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Cuadrángulo de Thaumasia

Imagen del Cuadrángulo de Thaumasia (MC-25). La parte norte incluye la meseta de Thaumasia. La parte sur contiene terrenos de tierras altas con muchos cráteres y llanuras bajas relativamente suaves, como Aonia Planum e Icaria Planum . Partes de Solis Planum , Aonia Terra y Bosporus Planum también se encuentran en este cuadrángulo. La parte este-central incluye el cráter Lowell .

El cuadrángulo de Thaumasia 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) . El cuadrángulo de Thaumasia también se conoce como MC-25 (Mars Chart-25). [1] El nombre proviene de Thaumas , el dios de las nubes y las apariciones celestiales. [2]

El cuadrángulo de Thaumasia cubre el área de 60° a 120° de longitud oeste y 30° a 65° de latitud sur en Marte . El cuadrángulo de Thaumasia contiene muchas regiones diferentes o partes de muchas regiones: Solis Planum , Icaria Planum , Aonia Terra , Aonia Planum , Bosporus Planum y Thaumasia Planum . [3] Una de las primeras redes importantes de canales fluviales, llamadas Warrego Valles, fue descubierta aquí por los primeros orbitadores. Otra señal de agua es la presencia de barrancos tallados en pendientes pronunciadas.

Barrancos marcianos

Los barrancos son comunes en algunas partes de Marte. Los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos marcianos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y una plataforma. Algunos estudios han descubierto que los barrancos se producen en pendientes que miran a todas las direcciones, [4] otros han descubierto que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes orientadas hacia los polos, especialmente entre 30 y 44 S. [5] [6]

Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [7] las más populares implican que el agua líquida proviene de un acuífero , del derretimiento en la base de antiguos glaciares o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [8] [9]

Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabezas de alcoba de barranco se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero . Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [10] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden estar compuestos de arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada sobre otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero baje, la única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. Finalmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero alcance una ruptura, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos. [11] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es “Weeping Rock” en el Parque Nacional Zion , Utah . [12]

En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [13] [14] [15] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, en determinadas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [16] [17] [18] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus, como lo vio HiRISE . [19]

El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [20] Los cambios en la órbita e inclinación de Marte causan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará en las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando Marte está en su mayor inclinación u oblicuidad, hasta 2 cm de hielo podrían eliminarse de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [21] [22] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [23] Las mediciones de alturas y pendientes de los barrancos respaldan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con los barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [5] [24]

Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire enrarecido de la altitud superior. [25] Se encuentran muy pocos barrancos en la región de Thaumasia; sin embargo, hay algunos presentes en las elevaciones más bajas, como el que se muestra a continuación en el cráter Ross .

La tercera teoría podría ser posible, ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir que el hielo del suelo se derrita y forme así los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la seca y fría costa oriental de Groenlandia. [26] Dado que los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para que comience el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo del suelo derretido podrían ser suficientes. [27] [28] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [29]

Dunas de arena

Muchos lugares de Marte tienen dunas de arena. Algunos cráteres de Thaumasia muestran manchas oscuras en ellos. Las fotografías de alta resolución muestran que las marcas oscuras son dunas de arena oscura. Las dunas de arena oscura probablemente contienen la roca ígnea basalto. [30] El cráter Brashear , que se muestra en la imagen de abajo, es un cráter con dunas oscuras.

Valles de Warrego

Las imágenes de la sonda Mariner 9 y de la sonda Viking mostraron una red de valles ramificados en Thaumasia llamados Warrego Valles . Estas redes son evidencia de que Marte pudo haber sido alguna vez más cálido, más húmedo y tal vez tuvo precipitaciones en forma de lluvia o nieve. Un estudio con el altímetro láser Mars Orbiter , el sistema de imágenes por emisión térmica (THEMIS) y la cámara Mars Orbiter (MOC) respalda la idea de que los Warrego Valles se formaron a partir de precipitaciones. [31] A primera vista se parecen a los valles fluviales de la Tierra. Pero imágenes más nítidas de cámaras más avanzadas revelan que los valles no son continuos. Son muy antiguos y pueden haber sufrido los efectos de la erosión. Una imagen a continuación muestra algunos de estos valles ramificados. [32]

Cráteres

La densidad de cráteres de impacto se utiliza para determinar la edad de la superficie de Marte y otros cuerpos del sistema solar. [33] Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres hay. Las formas de los cráteres pueden revelar la presencia de hielo en el suelo.

El área alrededor de 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 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. El área alrededor de los cráteres marcianos puede ser rica en minerales útiles para la futura colonización de Marte. [34] Los estudios en la Tierra han documentado que se producen grietas y que las vetas de minerales secundarios se depositan en las grietas. [35] [36] [37] Las imágenes de los satélites que orbitan Marte han detectado grietas cerca de los cráteres de impacto. [38] Durante los impactos se producen grandes cantidades de calor. El área alrededor de un gran impacto puede tardar cientos de miles de años en enfriarse. [39] [40] Muchos cráteres alguna vez contenían lagos. [41] [42] [43] Como algunos cráteres presentan deltas en su fondo, sabemos que el agua debió estar presente durante algún tiempo. Se han detectado docenas de deltas en Marte. [44] Los deltas se forman cuando los sedimentos de un arroyo se introducen en un cuerpo de agua tranquilo. La formación de un delta lleva un tiempo, por lo que su presencia es emocionante; significa que el agua estuvo allí durante un tiempo, tal vez durante muchos años. Es posible que se hayan desarrollado organismos primitivos en esos lagos; por lo tanto, algunos cráteres pueden ser objetivos principales para la búsqueda de evidencia de vida en el Planeta Rojo. [45]

Canales

Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó por los valles de los ríos en Marte. [46] [47] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la sonda espacial Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [48] [49] [50] [51] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar todos los canales en Marte era incluso mayor que el océano propuesto que podría haber tenido el planeta. Es probable que el agua se haya reciclado muchas veces desde el océano hasta la lluvia alrededor de Marte. [52] [53]

Otros puntos de vista

Otros cuadrángulos de Marte

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 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

Referencias

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Lectura adicional

Enlaces externos

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