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Cuadrángulo de Oxia Palus

Imagen del Cuadrángulo Oxia Palus (MC-11). La región contiene tierras altas con muchos cráteres en el sureste que están atravesadas por varios canales de desagüe de gran tamaño que terminan en las llanuras relativamente suaves de la cuenca Chryse en el noroeste.

El cuadrángulo de Oxia Palus 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 Oxia Palus también se conoce como MC-11 (carta de Marte-11). [1]

El cuadrángulo cubre la región de 0° a 45° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud norte en Marte . Este cuadrángulo contiene partes de muchas regiones: Chryse Planitia , Arabia Terra , Xanthe Terra , Margaritifer Terra , Meridiani Planum y Oxia Planum .

La Mars Pathfinder aterrizó en el cuadrángulo Oxia Palus a 19°08′N 33°13′O / 19.13, -33.22 , el 4 de julio de 1997, en la intersección de Tiu Valles y Ares Vallis .

Muchos cráteres de Oxia Palus llevan el nombre de científicos famosos. Además de Galileo y Da Vinci , se rinde homenaje allí a algunas de las personas que descubrieron el átomo y la radiación: Curie , Becquerel y Rutherford . [2]

El valle de Mawrth fue considerado seriamente como un lugar de aterrizaje para el rover Curiosity de la NASA , el Laboratorio Científico de Marte . [3] Llegó al menos a los dos sitios principales para la misión del rover EXoMars 2020 de la NASA. La ubicación exacta propuesta para este aterrizaje es 22,16 N y 342,05 E. [4]

La región de Mawrth Vallis está bien estudiada con más de 40 artículos publicados en publicaciones revisadas por pares. Cerca del canal de Mawrth hay una meseta de 200 metros de altura con muchas capas expuestas. Los estudios espectrales han detectado minerales arcillosos que se presentan como una secuencia de capas. [5] [6] [7] [8] [9] [10] [ 11] [12] [13] [14] [15] Los minerales arcillosos probablemente se depositaron en el período Noéico temprano a medio . La erosión posterior expuso una variedad de minerales como caolín , alunita y jarosita . Más tarde, material volcánico cubrió la región. Este material volcánico habría protegido cualquier posible material orgánico de la radiación. [16]

Otro sitio en el cuadrángulo de Oxia Palus que se ha elegido para el aterrizaje de EXoMars 2020 se encuentra a 18,14 N y 335,76 E. Este sitio es de interés debido a un sistema acuoso de larga duración que incluye un delta, posibles biofirmas y una variedad de arcillas. [4] [17] [18]

Este cuadrángulo contiene abundante evidencia de agua en el pasado en formas tales como valles fluviales, lagos, manantiales y áreas de caos donde el agua fluía del suelo. Se han encontrado una variedad de minerales arcillosos en Oxia Palus. La arcilla se forma en el agua y es buena para preservar la evidencia microscópica de vida antigua. [19] Recientemente, los científicos han encontrado evidencia sólida de un lago ubicado en el cuadrángulo de Oxia Palus que recibía drenaje de Shalbatana Vallis. El estudio, realizado con imágenes HiRISE, indica que el agua formó un cañón de 30 millas de largo que se abrió en un valle, depositó sedimentos y creó un delta. Este delta y otros alrededor de la cuenca implican la existencia de un lago grande y de larga vida. De especial interés es la evidencia de que el lago se formó después de que se creía que había terminado el período cálido y húmedo. Por lo tanto, los lagos pueden haber existido mucho más tiempo de lo que se pensaba anteriormente. [20] [21] En octubre de 2015, se informó que Oxia Planum , una llanura ubicada cerca de 18°16′30″N 335°22′05″E / 18.275, -335.368 , [22] era el lugar de aterrizaje preferido para el rover ExoMars . [23] [24] Una capa resistente a la erosión sobre unidades de arcilla puede haber preservado evidencia de vida. [25] [26]

Aspecto de la superficie

El Mars Pathfinder descubrió que su lugar de aterrizaje contenía una gran cantidad de rocas. Los análisis muestran que la zona tiene una mayor densidad de rocas que el 90% de Marte. Algunas de las rocas se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se cree que las fuertes aguas de las inundaciones del pasado empujaron las rocas para que se alejaran de la corriente. Algunos guijarros eran redondeados, tal vez por haber caído en un arroyo. Algunas rocas tienen agujeros en sus superficies que parecen haber sido estriados por la acción del viento. Hay pequeñas dunas de arena. Partes del suelo son costrosas, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. En general, las rocas muestran un color gris oscuro con manchas de polvo rojo o apariencia erosionada en sus superficies. El polvo cubre los 5-7 cm inferiores de algunas rocas, por lo que es posible que alguna vez hayan estado enterradas, pero ahora han sido exhumadas. Tres protuberancias, un cráter grande y dos cráteres pequeños eran visibles en el horizonte. [27]

Tipos de rocas

Los resultados del espectrómetro de rayos X de protones alfa de Mars Pathfinder indicaron que algunas rocas en el cuadrángulo de Oxia Palus son como las andesitas de la Tierra . El descubrimiento de andesitas muestra que algunas rocas marcianas han sido refundidas y reprocesadas. En la Tierra, la andesita se forma cuando el magma se asienta en bolsas de roca mientras que parte del hierro y el magnesio se depositan. En consecuencia, la roca final contiene menos hierro y magnesio y más sílice. Las rocas volcánicas generalmente se clasifican comparando la cantidad relativa de álcalis (Na 2 O y K 2 O) con la cantidad de sílice (SiO 2 ). La andesita es diferente de las rocas que se encuentran en los meteoritos que provienen de Marte. [27] [28] [29]

Cuando los resultados finales de la misión fueron descritos en una serie de artículos en la revista Science (5 de diciembre de 1997), se creía que la roca Yogi contenía una capa de polvo, pero era similar a la roca Barnacle Bill. Los cálculos sugieren que las dos rocas contienen principalmente los minerales ortopiroxeno (silicato de magnesio y hierro), feldespatos (silicatos de aluminio de potasio, sodio y calcio), cuarzo (dióxido de silicio), con cantidades más pequeñas de magnetita , ilmenita , sulfuro de hierro y fosfato de calcio. [27] [28] [29]

Otros resultados de Pathfinder

Al tomar múltiples imágenes del cielo a diferentes distancias del sol, los científicos pudieron determinar que el tamaño de las partículas en la neblina rosada era de aproximadamente 1 micrómetro de radio. El color de algunos suelos era similar al de una fase de oxihidróxido de hierro que soportaría un clima más cálido y húmedo en el pasado. [30] Pathfinder llevaba una serie de imanes para examinar el componente magnético del polvo. Finalmente, todos los imanes menos uno desarrollaron una capa de polvo. Dado que el imán más débil no atraía ningún tipo de suelo, se concluyó que el polvo en el aire no contenía magnetita pura ni un tipo de maghemita. El polvo probablemente era un agregado posiblemente cementado con óxido férrico (Fe 2 O 3 ). [31]

Los vientos eran generalmente inferiores a 10 m/s. Se detectaron remolinos de polvo a primera hora de la tarde. El cielo tenía un color rosa. Había indicios de nubes y tal vez niebla. [27]

Valles fluviales y caos

En esta zona se encuentran muchos valles fluviales antiguos y de gran tamaño, junto con formaciones colapsadas, llamadas Caos. Las formaciones caóticas pueden haberse derrumbado cuando el agua salió a la superficie. Los ríos marcianos comienzan con una región Caótica. Una región caótica se puede reconocer por un nido de ratas de mesetas, cerros y colinas, atravesadas por valles que en algunos lugares parecen casi modelados. Algunas partes de esta área caótica no se han derrumbado por completo; todavía tienen la forma de grandes mesetas, por lo que aún pueden contener hielo de agua. [32] El terreno caótico se produce en numerosos lugares de Marte y siempre da la fuerte impresión de que algo perturbó abruptamente el suelo. Puede encontrar más información y más ejemplos de caos en Terreno caótico . Las regiones caóticas se formaron hace mucho tiempo. Al contar los cráteres (más cráteres en un área determinada significa una superficie más antigua) y al estudiar las relaciones de los valles con otras formaciones geológicas, los científicos han llegado a la conclusión de que los canales se formaron hace entre 2.000 y 3.800 millones de años. [33]

Una teoría generalmente aceptada sobre la formación de grandes canales de desagüe es que se formaron por inundaciones catastróficas de agua liberada desde gigantescos depósitos de agua subterránea. Quizás, el agua comenzó a salir del suelo debido a fallas o actividad volcánica. A veces, el magma caliente simplemente viaja bajo la superficie. Si ese es el caso, el suelo se calentará, pero es posible que no haya evidencia de lava en la superficie. Después de que el agua se escape, la superficie se derrumba. Al moverse por la superficie, el agua se habría congelado y evaporado simultáneamente. Los trozos de hielo que se habrían formado rápidamente pueden haber aumentado el poder erosivo de la inundación. Además, el agua puede haberse congelado en la superficie, pero seguir fluyendo por debajo, erosionando el suelo a su paso. Los ríos en climas fríos de la Tierra a menudo se cubren de hielo, pero siguen fluyendo.

En la Tierra se han producido inundaciones catastróficas de este tipo. Un ejemplo que se cita con frecuencia es el de la zona de los canales del estado de Washington , que se formó por la fuga de agua del lago Missoula del Pleistoceno . Esta región se parece a los canales de desagüe marcianos . [34]

Lagos

Una investigación, publicada en enero de 2010, sugiere que Marte tenía lagos, cada uno de unos 20 km de ancho, a lo largo de partes del ecuador, en el cuadrángulo Oxia Palus. Aunque investigaciones anteriores mostraron que Marte tuvo una historia temprana cálida y húmeda que se secó hace mucho tiempo, estos lagos existieron en la Época Hespérica, que fue un período mucho más temprano. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y calentándola lo suficiente para que existiera agua líquida. En este nuevo estudio, se descubrieron canales que conectaban cuencas lacustres cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenaba, sus aguas desbordaban las orillas y excavaban los canales hasta una zona más baja donde se formaba otro lago. [35] [36] Estos lagos serían otro lugar para buscar evidencia de vida presente o pasada.

Caos Aram

Aram Chaos es un antiguo cráter de impacto cerca del ecuador marciano, cerca de Ares Vallis . Aram, de unos 280 kilómetros (170 millas) de ancho, se encuentra en una región llamada Margaritifer Terra , donde muchos canales tallados por el agua muestran que las inundaciones se derramaron desde las tierras altas hacia las tierras bajas del norte hace siglos. El Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS) en el orbitador Mars Odyssey encontró hematita cristalina gris en el suelo de Aram. La hematita es un mineral de óxido de hierro que puede precipitar cuando el agua subterránea circula a través de rocas ricas en hierro, ya sea a temperaturas normales o en aguas termales. El suelo de Aram contiene enormes bloques de terreno colapsado o caótico que se formaron cuando el agua o el hielo se eliminaron catastróficamente. En otras partes de Marte, la liberación de agua subterránea produjo inundaciones masivas que erosionaron los grandes canales vistos en Ares Vallis y valles de salida similares. Sin embargo, en Aram Chaos, el agua liberada permaneció en su mayor parte dentro de las murallas del cráter, erosionando únicamente un pequeño canal de salida poco profundo en la pared oriental. Varios minerales, entre ellos hematita, minerales de sulfato y silicatos alterados por el agua en Aram, sugieren que probablemente alguna vez existió un lago dentro del cráter. Debido a que la formación de hematita requiere agua líquida, que no podría existir durante mucho tiempo sin una atmósfera espesa, Marte debe haber tenido una atmósfera mucho más espesa en algún momento del pasado, cuando se formó la hematita. [37]

Sedimentos estratificados

Oxia Palus es una zona interesante con muchos cráteres que muestran sedimentos estratificados. [38] Dichos sedimentos pueden haber sido depositados por el agua, el viento o los volcanes . El espesor de las capas es diferente en diferentes cráteres. En Becquerel, muchas capas tienen alrededor de 4 metros de espesor. En el cráter Crommelin, las capas tienen un espesor promedio de 20 metros. A veces, la capa superior puede ser resistente a la erosión y formará una característica llamada mensa , la palabra latina para mesa. [39]

El patrón de capas dentro de las capas medido en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de aproximadamente 100.000 años. Además, cada 10 capas se pueden agrupar en haces más grandes. Por lo tanto, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse (100.000 años/capa × 10 capas). El patrón de diez capas se repite al menos diez veces, es decir, hay al menos diez haces, cada uno de ellos formado por diez capas. Se cree que las capas están relacionadas con el ciclo de cambio de inclinación de Marte.

La inclinación del eje de la Tierra cambia sólo un poco más de 2 grados. En contraste, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Hoy, la inclinación (u oblicuidad) de Marte es baja, por lo que los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono , migren hacia los polos, donde se convierten en hielo. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar y esos materiales migran hacia afuera. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que puede causar una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Con más agua en la atmósfera, los granos de arena depositados en la superficie pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio se realizó utilizando mapas topográficos estereoscópicos obtenidos mediante el procesamiento de datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [40]

Se puede encontrar una discusión detallada de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Geología sedimentaria de Marte . [41]

Redes de crestas lineales

Linear ridge networks are found in various places on Mars in and around craters.[42] Ridges often appear as mostly straight segments that intersect in a lattice-like manner. They are hundreds of meters long, tens of meters high, and several meters wide. It is thought that impacts created fractures in the surface, these fractures later acted as channels for fluids. Fluids cemented the structures. With the passage of time, surrounding material was eroded away, thereby leaving hard ridges behind. Since the ridges occur in locations with clay, these formations could serve as a marker for clay which requires water for its formation.[43][44][45] Water here could have supported past life in these locations. Clay may also preserve fossils or other traces of past life.

Wrinkle ridges

Erosion features in Ares Vallis, as seen by THEMIS

Many areas of Mars show wrinkles on the surface, called wrinkle ridges. They are elongated and are often found on smooth area of Mars. Because they are wide, gentle topographic highs, they are sometimes hard to see. Although first thought to be caused by lava flows, they are now generally thought to be more likely caused by compressional tectonic forces that cause folding and faulting. A wrinkle ridge is visible in the image to the right of Ares Vallis.[46]

Faults

Becquerel (Martian crater) layers, as seen by HiRISE. Click on image to see fault.

A picture below right, taken of layers in Becquerel Crater, shows a straight line that represents a fault.[47] Faults are breaks in rocks where movement has taken place. The movement may be only inches or much more. Faults can be very significant, as the break in the rock is a focus for erosion and, more importantly, can allow fluids containing dissolved minerals to rise, then be deposited. Some of the major ore deposits on Earth are formed by this process.

Springs

A study of images taken with the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) on the Mars Reconnaissance Orbiter strongly suggests that hot springs once existed in Vernal Crater, in the Oxia Palus quadrangle. These springs may have provided a long-time location for life. Furthermore, mineral deposits associated with these springs may have preserved traces of Martian life. In Vernal Crater on a dark part of the floor, two light-toned, elliptical structures closely resemble hot springs on the Earth. They have inner and outer halos, with roughly circular depressions. A large number of hills are lined up close to the springs. These are thought to have formed by the movement of fluids along the boundaries of dipping beds. A picture below shows these springs. One of the depressions is visible. The discovery of opaline silica by the Mars Rovers, on the surface also suggests the presence of hot springs. Opaline silica is often deposited in hot springs.[48] Scientists proposed this area should be visited by the Mars Science Laboratory.[49]

Craters

Mojave crater

The crater Mojave, in the Xanthe Terra region, has alluvial fans that look remarkably similar to landforms in the Mojave Desert in the American southwest. As on Earth, the largest rocks are near the mouths of the fans. Because channels start at the tops of ridges, it is believed they were formed by heavy downpours. Researchers have suggested that the rain may have been initiated by impacts.[50]

Mojave is approximately 2,604 meters (1.618 miles) deep. Its depth relative to its diameter and its ray system are indications it is very young. Crater counts of its ejecta blanket give an age of about 3 million years. It is considered the most recent crater of its size on Mars, and has been identified as the probable source of the shergottite meteorites collected on Earth.[51]

Firsoff Crater

Crommelin Crater

Danielson Crater

Pedestal crater

A pedestal crater is a crater with its ejecta sitting above the surrounding terrain and thereby forming a raised platform (like a pedestal). They form when an impact crater ejects material which forms an erosion-resistant layer, thus causing the immediate area to erode more slowly than the rest of the region. Some pedestals have been accurately measured to be hundreds of meters above the surrounding area. This means that hundreds of meters of material were eroded away. The result is that both the crater and its ejecta blanket stand above the surroundings. Pedestal craters were first observed during the Mariner missions.[52][53][54][55]

Other craters

Impact craters generally have rims with ejecta around them; in contrast volcanic craters usually do not have a rim or ejecta deposits. As craters get larger (greater than 10 km in diameter) they usually have a central peak.[56] The peak is caused by a rebound of the crater floor following the impact.[46] Sometimes craters display layers. Since the collision that produces a crater is like a powerful explosion, rocks from deep underground are tossed onto the surface. Hence, craters can show what lies deep under the surface.

Vallis

Vallis (plural valles) is the Latin word for valley. It is used in planetary geology for the naming of landform features on other planets.

Vallis was used for old river valleys that were discovered on Mars, when probes were first sent to Mars. The Viking Orbiters caused a revolution in our[who?] ideas about water on Mars; huge river valleys were found in many areas. Spacecraft cameras showed that floods of water broke through dams, carved deep valleys, eroded grooves into bedrock, and traveled thousands of kilometers.[46][57][58]

Other close-up images

Cultural significance

A large part of the popular movie The Martian takes place in the Oxia Palus quadrangle.

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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