El cuadrilátero Phoenicis Lacus es uno de una serie de 30 mapas cuadriláteros de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrilátero Phoenicis Lacus también se conoce como MC-17 (Carta de Marte-17). [1] En este cuadrilátero se encuentran partes de Daedalia Planum , Sinai Planum y Solis Planum . Phoenicis Lacus lleva el nombre del fénix que, según el mito, se quema cada 500 años y luego renace. [2]
El cuadrilátero Phoenicis Lacus cubre el área de 90° a 135° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud sur en Marte . Parte de la superficie está ocupada por la elevación de Tharsus, que se formó a partir de coladas de lava. Se cree que los volcanes Pavonis Mons y Arsia Mons alguna vez tuvieron glaciares. Es posible que todavía existan glaciares bajo una fina capa de rocas. [3] El hielo puede ser una fuente de agua para la posible futura colonización del planeta. Una de las características más destacadas de este cuadrilátero es un gran conjunto de cañones que se cruzan llamado Noctis Labyrinthus . Otras características interesantes son los canales de lava, las vetas de pendientes oscuras , las cadenas de cráteres y las grandes depresiones (llamadas fosas). Una investigación publicada en la revista Icarus ha descubierto que los hoyos en el cráter Zumba son causados por eyecciones calientes que caen sobre un suelo que contiene hielo. Los hoyos se forman mediante el calor que forma vapor que sale de grupos de hoyos simultáneamente, alejándose así de la eyección del hoyo. [4] [5]
Noctis Labyrinthus es un gran sistema de cañones que se encuentra en el cuadrilátero de Phoenicis Lacus. Sus paredes contienen muchas capas de rocas. La investigación, descrita en diciembre de 2009, encontró una variedad de minerales, incluidas arcillas, sulfatos y sílices hidratadas en algunas de las capas. [6]
La lava a veces forma un tubo a medida que se aleja del respiradero (abertura por la que fluye la lava de un volcán ). La parte superior de una corriente de lava se enfría, formando así un techo sólido. Mientras tanto, la lava sigue moviéndose en el tubo. A menudo, cuando toda la lava sale del tubo, el techo se derrumba, formando un canal. [7] Estas características se encuentran en Marte. Algunos se pueden ver alrededor de Pavonis Mons , en la imagen de abajo. Algunas personas han sugerido que los futuros colonos de Marte podrían utilizar túneles de lava como refugio. Ofrecerían una gran protección frente a la radiación , especialmente la radiación ultravioleta . Los canales de lava en el flanco del volcán Pavonis Mons se muestran a continuación en una imagen de Mars Odyssey THEMIS . A veces el tubo de lava permanece intacto durante un tiempo. La lava brotará a lo largo del tubo para acumularse o fluir. Los flujos de lava suelen tener una apariencia lobulada en los bordes. A continuación se muestra una buena vista de dicho tubo de lava.
Muchos de los volcanes de Marte muestran fuertes evidencias de actividad glacial pasada y posible presente. [8] [9] [10] [11] [12] [13] [14] [15] [16] Cuando los glaciares se derriten y retroceden, dejan atrás material que fue transportado dentro y sobre el hielo. A menudo, el material se deja caer en una cresta, llamada morrena . [17] Un ejemplo de morrenas se muestra en la siguiente imagen del flanco de Arsia Mons , una fotografía tomada con el Mars Odyssey THEMIS .
La siguiente imagen muestra rayas oscuras en las laderas de Aganippe Fossa. Este tipo de rayas son comunes en Marte. Ocurren en pendientes pronunciadas de cráteres, depresiones y valles. Al principio las rayas son oscuras. Se vuelven más claros con la edad. A veces comienzan en un lugar pequeño, luego se extienden y recorren cientos de metros. Se les ha visto sortear obstáculos, como rocas. [18] Se cree que son avalanchas de polvo brillante que exponen una capa subyacente más oscura. Sin embargo, se han propuesto varias ideas para explicarlos. Algunos involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. [19] [20] [21] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Un fino polvo se deposita en la atmósfera cubriéndolo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo, reduciendo así la energía eléctrica. La potencia de los Rovers ha sido restaurada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , limpiando los paneles y aumentando la potencia. Entonces, sabemos que el polvo de la atmósfera se deposita y luego regresa una y otra vez. [22] Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del Sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Es decir, la diferencia entre el punto más alejado del Sol y el punto más cercano al Sol es muy grande para Marte, pero sólo una pequeña cantidad para la Tierra. Además, cada pocos años, el planeta entero se ve envuelto en tormentas de polvo globales. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [23] [24] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.
Una investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras eran iniciadas por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estuvo dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto, por lo que el impacto probablemente de alguna manera causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de ráfagas de aire del grupo de meteoritos agitó el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que las sacudidas del suelo por el impacto provocaban las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las franjas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas.
El grupo de cráteres se encuentra cerca del ecuador, a 510 millas al sur de Olympus Mons, en un tipo de terreno llamado formación Medusae Fossae. La formación está cubierta de polvo y contiene crestas talladas por el viento llamadas yardangs. Estos yardangs tienen pendientes pronunciadas y densamente cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estallido sónico de la ráfaga de aire procedente de los impactos, el polvo comenzó a moverse cuesta abajo. Utilizando fotografías del Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, los científicos han encontrado alrededor de 20 nuevos impactos cada año en Marte. Debido a que la nave espacial ha estado tomando imágenes de Marte casi continuamente durante un lapso de 14 años, las imágenes más nuevas con presuntos cráteres recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres fueron detectados en una imagen HiRISE de febrero de 2006, pero no estaban presentes en una imagen de Mars Global Surveyor tomada en mayo de 2004, el impacto ocurrió en ese período de tiempo.
El cráter más grande del grupo tiene unos 22 metros (72 pies) de diámetro y se acerca al área de una cancha de baloncesto. A medida que el meteorito viajó a través de la atmósfera marciana, probablemente se rompió; de ahí que se formara un grupo reducido de cráteres de impacto. Desde hace algún tiempo se ven rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Es posible que esta investigación finalmente haya resuelto este misterio. [25] [26]
Los cráteres de hoyo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [27] Los cráteres se forman cuando se produce un vacío por un agrietamiento de la superficie causado por el estiramiento. Además, la lava puede salir de una cámara subterránea, dejando así un espacio vacío. Cuando el material se desliza hacia un vacío, se forma un cráter o una cadena de cráteres. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni material eyectado a su alrededor, como los cráteres de impacto. En Marte, los cráteres individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso formar depresiones que a veces son festoneadas. [28] 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 Marte. Sin embargo, en la Tierra estos agujeros son causados por la disolución de la piedra caliza , lo que provoca un vacío. [28] [29] [30] La siguiente imagen de Arsia Chasmata contiene una cadena de cráteres.
Ciertas áreas de Marte poseen grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) llamadas fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por lo tanto fossa es singular y fossae es plural. [31] Las depresiones se forman cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Las fosas/cráteres de pozo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [27] Una vaguada a menudo tiene dos rupturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados empinados a los lados; tal depresión se llama graben. [32] Lake George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben.
La forma más común de vulcanismo en la Tierra es el basalto. Los basaltos se formaron a partir de rocas fundidas que se enfriaron en la superficie. Se originaron a partir del derretimiento parcial del manto superior . Son ricos en minerales de hierro y magnesio ( máficos ) y comúnmente de color gris oscuro. El principal tipo de vulcanismo en Marte probablemente también sea basáltico. [33] Aunque Marte muestra muchos volcanes aquí y en otros lugares, no ha habido evidencia de actividad volcánica reciente, ni siquiera a un nivel muy bajo. La investigación, publicada en 2017, no encontró ninguna liberación activa de gases volcánicos durante dos años marcianos consecutivos. Buscaron con espectrómetros la desgasificación de sustancias químicas que contienen azufre. [34]
En una conferencia celebrada en marzo de 2024 se anunció la descubrimiento de un nuevo volcán en el lado este de Noctis Labrinthus. Se había visto desde principios de los años 1970, pero la erosión lo había ocultado de la vista. Hay indicios de que un glaciar adyacente está enterrado debajo de las laderas volcánicas. El nuevo volcán tiene un diámetro de aproximadamente 280 millas (450 kilómetros) y mide aproximadamente 29,600 pies (9,022 metros) de altura. Nota: esta montaña es más alta que cualquier pico en los Estados Unidos. Flujos de lava, depósitos piroclásticos (hechos de materiales volcánicos como como cenizas, cenizas, piedra pómez y tefra) y depósitos minerales hidrotermales se encuentran en varias áreas cercanas [35] Algunos de los minerales encontrados en la región son máficos (piroxenos con alto contenido de Ca, por ejemplo, augita), lo que sugiere material volcánico. ubicado a 7,40 ° S, 94,60 ° W. Los autores del artículo consideran que el volcán es un volcán en escudo erosionado. Las depresiones subcirculares cerca de la cima se interpretan como restos de caldera [36] .
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 .
