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Hellas Planicia

Mapa topográfico de Hellas Planitia y sus alrededores en las tierras altas del sur, del instrumento MOLA de Mars Global Surveyor . La profundidad del cráter es de 7.152 m (23.465 pies) por debajo del dato topográfico estándar de Marte. [1]

Hellas Planitia / ˈ h ɛ l ə s p l ə ˈ n ɪ ʃ i ə / es una llanura ubicada dentro de la enorme cuenca de impacto aproximadamente circular Hellas [a] ubicada 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 aproximadamente 7.152 m (23.465 pies) de profundidad, 3.000 m (9.800 pies) más profundo que la cuenca Aitken del Polo Sur de la Luna , y se extiende unos 2.300 km (1.400 millas) de este a oeste. [4] [5] Está centrado en 42°24′S 70°30′E / 42,4°S 70,5°E / -42,4; 70,5 . [3] Hellas Planitia abarca el límite entre el cuadrilátero de Hellas y el cuadrilátero de Noachis .

Descripción

Con un diámetro de aproximadamente 2.300 km (1.400 millas), [6] es la estructura de impacto inequívoca más grande del planeta; la oscurecida Utopia Planitia es ligeramente más grande (la Cuenca Boreal , si resulta ser un cráter de impacto, es considerablemente más grande). Se cree que Hellas Planitia se formó durante el período de Bombardeo Intenso Tardío del Sistema Solar , hace aproximadamente entre 4.100 y 3.800 millones de años, cuando un protoplaneta o un gran asteroide chocó contra la superficie. [7]

La diferencia de altitud entre el borde y el fondo es de más de 9.000 m (30.000 pies). La profundidad del cráter de 7.152 m (23.465 pies) [1] por debajo del dato 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 está 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. [9] Se ha teorizado que una combinación de acción glacial y ebullición explosiva puede ser responsable de las características de barrancos en el cráter.

Algunos de los canales de salida de baja elevación se extienden hacia Hellas desde el complejo volcánico Hadriacus Mons hacia el 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 supera los 0 grados Celsius. [10]

Hellas Planitia es la antípoda de Alba Patera . [11] [12] [13] Este y el Isidis Planitia, algo más pequeño , juntos son aproximadamente la antípoda del Tharsis Bulge , con sus enormes volcanes en escudo, mientras que Argyre Planitia es aproximadamente la antípoda del Elysium , la otra región importante 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.

Descubrimiento y denominación

Por su tamaño y su coloración clara, que contrasta con el resto del planeta, Hellas Planitia fue una de las primeras formaciones marcianas descubiertas desde la Tierra mediante telescopio . Antes de que Giovanni Schiaparelli le diera el nombre de Hellas (que en griego significa Grecia ), era conocida como Lockyer Land , habiendo sido nombrada por Richard Anthony Proctor en 1867 en honor a Sir  Joseph Norman Lockyer , un astrónomo inglés que, utilizando un telescopio de 16 cm ( 6,3 pulgadas ) , produjo "la primera representación realmente veraz del planeta" (según la estimación de EM Antoniadi ). [14]

Posibles glaciares

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

Las imágenes de radar tomadas por la sonda de radar SHARAD de la nave espacial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) sugieren que las características llamadas delantales de escombros lobulados en tres cráteres en la región oriental de Hellas Planitia son en realidad glaciares de hielo de agua enterrados bajo capas de tierra y roca. [15] El hielo enterrado en estos cráteres, medido por SHARAD, tiene aproximadamente 250 m (820 pies) de espesor en el cráter superior y aproximadamente 300 m (980 pies) y 450 m (1480 pies) en los niveles medio e inferior, respectivamente. Los científicos creen que la nieve y el hielo se acumularon en topografías más altas, 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 muchas características en Hellas Planitia y otras partes de Marte sugieren fuertemente la presencia de glaciares , ya que la superficie parece como si se hubiera producido movimiento.

Terreno de panal

Estas "células" relativamente planas parecen tener capas o bandas concéntricas, similares a un panal. Este terreno en forma de panal se descubrió por primera vez en la parte noroeste de Hellas. [16] El proceso geológico responsable de la creación de estas características sigue sin resolverse. [17] 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 tendría entre 100 my 1 km de espesor. [18] [19] [16] Cuando una sustancia asciende a través de otra sustancia más densa, se llama diapiro . Entonces, parece que grandes masas de hielo han empujado capas de roca hacia cúpulas que posteriormente fueron erosionadas. Después de que la erosión eliminó la parte superior de las cúpulas en capas, 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 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 .
(Ver también: mapa de Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


En la cultura popular

Ver también

Notas

  1. ^ Técnicamente, Hellas es una "característica de albedo". [2]
  2. ^ "... la presión superficial máxima en la simulación de referencia es de sólo 12,4 mbar. Esto ocurre en el fondo de la cuenca Hellas durante el verano del norte". [8]

Referencias

  1. ^ ab "Observación del tiempo marciano". Explorador global de Marte . 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. ^ "Hella". Centro de Ciencias de Astrogeología del USGS . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Encuesta geológica de los Estados Unidos . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
  3. ^ ab "Hellas Planitia". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias de Astrogeología del USGS . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
  4. ^ La parte por debajo del dato cero, ver Geografía de Marte # Elevación cero
  5. ^ "Sección 19-12". Centro de vuelos espaciales Goddard . Tutorial de teledetección. NASA. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2004.
  6. ^ Schultz, Richard A.; Frey, Herbert V. (1990). "Un nuevo estudio de cuencas de impacto de anillos múltiples en Marte". Revista de investigaciones geofísicas . 95 : 14175. Código bibliográfico : 1990JGR....9514175S. doi :10.1029/JB095iB09p14175.
  7. ^ Acuña, MH; et al. (1999). "Distribución global de la magnetización de la corteza terrestre descubierta por el experimento Mars Global Surveyor MAG/ER". Ciencia . 284 (5415): 790–793. Código Bib : 1999 Ciencia... 284..790A. doi : 10.1126/ciencia.284.5415.790. PMID  10221908.
  8. ^ Haberle, Robert M.; McKay, Christopher P.; Schaeffer, James; Cabrol, Nathalie A.; Sonrisa, Edmon A.; Zent, ​​Aaron P.; Quinn, Richard (25 de octubre de 2001). "Sobre la posibilidad de que haya agua líquida en el Marte actual". Revista de investigaciones geofísicas . 106 (EL0): 23, 317–23, 326. Código bibliográfico : 2001JGR...10623317H. doi : 10.1029/2000JE001360 .
  9. ^ "Causando un gran revuelo en Marte" (Presione soltar). NASA . 29 de junio de 2000.
  10. ^ Heldmann, Jennifer L.; et al. (2005). "Formación de barrancos marcianos por la acción del agua líquida que fluye en las condiciones ambientales marcianas actuales". Revista de investigaciones geofísicas . 110 : E05004. CiteSeerX 10.1.1.596.4087 . doi :10.1029/2004JE002261. S2CID  1578727. – página 2, párrafo 3: Barrancos marcianos Marte#Referencias
  11. ^ Peterson, JE (marzo de 1978). "Efectos antípodas de los principales impactos que forman cuencas en Marte". Ciencia lunar y planetaria . IX : 885–886. Código bibliográfico : 1978LPI......9..885P.
  12. ^ Williams, fiscal del distrito; Greeley, R. (1991). "La formación de terrenos de impacto antípoda en Marte" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . XXII : 1505-1506 . Consultado el 4 de julio de 2012 .
  13. ^ Williams, fiscal del distrito; Greeley, R. (agosto de 1994). "Evaluación de terrenos de impacto antípoda en Marte". Ícaro . 110 (2): 196–202. Código Bib : 1994Icar..110..196W. doi :10.1006/icar.1994.1116.
  14. ^ Sheehan, William (1996). El planeta Marte: una historia de observación y descubrimiento. Tucson, AZ: Prensa de la Universidad de Arizona . Capítulo 4. ISBN 9780816516414. Consultado el 19 de febrero de 2021 .
  15. ^ "PIA11433: Tres cráteres". NASA . Consultado el 24 de noviembre de 2008 .
  16. ^ ab Bernhardt, H.; et al. (2016). "El terreno alveolar en el fondo de la cuenca de 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. Código Bib : 2016JGRE..121..714B. doi : 10.1002/2016je005007 .
  17. ^ "HiRISE | a grandes profundidades (ESP_049330_1425)".
  18. ^ Weiss, D.; Cabeza, J. (2017). "Hidrología de la cuenca de Hellas y el clima temprano de Marte: ¿el terreno en forma de panal se formó por diapirismo de sal o hielo?". Ciencia lunar y planetaria . XLVIII : 1060.
  19. ^ Weiss, D.; Cabeza, J. (2017). "¿Origen del diapirismo de sal o hielo para el terreno alveolar en la cuenca de Hellas, Marte?: Implicaciones para el clima marciano temprano". Ícaro . 284 : 249–263. Código Bib : 2017Icar..284..249W. doi :10.1016/j.icarus.2016.11.016.

Otras lecturas

enlaces externos

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