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Cuadrángulo del Amazonas

Imagen del Cuadrángulo del Amazonas (MC-8). La parte central contiene Amazonis Planitia y la parte oriental incluye el flanco occidental del volcán más grande conocido en el Sistema Solar , el Monte Olimpo .

El cuadrángulo del Amazonas 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 del Amazonas también se conoce como MC-8 (Mars Chart-8). [1]

El cuadrángulo cubre el área de 135° a 180° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud norte en Marte . El cuadrángulo Amazonis contiene la región llamada Amazonis Planitia . Se cree que esta área es una de las partes más jóvenes de Marte porque tiene una densidad muy baja de cráteres. La época amazónica recibe su nombre de esta área. Este cuadrángulo contiene características especiales e inusuales llamadas Formación Medusae Fossae y Sulci.

Formación de fosas medusas

El cuadrángulo Amazonis es de gran interés para los científicos porque contiene una gran parte de una formación, llamada Formación Medusae Fossae . Es un depósito blando, fácilmente erosionable, que se extiende por casi 1.000 km a lo largo del ecuador de Marte. La superficie de la formación ha sido erosionada por el viento en una serie de crestas lineales llamadas yardangs . Estas crestas generalmente apuntan en la dirección de los vientos predominantes que las esculpieron y demuestran el poder erosivo de los vientos marcianos. La naturaleza fácilmente erosionable de la Formación Medusae Fossae sugiere que está compuesta de partículas débilmente cementadas, [2] y lo más probable es que se haya formado por la deposición de polvo arrastrado por el viento o ceniza volcánica. Utilizando un modelo climático global, un grupo de investigadores encabezado por Laura Kerber descubrió que la Formación Medusae Fossae podría haberse formado fácilmente a partir de cenizas de los volcanes Apollinaris Mons , Arsia Mons y posiblemente Pavonis Mons . [3] Otra prueba de la composición de grano fino es que la zona casi no da señal de radar. Por este motivo se la ha denominado región "furtiva". [4] Se ven capas en partes de la formación. Las imágenes de las naves espaciales muestran que tienen diferentes grados de dureza, probablemente debido a variaciones significativas en las propiedades físicas, la composición, el tamaño de las partículas y/o la cementación. Se ven muy pocos cráteres de impacto en toda la zona, por lo que la superficie es relativamente joven. [5] Los investigadores descubrieron que casi todo el polvo que recubre todo y que se encuentra en la atmósfera tiene su origen en la formación Medusae Fossae. [6] Resulta que los elementos químicos (azufre y cloro) en esta formación, en la atmósfera y que cubren la superficie son los mismos. La cantidad de polvo en Marte es suficiente para formar una capa de entre 2 y 12 metros de espesor sobre todo el planeta. [7] [8] Dado que hay relativamente pocas características depositacionales en la Formación Medusae Fossae, la mayoría de los materiales que se erosionan son probablemente lo suficientemente pequeños como para quedar suspendidos en la atmósfera y transportarse largas distancias. [9]

Un análisis de datos del Espectrómetro de Neutrones Mars Odyssey 2001 reveló que partes de la Formación Medusae Fossae contienen agua. [10]

Surcos

Desde la base del Monte Olimpo se extiende un terreno muy accidentado , llamado Lycus Sulci. Sulci es un término en latín que designa los surcos de la superficie del cerebro, por lo que Lycus Sulci tiene muchos surcos o ranuras. Los surcos son enormes, de hasta un kilómetro de profundidad. [11] Sería extremadamente difícil cruzarlo a pie o hacer aterrizar una nave espacial allí. A continuación se muestra una imagen de esta zona.

Unión de columnas

Los flujos de lava a veces se enfrían y forman grandes grupos de columnas de tamaño más o menos igual. [12] La resolución de las imágenes de HiRISE es tal que las columnas se encontraron en varios lugares en 2009.

Cráteres

Los cráteres de impacto suelen tener un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres se hacen más grandes (superiores a 10 km de diámetro), suelen tener un pico central. [13] El pico se produce por un rebote del suelo del cráter tras el impacto. [14] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una potente explosión, las rocas de las profundidades subterráneas son arrojadas a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.

Impacto de un nuevo asteroide en Marte 3°20′N 219°23′E / 3.34, - antes /27 de marzo y después /28 de marzo de 2012 ( MRO ). [15]

Un cráter de pedestal es un cráter con su material eyectado sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada. Se forman cuando un cráter de impacto eyecta material que forma una capa resistente a la erosión, protegiendo así el área inmediata de la erosión. Como resultado de esta cubierta dura, el cráter y su material eyectado se elevan, ya que la erosión elimina el material más blando que se encuentra más allá del material eyectado. Se ha medido con precisión que algunos pedestales están a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [16] [17] [18]

Una investigación publicada en la revista Icarus ha descubierto fosas en el cráter Tooting que son causadas por material eyectado caliente que cae sobre un suelo que contiene hielo. Las fosas se forman por el vapor que se forma al calor y que sale de grupos de fosas simultáneamente, lo que hace que el material eyectado se aleje de ellas. [19] [20]

Redes de crestas lineales

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de los cráteres. [21] Las crestas a menudo aparecen como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera reticular. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, fracturas que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. [22] Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. [23] [24] [25] El agua aquí podría haber sustentado la vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vida pasada.

Rayas de ladera oscura

Las rayas oscuras en las laderas son estrechas características similares a avalanchas comunes en las laderas cubiertas de polvo en las regiones ecuatoriales de Marte . [26] Se forman en terrenos relativamente empinados , como a lo largo de escarpes y paredes de cráteres . [27] Aunque se reconocieron por primera vez en imágenes del Orbitador Viking de finales de la década de 1970, [28] [29] las rayas oscuras en las laderas no se estudiaron en detalle hasta que las imágenes de mayor resolución de las naves espaciales Mars Global Surveyor (MGS) y Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) estuvieron disponibles a finales de la década de 1990 y 2000. [30] [31]

El proceso físico que produce las vetas oscuras en las laderas aún no está claro. Lo más probable es que sean causadas por el movimiento en masa de material suelto de grano fino en laderas muy empinadas (es decir, avalanchas de polvo). [32] [33] La avalancha altera y elimina una capa superficial brillante de polvo para exponer un sustrato más oscuro. [34]

Una investigación publicada en enero de 2012 en Icarus descubrió que las rayas oscuras se originaron por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estaba dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar de impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, emergieron patrones. El número de rayas era mayor cerca del lugar del impacto. Por lo tanto, es probable que el impacto haya causado las rayas. Además, la distribución de las rayas formó un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas se parecían a cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las numerosas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto causó las avalanchas de polvo, pero si ese fue el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de estar concentradas en formas curvas.

El grupo de cráteres se encuentra cerca del ecuador (510 millas) al sur del Monte Olimpo, 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 cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estampido sónico de la explosión aérea de los impactos, el polvo comenzó a moverse pendiente abajo. Usando fotos de Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE en el 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 fotografiando Marte casi continuamente durante un período de 14 años, las imágenes más nuevas con cráteres sospechosos de ser recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres fueron vistos en una imagen de 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 cúmulo tiene unos 22 metros de diámetro y una superficie cercana a la de una cancha de baloncesto. Es probable que el meteorito se haya fragmentado al atravesar la atmósfera marciana, lo que dio lugar a un grupo compacto de cráteres de impacto. Hace tiempo que se observan rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Es posible que esta investigación haya resuelto finalmente este misterio. [35] [36] [37]

Formas estilizadas

Cuando un fluido se desplaza por una formación como un montículo, adquiere una forma aerodinámica. A menudo, el agua que fluye crea la forma y, posteriormente, los flujos de lava se extienden por la región. En las imágenes que aparecen a continuación, esto ha ocurrido.

Capas

,

Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [38] Se puede encontrar una discusión detallada de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Sedimentary Geology of Mars. [39] A veces las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros en Marte se han asociado con minerales hidratados como sulfatos . El rover marciano Opportunity examinó dichas capas de cerca con varios instrumentos. Algunas capas probablemente estén formadas por partículas finas porque parecen descomponerse en polvo fino. Otras capas se descomponen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, está en las capas que forman rocas. El basalto se ha identificado en Marte en muchos lugares. Los instrumentos de las naves espaciales en órbita han detectado arcilla (también llamada filosilicato ) en algunas capas.

Se puede encontrar una discusión detallada de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Geología sedimentaria de Marte. [39]

Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se desplazó cientos de kilómetros y en el proceso disolvió muchos minerales de la roca por la que pasó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la atmósfera delgada y deja minerales como depósitos y/o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no pudieron erosionarse fácilmente después, ya que estaban cementadas entre sí.

Remolinos de polvo

Las huellas de los remolinos de polvo pueden ser muy bonitas. Son causadas por remolinos de polvo gigantes que eliminan polvo de colores brillantes de la superficie marciana, exponiendo así una capa oscura. Los remolinos de polvo en Marte han sido fotografiados tanto desde el suelo como desde la órbita. Incluso han soplado el polvo de los paneles solares de dos Rovers en Marte, extendiendo así enormemente su vida útil. [40] Se ha demostrado que el patrón de las huellas cambia cada pocos meses. [41] Un estudio que combinó datos de la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) y la Cámara del Orbitador de Marte (MOC) descubrió que algunos remolinos de polvo grandes en Marte tienen un diámetro de 700 metros (2300 pies) y duran al menos 26 minutos. [42]

Más imágenes

Otros cuadrángulos de Marte

Mapa interactivo de Marte

Map of MarsAcheron 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
The image above contains clickable linksInteractive image map of the global topography of Mars. Hover your mouse over the image to see the names of over 60 prominent geographic features, and click to link to them. Coloring of the base map indicates relative elevations, based on data from the Mars Orbiter Laser Altimeter on NASA's Mars Global Surveyor. Whites and browns indicate the highest elevations (+12 to +8 km); followed by pinks and reds (+8 to +3 km); yellow is 0 km; greens and blues are lower elevations (down to −8 km). Axes are latitude and longitude; Polar regions are noted.
(See also: Mars Rovers map and Mars Memorial map) (view • discuss)


See also

References

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External links

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