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Cuadrángulo de Hellas

Imagen del Cuadrángulo Hellas (MC-28). La parte noroeste contiene la mitad oriental de la cuenca Hellas . La parte suroeste incluye el volcán Amphitrites . La parte norte contiene Hadriaca Patera . La parte oriental está formada principalmente por tierras altas con muchos cráteres.

El cuadrángulo de Hellas es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo de Hellas también se conoce como MC-28 (Carta de Marte-28). [1] El cuadrángulo de Hellas cubre el área de 240° a 300° de longitud oeste y de 30° a 65° de latitud sur en el planeta Marte . Dentro del cuadrángulo de Hellas se encuentran las características clásicas Hellas Planitia y Promethei Terra . Se han descubierto muchas características interesantes y misteriosas en el cuadrángulo de Hellas, incluidos los valles fluviales gigantes Dao Vallis, Niger Vallis, Harmakhis y Reull Vallis, todos los cuales pueden haber contribuido con agua a un lago en la cuenca de Hellas en el pasado distante. [2] [3] [4] Muchos lugares en el cuadrángulo de Hellas muestran signos de hielo en el suelo, especialmente lugares con características de flujo similares a los glaciares.

Cuenca de Hellas

El cuadrángulo Hellas contiene parte de la Cuenca Hellas , el cráter de impacto más grande conocido en la superficie de Marte y el segundo más grande del sistema solar. La profundidad del cráter es de 7152 m [5] (23 000 pies) por debajo del nivel topográfico estándar de Marte. La cuenca está ubicada en las tierras altas del sur de Marte y se cree que se formó hace unos 3900 millones de años, durante el Bombardeo Pesado Tardío. Los estudios sugieren que cuando un impacto creó la Cuenca Hellas, toda la superficie de Marte se calentó cientos de grados, 70 metros de roca fundida cayeron sobre el planeta y se formó una atmósfera de roca gaseosa. Esta atmósfera de roca era 10 veces más gruesa que la atmósfera de la Tierra. En unos pocos días, la roca se habría condensado y cubierto todo el planeta con 10 m adicionales de roca fundida. [2] En la parte noroeste de Hellas Planitia hay un tipo extraño de superficie llamada terreno complejo en bandas o terreno de caramelo. Su proceso de formación es aún en gran parte desconocido, aunque parece deberse a la erosión de sedimentos duros y blandos junto con una deformación dúctil. La deformación dúctil resulta de capas sometidas a tensión. [6]

En los primeros tiempos de la historia del planeta, se cree que existía un lago gigante en la cuenca Hellas. [7] Se han descubierto posibles líneas costeras. Estas son evidentes en los bancos y escarpes alternados visibles en las imágenes de ángulo estrecho de la cámara en órbita de Marte. Además, los datos del altímetro láser en órbita de Marte (MOLA) muestran que los contactos de estas unidades sedimentarias marcan contornos de elevación constante durante miles de kilómetros, y en un caso alrededor de la cuenca. Los canales, que se cree que están formados por agua, ingresan a la cuenca. La cuenca de drenaje de Hellas puede ser casi una quinta parte de la totalidad de las llanuras del norte. Un lago en Hellas en el clima marciano actual formaría un hielo grueso en la parte superior que eventualmente se sublimaría. Es decir, el hielo pasaría directamente de sólido a gas. Esto es similar a cómo se comporta el hielo seco (dióxido de carbono sólido) en la Tierra. [3] Se han encontrado características glaciales ( morrenas terminales , drumlins y eskers ) que pueden haberse formado cuando el agua se congeló. [2] [8]

Delantales para escombros lobulados

Una característica muy importante común en Hellas oriental son los montones de material que rodean los acantilados. La formación se llama plataforma de escombros lobulada (LDA). Recientemente, la investigación con el Shallow Radar en el Mars Reconnaissance Orbiter ha proporcionado evidencia sólida de que las LDA son glaciares que están cubiertos con una fina capa de rocas. [9] [10] [11] [12] [13] Se cree que grandes cantidades de hielo de agua se encuentran en las LDA. La evidencia disponible sugiere firmemente que la parte oriental de Hellas acumuló nieve en el pasado. Cuando la inclinación (oblicuidad) de Marte aumenta, la capa de hielo del sur libera grandes cantidades de vapor de agua. Los modelos climáticos predicen que cuando esto ocurre, el vapor de agua se condensa y cae donde se encuentran las LDA. La inclinación de la Tierra cambia poco porque nuestra luna relativamente grande la mantiene estable. Las dos diminutas lunas marcianas no estabilizan su planeta, por lo que el eje de rotación de Marte sufre grandes variaciones. [14] Las plataformas de escombros lobulados pueden ser una fuente importante de agua para los futuros colonizadores de Marte. Su principal ventaja sobre otras fuentes de agua marciana es que se pueden cartografiar fácilmente desde la órbita y están más cerca del ecuador, donde es más probable que aterricen las misiones tripuladas.

Depósitos de suelo revestido

En los fondos de algunos canales hay formaciones llamadas depósitos de fondo lineal o relleno de valle lineal . Son materiales estriados y acanalados que parecen desviarse alrededor de obstáculos. Se cree que son ricos en hielo. Algunos glaciares de la Tierra muestran tales características. Los depósitos de fondo lineal pueden estar relacionados con plataformas de escombros lobuladas, que se ha demostrado que contienen grandes cantidades de hielo. Reull Vallis, como se muestra en la imagen a continuación, muestra estos depósitos. [15]

Manto rico en hielo

Valles del Níger con características típicas de esta latitud, como se ve con HiRISE . Los patrones de chevrones son el resultado del movimiento de material rico en hielo. Haga clic en la imagen para ver el patrón de chevrones y el manto.

Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto liso y espeso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares muestra una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. La imagen de la derecha muestra una buena vista de este manto liso alrededor de Niger Vallis , como se observó con HiRISE . Los cambios en la órbita y la 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 de polvo fino. El vapor de agua se condensa sobre las partículas, luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo que aísla el hielo restante. [16]

Unidad de las llanuras superiores

Se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado unidad de llanuras superiores , en las latitudes medias de Marte. Se investigó por primera vez en la región de Deuteronilus Mensae, pero también se encuentra en otros lugares. Los restos consisten en conjuntos de capas inclinadas en cráteres y a lo largo de mesetas. [17] Los conjuntos de capas inclinadas pueden tener varios tamaños y formas; algunas parecen pirámides aztecas de América Central. Un equipo internacional de investigadores presentó una idea sobre su origen en la 55.ª LPSC (2024). Sugieren que las capas son de capas de hielo pasadas. [18]

Esta unidad también se degrada en terreno cerebral . El terreno cerebral es una región de crestas laberínticas de 3 a 5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos.

Algunas regiones de la unidad de llanuras superiores muestran grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; dichas regiones se denominan llanuras superiores acanaladas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas provocadas por tensiones. Se sugiere que la tensión inicia el proceso de fractura, ya que las llanuras superiores acanaladas son comunes cuando las plataformas de escombros se juntan o están cerca del borde de las plataformas de escombros; dichos sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, más hielo en el material se sublima en la delgada atmósfera del planeta. Finalmente, las grietas pequeñas se convierten en grandes cañones o depresiones. Las grietas pequeñas a menudo contienen pequeños hoyos y cadenas de hoyos; se cree que estos son de la sublimación del hielo en el suelo. [19] [20] Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas de hielo que está protegido por una capa de polvo y otros materiales de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie nueva expondrá el hielo a la delgada atmósfera. [21] [22] En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la atmósfera fría y delgada en un proceso llamado sublimación . El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte, se ha observado la sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos pocos días. [23] [24] Además, HiRISE ha visto cráteres recientes con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo. [25]

Se cree que la unidad de las llanuras superiores cayó del cielo. Cubre varias superficies, como si hubiera caído de manera uniforme. Como es el caso de otros depósitos del manto, la unidad de las llanuras superiores tiene capas, es de grano fino y rica en hielo. Está muy extendida; no parece tener una fuente puntual. La apariencia de la superficie de algunas regiones de Marte se debe a la forma en que se ha degradado esta unidad. Es una de las principales causas de la apariencia superficial de las plataformas de escombros lobulados . [20] Se cree que la estratificación de la unidad de manto de las llanuras superiores y otras unidades de manto se debe a cambios importantes en el clima del planeta. Los modelos predicen que la oblicuidad o inclinación del eje de rotación ha variado desde sus 25 grados actuales hasta quizás más de 80 grados a lo largo del tiempo geológico. Los períodos de alta inclinación harán que el hielo en los casquetes polares se redistribuya y cambie la cantidad de polvo en la atmósfera. [27] [28] [29]

El cambio climático provocó características ricas en hielo

Se cree que muchas de las formaciones de Marte, incluidas las del cuadrángulo Hellas, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático, provocado por grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha sido incluso superior a los 80 grados [30] [31]. Los grandes cambios en la inclinación explican muchas de las formaciones ricas en hielo de Marte.

Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus 25 grados actuales, el hielo ya no es estable en los polos. [32] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Esta mayor presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad en la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [33] [34] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [31] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja atrás un rezago de polvo. [35] [36] El depósito de rezago cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [37] Nótese que la capa del manto de superficie lisa probablemente representa solo material relativamente reciente.

Origen de Dao Vallis

Dao Vallis , visto desde THEMIS . Haga clic en la imagen para ver la relación de Dao Vallis con otras características cercanas.

Dao Vallis comienza cerca de un gran volcán, llamado Hadriaca Patera, por lo que se cree que recibió agua cuando el magma caliente derritió enormes cantidades de hielo en el suelo helado. [2] Las depresiones parcialmente circulares en el lado izquierdo del canal en la imagen adyacente sugieren que la extracción de agua subterránea también contribuyó con agua. [38]

Huellas de remolinos de polvo

El suelo del cráter Secchi , visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver las huellas de los remolinos de polvo y un cráter en pedestal.

Muchas áreas de Marte, incluido el cuadrángulo Hellas, experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Una fina capa de polvo brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un remolino de polvo, se lleva el revestimiento y expone la superficie oscura subyacente. Se han visto remolinos de polvo desde el suelo y desde naves espaciales en órbita. Incluso han soplado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, lo que prolonga enormemente su vida útil. [39] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses, en cambio han durado más de cinco años. Se ha demostrado que el patrón de las trayectorias cambia cada pocos meses. [40] 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 y duran al menos 26 minutos. [41] Algunos remolinos de polvo son más altos que el tornado promedio en la Tierra. [42]

Evidencia de posible presencia reciente de agua líquida

El cráter Penticton , una nueva formación de tonos claros, vista por HiRISE

La sonda Mars Reconnaissance Orbiter descubrió cambios en la pared del cráter Penticton entre 1999 y 2004. Una interpretación de los cambios fue que fueron causados ​​por el agua que fluía sobre la superficie. [43] Un análisis posterior, publicado aproximadamente un año después, reveló que el depósito podría haber sido causado por la gravedad que movía material pendiente abajo (un deslizamiento de tierra ). La pendiente donde se avistó el depósito estaba cerca de los límites de estabilidad de los materiales secos y no consolidados. [44]

Otros cráteres

Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor, en contraste con los cráteres volcánicos, que por lo general no tienen 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. [45] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter después del impacto. [46] A veces, los cráteres muestran capas. Los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.

Características glaciales

Se cree que los glaciares , definidos vagamente como parches de hielo que fluye actualmente o recientemente, están presentes en áreas grandes pero restringidas de la superficie marciana moderna, y se infiere que en ocasiones estuvieron más ampliamente distribuidos en el pasado. [49] [50] Las características convexas lobuladas en la superficie conocidas como características de flujo viscoso y plataformas de escombros lobuladas , que muestran las características del flujo no newtoniano , ahora se consideran casi unánimemente como verdaderos glaciares. [49] [51] [52] [53] [54] [55] [56] [57] [58]

Un modelo climático, publicado en la revista Science en 2006, determinó que se deberían acumular grandes cantidades de hielo en la región de Hellas, en los mismos lugares donde se observan glaciares. El agua se transporta desde la zona polar sur hasta Hellas septentrional y cae en forma de precipitación. [59]

Canales

Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos en Marte. [60] [61] 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. [62] [63] [64] [65] 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. [66] [67]

Capas

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [68] Se puede encontrar un análisis detallado de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Sedimentary Geology of Mars . [69]

Honeycomb terrain

These relatively flat-lying "cells" appear to have concentric layers or bands, similar to a honeycomb. This "honeycomb" terrain was first discovered in the northwestern part of Hellas.[70] The geologic process responsible for creating these features remains unresolved.[71] Some calculations indicate that this formation may have been caused by ice moving up through the ground in this region. The ice layer would have been between 100 m and 1 km thick.[72][73][70] When one substance moves up through another denser substance, it is called a diapir. So, it seems that large masses of ice have pushed up layers of rock into domes that were eroded. After erosion removed the top of the layered domes, circular features remained.

Diapirs are thought to be responsible for features on Neptune's moon Triton, Jupiter's moon Europa, Saturn's moon Enceladus, and Uranus's moon Miranda.[74]

Gullies

Gullies occur on steep slopes, especially on the walls of craters. Gullies are believed to be relatively young because they have few, if any craters. Moreover, they lie on top of sand dunes which themselves are considered to be quite young. Usually, each gully has an alcove, channel, and apron. Some studies have found that gullies occur on slopes that face all directions,[75] others have found that the greater number of gullies are found on poleward facing slopes, especially from 30-44 S.[76]

For years, many believed that gullies were formed by running water, but further observations demonstrate that they may be formed by dry ice. Recent studies describe using the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on MRO to examine gullies at 356 sites, starting in 2006. Thirty-eight of the sites showed active gully formation. Before-and-after images demonstrated the timing of this activity coincided with seasonal carbon dioxide frost and temperatures that would not have allowed for liquid water. When dry ice frost changes to a gas, it may lubricate dry material to flow especially on steep slopes.[77][78][79] In some years frost, perhaps as thick as 1 meter, triggers avalanches. This frost contains mostly dry ice, but also has tiny amounts of water ice.[80]

Polygons

Some surfaces on Mars display polygons. These may be of different sizes. Polygons are an example of patterned ground. Polygonal, patterned ground is quite common in some regions of Mars.[81][82][83][84][85][86][87]

Exposed ice sheets

Thick deposits of ice were found by a team of researchers using instruments on board the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).[88] The scientists found eight eroding slopes showing exposed water ice sheets as thick as 100 meters. Seven of the locations were in the southern hemisphere. Much evidence of buried ice under the ground on vast regions of Mars has already been found by past studies, but this study found that the ice was only covered by a layer of about 1 or 2 meters thick of soil.[89][90][91] Shane Byrne of the University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory, Tucson, one of the co-authors remarked that future colonists of the Red Planet would be able to gather up ice with just a bucket and shovel.[92]The layered ice is exposed in triangular shaped depressions. One wall is very steep and faces the pole. The fact that water-ice makes up the layers was confirmed by Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) on board the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). The spectra gathered by CRISM showed strong signals of water.[93] The layers are especially prominent in depressions in Hellas quadrangle as shown in the enlarged views below.

Besides being of great value to future explorers, these ice layers could help us better understand the climate history of Mars. They provide a record of the past. The large variations in the tilt of the planet cause dramatic climate variations. Mars does not possess a large moon to keep its tilt stable. Today, ice is concentrated at the poles, with a greater tilt, more ice will exist at mid-latitudes. These climate changes may be able to be measured with study of these layers.

These triangular depressions are similar to those in scalloped terrain. However scalloped terrain, displays a gentle equator-facing slope and is rounded.

Scalloped topography

Scalloped topography is common in the mid-latitudes of Mars, between 45° and 60° north and south. It is particularly prominent in the region of Utopia Planitia,[95][96] in the northern hemisphere, and in the region of Peneus and Amphitrites Paterae[97][98] in the southern hemisphere. Such topography consists of shallow, rimless depressions with scalloped edges, commonly referred to as "scalloped depressions" or simply "scallops". Scalloped depressions can be isolated or clustered and sometimes seem to coalesce. A typical scalloped depression displays a gentle equator-facing slope and a steeper pole-facing scarp.[99] Scalloped depressions are believed to form from the removal of subsurface material, possibly interstitial ice, by sublimation (direct transition of a material from the solid to the gas phase with no intermediate liquid stage). This process may still be happening at present.[100] This topography may be of great importance for future colonization of Mars because it may point to deposits of pure ice.[101]

Pits

Some places on Mars display pits. It is believed that a void was created and material collapsed into the pits. These pits are probably most commonly formed when ice leaves the ground thereby creating a void. In the thin atmosphere of Mars, ice will sublimate, especially if a crack occurs. Sublimation is when a solid turns directly into a gas. Dry ice does this on the Earth. Some pits are associated with cracks in the surface.[103][104][105][106][107]

Additional images

Other Mars quadrangles

Interactive Mars map

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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