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Planitia de Hellas

Mapa topográfico de Hellas Planitia y sus alrededores en las tierras altas del sur, realizado con el instrumento MOLA de la Mars Global Surveyor . La profundidad del cráter es de 7152 m (23 465 pies) por debajo del nivel topográfico estándar de Marte. [1]

Hellas Planitia / ˈhɛləspləˈnɪʃiə / es una llanura situada dentro de la enorme cuenca de impacto Hellas [a], de forma aproximadamente circular, situada en el hemisferio sur del planeta Marte . [ 3 ] Hellas es el tercer o cuarto cráter de impacto más grande conocido en el Sistema Solar . El fondo de la cuenca tiene unos 7152 m (23 465 pies) de profundidad, 3000 m (9800 pies) más profundo que la cuenca Aitken del Polo Sur de la Luna , y se extiende unos 2300 km (1400 mi) de este a oeste. [4] [5] Su centro se encuentra en 42°24′S 70°30′E / 42,4°S 70,5°E / -42,4; 70,5 . [3] Presenta el punto más bajo de Marte , sirve como una fuente conocida de tormentas de polvo globales y puede haber contenido lagos y glaciares. [6] Hellas Planitia se extiende a lo largo del límite entre el cuadrángulo de Hellas y el cuadrángulo de Noachis .

Descripción

Con un diámetro de unos 2.300 km (1.400 mi), [7] es la estructura de impacto bien expuesta e inequívoca más grande del planeta; la oscurecida Utopia Planitia es ligeramente más grande (la Cuenca Borealis , si resulta ser un cráter de impacto, es considerablemente más grande). Se cree que Hellas Planitia se formó durante el período de Bombardeo Pesado Tardío del Sistema Solar , hace aproximadamente entre 4.100 y 3.800 millones de años, cuando un protoplaneta o asteroide de gran tamaño, que se sugiere que tiene alrededor de 370 kilómetros (230 mi) de diámetro, golpeó la superficie. [8] [9]

La diferencia de altitud entre el borde y el fondo es de más de 9000 m (30 000 pies). A pesar de ser más profundo que la cuenca Aitken del Polo Sur de la Luna , los picos del borde de Hellas son significativamente menos prominentes. Esto puede deberse a que los grandes impactos marcianos como Hellas indujeron lluvias cálidas globales y flujos de agua de deshielo que degradaron los bordes de los cráteres, incluido el suyo propio. [10] La profundidad del cráter de 7152 m (23 465 pies) [1] por debajo del nivel topográfico de Marte explica la presión atmosférica en el fondo: 12,4 mbar (1240 Pa o 0,18 psi) durante el invierno, cuando el aire es más frío y alcanza su mayor densidad. [b] Esto es 103% más alto que la presión en el punto topográfico (610 Pa, o 6,1 mbar, o 0,09 psi) y por encima del punto triple del agua , lo que sugiere que la fase líquida podría estar presente bajo ciertas condiciones de temperatura, presión y contenido de sal disuelta. [12] Se ha teorizado que una combinación de acción glacial y ebullición explosiva puede ser responsable de las características de los barrancos en el cráter.

Algunos de los canales de salida de baja elevación se extienden hacia Hellas desde el complejo volcánico Hadriacus Mons al noreste, dos de los cuales, según muestran las imágenes de la Mars Orbiter Camera, contienen barrancos: Dao Vallis y Reull Vallis . Estos barrancos también son lo suficientemente bajos como para que el agua líquida sea transitoria alrededor del mediodía marciano, si la temperatura subiera por encima de los 0 grados Celsius. [13]

Hellas Planitia es la antípoda de Alba Patera . [14] [15] [16] Esta y la algo más pequeña Isidis Planitia juntas son aproximadamente la antípoda del bulbo de Tharsis , con sus enormes volcanes en escudo, mientras que Argyre Planitia es aproximadamente la antípoda de Elysium , la otra gran región elevada de volcanes en escudo en Marte. Se desconoce si los volcanes en escudo fueron causados ​​por impactos antípodas como el que produjo Hellas, o si es mera coincidencia.

Perfiles de elevación a lo largo de transectos de sur a norte a través de la cuenca Hellas de Marte y la cuenca Aitken del Polo Sur de la Luna, creados con Lunar Quickmap y Mars Quickmap

Descubrimiento y denominación

Debido a su tamaño y a su coloración clara, que contrasta con el resto del planeta, Hellas Planitia fue una de las primeras formaciones marcianas descubiertas desde la Tierra mediante un telescopio . Antes de que Giovanni Schiaparelli le diera el nombre de Hellas (que en griego significa Grecia ), era conocida como Lockyer Land , habiendo sido bautizada así por Richard Anthony Proctor en 1867 en honor a Sir  Joseph Norman Lockyer , un astrónomo inglés que, utilizando un refractor de 16 cm (6,3 pulgadas) , produjo «la primera representación realmente veraz del planeta» (en la estimación de E. M. Antoniadi ). [17]

Posibles glaciares

Glaciar con forma de lengua en Hellas Planitia. Es posible que aún exista hielo debajo de una capa aislante de suelo.
Primer plano del glaciar con una resolución de aproximadamente 1 metro. Se cree que el fondo con dibujos se debe a la presencia de hielo.

Las imágenes de radar del radar SHARAD de la sonda espacial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) sugieren que las características llamadas plataformas de escombros lobuladas en tres cráteres en la región oriental de Hellas Planitia son en realidad glaciares de hielo de agua enterrados debajo de capas de tierra y roca. [18] El hielo enterrado en estos cráteres, medido por SHARAD, tiene un espesor de aproximadamente 250 m (820 pies) en el cráter superior y aproximadamente 300 m (980 pies) y 450 m (1,480 pies) en los niveles medio e inferior respectivamente. Los científicos creen que la nieve y el hielo acumulados en la topografía más alta, fluyeron cuesta abajo y ahora están protegidos de la sublimación por una capa de escombros de roca y polvo. Los surcos y crestas en la superficie fueron causados ​​por la deformación del hielo.

Además, las formas de muchos accidentes geográficos de Hellas Planitia y otras partes de Marte sugieren fuertemente la presencia de glaciares , ya que la superficie parece como si se hubiera producido algún movimiento.

Terreno en forma de panal

Estas "celdas" relativamente planas parecen tener capas o bandas concéntricas, similares a un panal de abejas. Este terreno en forma de panal de abejas se descubrió por primera vez en la parte noroeste de Hellas. [19] El proceso geológico responsable de la creación de estas características sigue sin resolverse. [20] Algunos cálculos indican que esta formación puede haber sido causada por el hielo que se mueve hacia arriba a través del suelo en esta región. La capa de hielo habría tenido entre 100 m y 1 km de espesor. [21] [22] [19] Cuando una sustancia se mueve hacia arriba a través de otra sustancia más densa, se llama diapiro . Por lo tanto, parece que grandes masas de hielo han empujado capas de roca hacia arriba en domos que posteriormente se erosionaron. Después de que la erosión eliminó la parte superior de los domos estratificados, quedaron características circulares.

Capas

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 your mousesobre 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 )


En la cultura popular

Véase también

Notas

  1. ^ Técnicamente, Hellas es una «característica del albedo». [2]
  2. ^ "... la presión máxima en la superficie en la simulación de referencia es de sólo 12,4 mbar. Esto ocurre en el fondo de la cuenca Hellas durante el verano boreal". [11]

Referencias

  1. ^ ab "Observación meteorológica marciana". Mars Global Surveyor . Palo Alto, California: Universidad de Stanford . Archivado desde el original el 31 de mayo de 2008.La radiociencia MGS midió 11,50 mbar a 34,4° S 59,6° E −7152 metros
  2. ^ "Hellas". Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
  3. ^ ab "Hellas Planitia". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
  4. ^ La parte debajo del punto de referencia cero, véase Geografía de Marte#Elevación cero
  5. ^ "Sección 19-12". Centro de vuelo espacial Goddard . Tutorial de teledetección. NASA. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2004.
  6. ^ Bleamaster, Leslie F. III; Crown, David A. (19 de marzo de 2010). "Mapa geológico de los cuadrángulos MTM -40277, -45277, -40272 y -45272, región de Hellas Planitia oriental de Marte". Almacén de publicaciones del Servicio Geológico de Estados Unidos . Consultado el 30 de junio de 2024 .
  7. ^ Schultz, Richard A.; Frey, Herbert V. (1990). "Un nuevo estudio de cuencas de impacto de múltiples anillos en Marte". Journal of Geophysical Research . 95 : 14175–14189. Bibcode :1990JGR....9514175S. doi :10.1029/JB095iB09p14175. Archivado desde el original el 30 de marzo de 2012 . Consultado el 16 de noviembre de 2008 .
  8. ^ Acuña, MH; et al. (1999). "Distribución global de la magnetización de la corteza descubierta por el experimento MAG/ER del Mars Global Surveyor". Science . 284 (5415): 790–793. Bibcode :1999Sci...284..790A. doi :10.1126/science.284.5415.790. PMID  10221908.
  9. ^ Branco, Hely C.; Miljkovic, Katarina; Plesa, Ana‐Catalina (abril de 2024). "Nuevas relaciones de escala derivadas numéricamente para cuencas de impacto en Marte". Revista de investigación geofísica: planetas . 129 (4). doi : 10.1029/2023JE008217 . ISSN  2169-9097.
  10. ^ Head, JW; Palumbo, AM (2018). "La formación de cráteres por impacto como causa del cambio climático, la alteración de la superficie y la renovación de la superficie". Meteoritics & Planetary Science . 53, Nr4: 687–725. doi :10.1111/maps.13001.
  11. ^ Haberle, Robert M.; McKay, Christopher P.; Schaeffer, James; Cabrol, Nathalie A.; Grin, Edmon A.; Zent, ​​Aaron P.; Quinn, Richard (25 de octubre de 2001). "Sobre la posibilidad de agua líquida en el Marte actual". Revista de investigación geofísica . 106 (EL0): 23, 317–23, 326. Bibcode :2001JGR...10623317H. doi : 10.1029/2000JE001360 .
  12. ^ "Making a splash on Mars" (Nota de prensa). NASA . 29 de junio de 2000. Archivado desde el original el 1 de mayo de 2017 . Consultado el 12 de julio de 2017 .
  13. ^ Heldmann, Jennifer L.; et al. (2005). "Formación de barrancos marcianos por la acción del agua líquida que fluye en las condiciones ambientales actuales de Marte". Journal of Geophysical Research . 110 (E5): E05004. Bibcode :2005JGRE..110.5004H. CiteSeerX 10.1.1.596.4087 . doi :10.1029/2004JE002261. S2CID  1578727. – página 2, párrafo 3: Barrancos marcianos Marte#Referencias
  14. ^ Peterson, JE (marzo de 1978). "Efectos antípodas de los principales impactos formadores de cuencas en Marte". Ciencia lunar y planetaria . IX : 885–886. Código Bibliográfico :1978LPI.....9..885P.
  15. ^ Williams, DA; Greeley, R. (1991). "La formación de terrenos de impacto antípoda en Marte" (PDF) . Lunar and Planetary Science . XXII : 1505–1506 . Consultado el 4 de julio de 2012 .
  16. ^ Williams, DA; Greeley, R. (agosto de 1994). "Evaluación de los terrenos de impacto antípoda en Marte". Icarus . 110 (2): 196–202. Bibcode :1994Icar..110..196W. doi :10.1006/icar.1994.1116.
  17. ^ Sheehan, William (1996). El planeta Marte: una historia de observación y descubrimiento. Tucson, AZ: University of Arizona Press . Capítulo 4. ISBN 9780816516414. Recuperado el 19 de febrero de 2021 .
  18. ^ "PIA11433: Tres cráteres". NASA . Consultado el 24 de noviembre de 2008 .
  19. ^ ab Bernhardt, H.; et al. (2016). "El terreno en forma de panal en el fondo de la cuenca Hellas, Marte: un caso de diapirismo de sal o hielo: panales de Hellas como diapiros de sal/hielo". J. Geophys. Res . 121 (4): 714–738. Bibcode :2016JGRE..121..714B. doi : 10.1002/2016je005007 .
  20. ^ "HiRISE | a grandes profundidades (ESP_049330_1425)".
  21. ^ Weiss, D.; Head, J. (2017). "Hidrología de la cuenca Hellas y el clima primitivo de Marte: ¿el terreno en forma de panal se formó por diapirismo de sal o hielo?". Lunar and Planetary Science . XLVIII : 1060.
  22. ^ Weiss, D.; Head, J. (2017). "¿Origen del diapirismo salino o helado para el terreno en forma de panal en la cuenca Hellas, Marte?: Implicaciones para el clima marciano temprano". Icarus . 284 : 249–263. Bibcode :2017Icar..284..249W. doi :10.1016/j.icarus.2016.11.016.

Lectura adicional

Enlaces externos

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