y cráteres de pozo asociados con él. Estas características son fácilmente visibles en la imagen de la galería a continuación, obtenida por HiRISE .

El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de cráteres y fosas es importante para la futura colonización de Marte porque pueden ser depósitos de agua. ^[9]

Cráteres

• Auki
• Briault
• Herschel
• Kinkora
• Müller
• Roberto Sharp
• Reenviar

Importancia de los cráteres

La densidad de cráteres de impacto se utiliza para determinar la edad de la superficie de Marte y otros cuerpos del sistema solar. ^[10] Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres hay. Las formas de los cráteres pueden revelar la presencia de hielo en el suelo.

La zona que rodea 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 las 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. La zona que rodea los cráteres marcianos puede ser rica en minerales útiles para la futura colonización de Marte. ^[11]

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  Depresión en el fondo del cráter, vista por HiRISE en el programa HiWish . Esta escena se amplía en las dos imágenes siguientes.
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  Primer plano de la depresión en el suelo del cráter, como se ve con HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Primer plano del borde oeste de la depresión del cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Dunas en el cráter, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish. Algunas de estas dunas son barjanes .
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  Dunas entre cráteres, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish. Algunas de estas dunas son barjanes . Una investigación publicada en Icarus afirmó que las dunas del cráter Hershel se movieron 0,8 m en un lapso de tiempo de 3,7 años terrestres. Además, se determinó que la ondulación de las dunas se movió 1,1 m en ese período de tiempo. Otras dunas pueden exhibir una cantidad similar de movimiento. ^[12]

Características hidrotermales en Auki

El cráter Auki muestra redes de crestas que se cree que son evidencia de procesos hidrotermales que ocurrieron después del impacto. Los impactos fracturan la roca y crean enormes cantidades de calor. En Marte, este calor puede hacer que el hielo se derrita y luego el agua resultante se desplace a través de las grietas que se generan durante el impacto. Esta agua eventualmente depositará minerales. Los depósitos minerales pueden hacerse evidentes cuando el suelo circundante se erosiona. Los depósitos formados de esta manera son más resistentes a la erosión.

Los investigadores han especulado que estos efectos hidrotermales deberían ser comunes en Marte. ^[13] Las crestas encontradas en el centro de Auki y sus alrededores son evidencia. Este cráter contiene crestas que pueden haberse producido después de que se formaran fracturas con un impacto. Usando instrumentos en el Mars Reconnaissance Orbiter encontraron los minerales esmectita , sílice , zeolita , serpentina , carbonato y clorita que son comunes en los sistemas hidrotermales inducidos por impacto en la Tierra. ^{[14] [15] [16] [17] [18] [19]} Otra evidencia de sistemas hidrotermales posteriores al impacto en Marte de otros científicos que estudiaron otros cráteres marcianos. ^{[20] [21] [22]}

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  Mapa topográfico que muestra la ubicación del cráter Auki y otras características cercanas. El color muestra la elevación.
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  Vista amplia de Auki, tal como la ve CTX
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  Vista cercana de la parte central de Auki, como la vio HiRISE. La flecha indica las crestas. Hay dunas de arena cerca de la parte superior de la imagen.
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  Vista en primer plano de las crestas de la imagen anterior de HiRISE. La flecha indica una cresta en forma de X.
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  Vista cercana de la sección central de Auki que muestra las crestas con una flecha. La imagen es una ampliación de una imagen anterior de HiRISE.

Canales

Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en valles y canales fluviales en Marte. Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la nave espacial marciana que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. ^{[23] [24] [25] [26]} Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar las características del relieve en otros planetas, incluidos lo que podrían ser antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron las primeras sondas a Marte. Los orbitadores Viking provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte ; se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las cámaras de la nave espacial mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, tallaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. ^{[27] [28] [29]} Algunos valles de Marte ( Mangala Vallis , Athabasca Vallis , Granicus Vallis y Tinjar Valles) comienzan claramente en graben. Por otro lado, algunos de los grandes canales de salida comienzan en áreas bajas llenas de escombros llamadas caos o terreno caótico. Se ha sugerido que cantidades masivas de agua quedaron atrapadas bajo presión debajo de una criosfera gruesa (capa de suelo congelado), luego el agua se liberó repentinamente, tal vez cuando la criosfera se rompió por una falla. ^{[30] [ cita requerida ] [31]}

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  Pequeño canal serpenteante en el lecho fluvial de un canal más grande. Probablemente el agua erosionó los dos canales en momentos diferentes. Imagen de HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Canal en Ausonia Mensa , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
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  Licus Vallis , visto por HiRISE
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  Canal, tal como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

Redes de crestas lineales

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de cráteres. ^[32] 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. ^{[33] [34] [35]} El agua aquí podría haber sustentado la vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vida pasada.

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  Red de crestas lineales, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista amplia de varios grupos de crestas lineales, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las crestas curvas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Vista cercana de las crestas, de una imagen anterior, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista de cerca de las crestas, de una imagen anterior, tal como se ven con HiRISE en el programa HiWish. Las flechas indican fracturas en las crestas
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  Bloques probablemente formados después de fracturarse en las crestas, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
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  Vista amplia de las redes de dorsales, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las tres imágenes siguientes.
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  Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Dado que algunas crestas están en el fondo de la depresión, las crestas pueden ser de una capa inferior.

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 . ^{[36] [37]} Se puede encontrar arena negra en la Tierra en Hawái y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur. ^[38] 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. ^{[39] [40]} 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). ^[41] Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondulaciones en sus superficies. ^[42] 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.

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  Dunas vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista en color de las dunas tal como las ve HiRISE con el programa HiWish. Se ven ondulaciones en la superficie de las dunas.
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  Dunas vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista panorámica de dunas entre pequeños cráteres, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de una duna, como la vio HiRISE bajo el programa HiWish

Capas

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. ^[43]

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  Vista amplia de funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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  Funciones en capas, como las que ve HiRISE en el programa HiWish
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  Características en capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas indican dónde se encuentran algunas capas.
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  Funciones en capas, como las que ve HiRISE en el programa HiWish
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  Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Unión de columnas

Los flujos de lava a veces se enfrían y forman grandes grupos de columnas de tamaño más o menos igual. ^{[44] [45]} Estas uniones se han visto en Marte. ^[46]

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  Vista amplia del cráter que presenta una unión en forma de columna que se puede ver en las imágenes ampliadas que aparecen a continuación. Fotografía tomada con HiRISE.
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  Pared del cráter con juntas columnares en la ubicación de la caja. Las juntas columnares se ven fácilmente en la imagen ampliada que aparece a continuación. Fotografía tomada con HiRISE.
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  Vista cercana de la pared del cráter con la unión de columnas marcada. Fotografía tomada con HiRISE.
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  Articulación columnar en la Tierra
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  Articulación columnar en la Tierra
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  Unión de columnas en el Parque Nacional de Yellowstone

Otras imágenes

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  Mapa del cuadrilátero de Mare Tyrrhenum. Tyrrhenus Mons es un volcán importante .
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  El Ausonia Montes en Mare Tyrrhenum visto por CTX
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  El monte Tyrrhenus, visto por HiRISE y sugerido por el club de astronomía de la escuela secundaria de Ehsan Sanaei en Yazd, Irán. Haga clic en la imagen para ver una vista excelente de las cadenas de cráteres y las características concéntricas alrededor de un volcán.

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  Vista amplia de crestas que son en su mayoría curvas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Crestas mayoritariamente curvas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Crestas de distintos tamaños, algunas de ellas indicadas con flechas son rectas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Crestas mayoritariamente curvas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Crestas, algunas de las cuales parecen tener capas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Vista amplia de características lineales, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de características lineales, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana y en color de las características lineales, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Deslizamiento de tierra, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish. El suelo parece haberse hundido un poco.
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  Lóbulos de eyección en un cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Fondo del cráter fracturado, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish

Otros cuadrángulos de Marte

Mapa interactivo de Marte

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

• Barján
• Unión de columnas
• Dunas
• Fosa (geología)
• Geología de Marte
• Programa HiWish
• HiRISE
• Cráter de impacto
• Redes de crestas lineales
• Lista de cuadrángulos en Marte
• Valles

Referencias

1. Davies, ME; Batson, RM; Wu, SSC “Geodesia y cartografía” en Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, MS, Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
2. Hartmann, W. 2003. Guía de viaje a Marte. Workman Publishing. Nueva York, Nueva York.
3. Carr, M. 2007. La superficie de Marte. Cambridge University Press. Nueva York. ISBN  978-0-521-87201-0
4. Skinner, J., L. Skinner y J. Kargel. 2007. Reevaluación de la renovación de la superficie basada en el hidrovulcanismo en la región de Galaxias Fossae de Marte. Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007)
5. "HiRISE | Cráteres y cadenas de cráteres en Chryse Planitia (PSP_008641_2105)".
6. Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims y S. Colton. 2003. Distribución, morfología y asociaciones estructurales de las cadenas de cráteres de Marte. Lunar and Planetary Science XXXIV (2003)
7. http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html ^{[ enlace muerto permanente ]}
8. "Lanzamiento del MOC2-620 del Mars Global Surveyor".
9. Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims y N. Franklin. 2004. Fallas de dilatación y formación de cadenas de cráteres en Marte 14:10:4-12
10. "Piedras, viento y hielo: una guía de los cráteres de impacto marcianos".
11. "Universidad de Indiana en Bloomington".
12. Cardinale, M., S. Silvestro, D. Vazd, T. Michaels, M. Bourke, G. Komatsu, L. Marinangeli. 2016. Actividad eólica actual en el cráter Herschel, Marte. Icarus: 265, 139-148.
13. Osinski, G., et al. 2013. Sistemas hidrotermales generados por impacto en la Tierra y Marte. Icarus: 224, 347-363.
14. Carrozzo, F. et al. 2017. Geología y mineralogía del cráter Auki, Tyrrhena Terra, Marte: Un posible sistema hidrotermal inducido por el impacto. 281: 228-239
15. Loizeau, D. et al. 2012. Caracterización de afloramientos que contienen silicato hidratado en tyrrhena Terra, Marte: implicaciones para la historia de alteración de Marte. Icarus: 219, 476-497.
16. Naumov, M. 2005. Características principales de los sistemas de circulación hidrotermal generados por impacto: evidencia mineralógica y geoquímica. Geofluidos: 5, 165-184.
17. Ehlmann, B., et al. 2011. Evidencia de metamorfismo de bajo grado, alteración hidrotermal y diagénesis en Marte a partir de conjuntos minerales de filosilicatos. Clays Clay Miner: 59, 359-377.
18. Osinski, G. et al. 2013. Sistemas hidrotermales generados por impacto en la Tierra y Marte. Icarus: 224, 347-363.
19. Schwenzer, S., D. Kring. 2013. Minerales de alteración en sistemas hidrotermales generados por impacto: exploración de la variabilidad de la roca madre. Icarus: 226, 487-496.
20. Marzo, G., et al. 2010. Evidencia de hidrotermalismo inducido por impacto hesperiano en Marte. Icarus: 667-683.
21. Mangold, N., et al. 2012. Alteración hidrotermal en un cráter de impacto del Hesperiano tardío en Marte. 43.º Congreso de Ciencias Lunares y Planetarias. #1209.
22. Tornabene, L., et al. 2009. Megabrechas parautóctonas y posible evidencia de alteración hidrotermal inducida por impacto en el cráter Holden, Marte. 40º LPSC. #1766.
23. Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
24. Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte. Nature 352, 589–594.
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26. Komar, P. 1979. Comparaciones de la hidráulica de los flujos de agua en los canales de salida marcianos con flujos de escala similar en la Tierra. Icarus 37, 156–181.
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29. Moore, P. et al. 1990. El Atlas del Sistema Solar. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
30. Carr, M. 1979. Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
31. Hanna, J. y R. Phillips. 2005. Presurización tectónica de los acuíferos en la formación de los valles de Mangala y Athabasca en Marte. LPSC XXXVI. Resumen 2261.
32. Head, J., J. Mustard. 2006. Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto en Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
33. Mangold y col. 2007. Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos OMEGA/Mars Express: 2. Alteración acuosa de la corteza. J. Geophys. Res., 112, doi:10.1029/2006JE002835.
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35. Mustard et al., 2009. Composición, morfología y estratigrafía de la corteza de Noé alrededor de la cuenca de Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi:10.1029/2009JE003349.
36. "HiRISE | Dunas y cráteres invertidos en Arabia Terra (ESP_016459_1830)".
37. Michael H. Carr (2006). La superficie de Marte. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Recuperado el 21 de marzo de 2011 .
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39. Archivado en Ghostarchive y Wayback Machine: "Informe del rover Curiosity (15 de diciembre de 2015): primera visita a las dunas marcianas". YouTube . 15 de diciembre de 2015.
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41. Namowitz, S., Stone, D. 1975. Ciencias de la Tierra: el mundo en el que vivimos. American Book Company. Nueva York.
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43. "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
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47. Morton, Oliver (2002). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
48. "Atlas online de Marte". Ralphaeschliman.com . Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
49. "PIA03467: Mapa gran angular de Marte del MGS MOC". Fotodiario. NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16 de febrero de 2002. Consultado el 16 de diciembre de 2012 .

Lectura adicional

• Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. Informe planetario: 34, 1, 8-14
• Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios. Springer Praxis Books / Ciencias geofísicas.

Enlaces externos

• Vídeo de alta resolución de Seán Doran sobre el vuelo de una parte del cuadrángulo norte central del Mare Tyrrhenum, incluidos Tinto Vallis y Amenthes Planum (continúa cruzando el ecuador hasta el cuadrángulo de Amenthes )