Utopía Planitia

Cuenca de impacto en Marte

Imagen escarchada de Utopia Planitia, tomada por el módulo de aterrizaje Viking 2 en 1979

Utopia Planitia ( griego y latín : " Llanura de la Tierra de Utopía ") es una gran llanura ^[2] dentro de Utopia, la cuenca de impacto más grande reconocida en Marte ^[a] y en el Sistema Solar con un diámetro estimado de 3.300 km (2.100 mi). ^[1] Es la región marciana donde el módulo de aterrizaje Viking 2 aterrizó y comenzó a explorar el 3 de septiembre de 1976, y el rover Zhurong aterrizó el 14 de mayo de 2021, como parte de la misión Tianwen-1 . ^{[4] [5]} Se encuentra en la antípoda de Argyre Planitia , centrada en 46°42′N 117°30′E / 46.7, -117.5 . ^[2] También se encuentra en el cuadrángulo Casius , el cuadrángulo Amenthes y el cuadrángulo Cebrenia de Marte. La región se encuentra en la cuenca polar norte/boreal más amplia que cubre la mayor parte del hemisferio norte de Marte.

Se estima que la cuenca de Utopía se formó hace unos 4.300-4.100 millones de años. ^{[6] [7]} El impactador probablemente tenía entre 400 y 700 kilómetros (250-430 millas) de diámetro. ^{[8] [9] [10]} Posteriormente, la cuenca se rellenó en su mayor parte, lo que dio lugar a un mascon (una fuerte anomalía de gravedad positiva ) detectable por satélites en órbita. ^{[11] [12]}

Muchas rocas de Utopia Planitia parecen estar encaramadas, como si el viento hubiera removido gran parte del suelo de sus bases. ^{[13] [14]} Una corteza superficial dura se forma por soluciones de minerales que se mueven hacia arriba a través del suelo y se evaporan en la superficie. ^[15] Algunas áreas de la superficie presentan una topografía festoneada , una superficie que parece tallada por una bola de helado. Se cree que esta superficie se formó por la degradación de un permafrost rico en hielo. ^[16] Muchas características que parecen pingos en la Tierra se encuentran en Utopia Planitia (~35–50° N; ~80–115° E). ^​​[17]

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó del hallazgo de una gran cantidad de hielo subterráneo en la región de Utopia Planitia. Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . ^{[18] [19] [20]}

Topografía festoneada

Utopia Planitia
El terreno festoneado condujo al descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo,
suficiente agua para llenar el Lago Superior ^{[18] [19] [20]}

La topografía festoneada es común en las latitudes medias de Marte, entre 45° y 60° norte y sur. Es particularmente prominente en la región de Utopia Planitia ^{[21] [22]} en el hemisferio norte y en la región de Peneus y Amphitrites Patera ^{[23] [24]} en el hemisferio sur. Dicha topografía consiste en depresiones poco profundas, sin bordes con bordes festoneados, comúnmente denominadas depresiones festoneadas o simplemente festones . Las depresiones festoneadas pueden estar aisladas o agrupadas y, a veces, parecen fusionarse. Una depresión festoneada típica muestra una pendiente suave orientada hacia el ecuador y una escarpa más pronunciada orientada hacia los polos. Esta asimetría topográfica probablemente se deba a diferencias en la insolación . Se cree que las depresiones festoneadas se forman a partir de la eliminación de material del subsuelo, posiblemente hielo intersticial, por sublimación . Este proceso todavía puede estar sucediendo en la actualidad. ^[25]

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  Suelo ondulado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Un estudio publicado en Icarus descubrió que las formas del relieve de topografía ondulada pueden formarse por la pérdida de hielo de agua del subsuelo por sublimación en las condiciones climáticas actuales de Marte. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. ^[26]
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  Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
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  Terreno festoneado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.

Cráteres de pedestal

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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. El material expulsado no es simétrico alrededor del cráter porque el asteroide se desplazó en un ángulo bajo desde el noreste. El material expulsado protegió el material subyacente de la erosión; por lo tanto, el cráter parece elevado. La ubicación es el cuadrángulo Casius .
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  Primer plano del lado este (lado derecho) de la imagen anterior del cráter del pedestal, que muestra polígonos en el lóbulo. Dado que el margen del cráter tiene lóbulos y polígonos, se cree que hay hielo debajo de la parte superior protectora. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.

Fondo con patrón poligonal

El suelo poligonal con dibujos es bastante común en algunas regiones de Marte. ^{[27] [28] [29] [30] [31] [32]} Se cree comúnmente que se debe a la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo del hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que le sucede al hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo con dibujos se forma en una capa del manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. ^{[33] [34] [35] [36]}

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  Polígonos centrales bajos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish . La ubicación es el cuadrángulo de Casius . La imagen se amplió con HiView.
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  Polígonos centrales altos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius . Imagen ampliada con HiView.
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  Terreno ondulado etiquetado con polígonos de centro bajo y polígonos de centro alto, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius . Imagen ampliada con HiView.
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  Polígonos centrales bajos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius . Imagen ampliada con HiView.
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  Polígonos centrales altos y bajos, como se ven en HiRISE con el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius . Imagen ampliada con HiView.

Otras características de Utopia Planitia

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  Mapa de MOLA que muestra los límites de Utopia Planitia y otras regiones
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  Agujeros y cavidades en el suelo del cráter de Utopia Planitia, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWIsh. Estas formas pueden ser el resultado del desprendimiento de hielo del suelo.
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  Glaciar en el fondo de un cráter, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas del glaciar pueden ser hendiduras. También hay un sistema de cárcavas en la pared del cráter.
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  Mesa en capas, como la ve HiRISE con el programa HiWish
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  Contexto de la siguiente imagen de las capas a lo largo de Hrad Vallis, tal como las ve CTX. Fotografía etiquetada con capas, formas aerodinámicas y una flecha que indica la dirección en la que fluye el agua.
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  Capas expuestas a lo largo de Hrad Vallis , como las ve HiRISE con el programa HiWish

Galería

Imagen del módulo de aterrizaje Viking 2 de North Utopia Planitia.

En la cultura popular

En la franquicia de medios de Star Trek , Utopia Planitia (tanto en la superficie de Marte como una estación espacial en órbita areosincrónica sobre ella) es el sitio de un importante astillero de la Federación Unida de Planetas , los Astilleros de la Flota Utopia Planitia. Allí se construyeron naves como el USS Enterprise -D , el USS Defiant , el USS Voyager y el USS Sao Paulo ^{. [37]}

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

• Glaciares en Marte
• Geografía de Marte
• Lista de llanuras de Marte
• Topografía festoneada

Notas

1. Oficialmente, Utopía es una característica del albedo. ^[3]

Referencias

1. McGill, GE (1989-03-10). "Topografía enterrada de Utopía, Marte: Persistencia de una depresión de impacto gigante". Journal of Geophysical Research . 94 : 2753–2759. Bibcode :1989JGR....94.2753M. doi :10.1029/JB094iB03p02753.
2. "Utopia Planitia". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
3. "Utopía". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS .
4. "China logra su primer aterrizaje en Marte con la Tianwen-1". nasaspaceglight.com . 15 de mayo de 2021 . Consultado el 15 de mayo de 2021 .
5. "El primer explorador chino en Marte, Tianwen-1, se lanza esta semana. Esto es lo que hará". Space.com . 21 de julio de 2020.
6. Robbins, Stuart J. (1 de diciembre de 2022). "Inconsistencia entre los antiguos registros de impactos de Marte y la Luna de cráteres de escala megámetro". The Planetary Science Journal . 3 (12): 274. doi : 10.3847/PSJ/aca282 . ISSN  2632-3338.
7. Frey, Herbert (julio de 2008). "Edades de cuencas de impacto muy grandes en Marte: implicaciones para el bombardeo intenso tardío en el sistema solar interior". Geophysical Research Letters . 35 (13). doi :10.1029/2008GL033515. ISSN  0094-8276.
8. Arkani-Hamed, Jafar (abril de 2005). "Cuencas de impacto gigantes trazan el antiguo ecuador de Marte". Revista de investigación geofísica: planetas . 110 (E4). doi :10.1029/2004JE002343. ISSN  0148-0227.
9. Ruedas, Thomas; Breuer, Doris (mayo de 2018). "Impactos de "Isocráter": condiciones y respuestas dinámicas del manto para diferentes tipos de impactadores". Icarus . 306 : 94–115. doi :10.1016/j.icarus.2018.02.005.
10. 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.
11. Klokočník, Jaroslav; Kletetschka, Gunther; Kostelecký, Jan; Bezděk, Aleš (diciembre de 2023). "Aspectos de la gravedad de Marte". Ícaro . 406 : 115729. doi : 10.1016/j.icarus.2023.115729.
12. Searls, Mindi L.; Banerdt, W. Bruce; Phillips, Roger J. (agosto de 2006). "Cuencas de Utopía y Hellas, Marte: gemelos separados al nacer". Revista de investigación geofísica: planetas . 111 (E8). doi :10.1029/2005JE002666. ISSN  0148-0227.
13. Mutch, T. et al. 1976. "La superficie de Marte: vista desde el módulo de aterrizaje Viking 2". Science : 194. 1277–1283.
14. Hartmann, W. 2003. Guía de viaje a Marte . Workman Publishing. Nueva York.
15. Arvidson, RA Binder y K. Jones. 1976. "La superficie de Marte". Scientific American : 238. 76–89.
16. Sejourne, A. et al. 2012. Evidencia de un permafrost estratificado y rico en hielo eólico en Utopia Planitia, Marte. Icarus. 60:248–254.
17. Soare, E., et al. 2019. Posibles complejos de pingo (sistema cerrado) y cuña de hielo/termokarst en las latitudes medias de Utopia Planitia, Marte. Icarus. doi :10.1016/j.icarus.2019.03.010
18. Personal de ab (22 de noviembre de 2016). «El terreno festoneado condujo al hallazgo de hielo enterrado en Marte». NASA . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
19. «Descubren en Marte un lago de agua congelada del tamaño de Nuevo México – NASA». The Register. 22 de noviembre de 2016. Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
20. "El depósito de hielo de Marte contiene tanta agua como el Lago Superior". NASA. 22 de noviembre de 2016. Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
21. Lefort, A.; Russell, PS; Thomas, N.; McEwen, AS; Dundas, CM; Kirk, RL (2009). "Observaciones de accidentes geográficos periglaciales en Utopia Planitia con el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRISE)". Revista de Investigación Geofísica . 114 (E4): E04005. Código Bibliográfico :2009JGRE..114.4005L. doi : 10.1029/2008JE003264 .
22. Morgenstern, A; Hauber, E; Reiss, D; van Gasselt, S; Grosse, G; Schirrmeister, L (2007). "Deposición y degradación de una capa rica en volátiles en Utopia Planitia, e implicaciones para la historia climática en Marte" (PDF) . Journal of Geophysical Research: Planets . 112 (E6): E06010. Bibcode :2007JGRE..112.6010M. doi : 10.1029/2006JE002869 .
23. Lefort, A.; Russell, PS; Thomas, N. (2010). "Terrenos festoneados en la región de Peneus y Amphitrites Paterae de Marte observados por HiRISE". Icarus . 205 (1): 259. Bibcode :2010Icar..205..259L. doi :10.1016/j.icarus.2009.06.005.
24. Zanetti, M.; Hiesinger, H.; Reiss, D.; Hauber, E.; Neukum, G. (2009). "Desarrollo de la depresión festoneada en Malea Planum y la pared sur de la cuenca Hellas, Marte" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . 40 . p. 2178, resumen 2178. Código Bibliográfico :2009LPI....40.2178Z.
25. "HiRISE | Vieiras y polígonos en Utopia Planitia (PSP_007173_2245)". hirise.lpl.arizona.edu .
26. Dundas, C., S. Bryrne, A. McEwen. 2015. Modelado del desarrollo de las formas de relieve termokarst por sublimación marciana. Icarus: 262, 154-169.
27. Kostama, V.-P., M. Kreslavsky, Head, J. 2006. Manto helado reciente de alta latitud en las llanuras del norte de Marte: características y edades de emplazamiento. Geophys. Res. Lett. 33 (L11201). doi :10.1029/2006GL025946.
28. Malin, M., Edgett, K. 2001. Cámara Mars Orbiter de la sonda Mars Global Surveyor: crucero interplanetario durante la misión principal. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429–23540.
29. Milliken, R., et al. 2003. Características de flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones a partir de imágenes de alta resolución de la Mars Orbiter Camera (MOC). J. Geophys. Res. 108 (E6). doi :10.1029/2002JE002005.
30. Mangold, N. 2005. Suelos modelados en latitudes altas en Marte: clasificación, distribución y control climático. Icarus 174, 336–359.
31. Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Rugosidad a escala kilométrica en Marte: resultados del análisis de datos MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
32. Seibert, N., J. Kargel. 2001. Terreno poligonal marciano a pequeña escala: implicaciones para el agua líquida superficial. Geophys. Res. Lett. 28 (5), 899–902. S
33. Hecht, M. 2002. Metaestabilidad del agua en Marte. Icarus 156, 373–386
34. Mustard, J., et al. 2001. Evidencia de un cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo joven cerca de la superficie. Nature 412 (6845), 411–414.
35. Kreslavsky, MA, Head, JW, 2002. Manto superficial reciente de alta latitud en Marte: nuevos resultados de MOLA y MOC. European Geophysical Society XXVII, Niza.
36. Head, JW, Mustard, JF, Kreslavsky, MA, Milliken, RE, Marchant, DR, 2003. Edades de hielo recientes en Marte. Nature 426 (6968), 797–802.
37. Okuda, Michael ; Denise Okuda y Debbie Mirek (1999). La enciclopedia de Star Trek . Libros de bolsillo . ISBN 0-671-53609-5.

Enlaces externos

• Altimetría láser del polo norte de Marte Utopia Planitia ubicada en la parte superior derecha
• Mapa desplazable de Google Mars, centrado en Utopia Planitia
• Sitio VL2: Utopia Planitia (NASA)
• PIA00576: Amanecer marciano en Utopia Planitia (Fotoperiodismo de la NASA)
• PIA00530: Escarcha en Utopia Planitia (Fotodiario de la NASA)
• PIA03796: Utopia Planitia (Fotodiario de la NASA)