Amazonis Planitia ( / ə m æ z ə n ɪ s p l ə n ɪ ʃ i ə / , América Amazonis ) es una de las llanuras más suaves en Marte . Se encuentra entre las provincias volcánicas de Tharsis y Elysium , al oeste de Olympus Mons , en los cuadrángulos de Amazonis y Memnonia , centrado en 24,8 ° N 196,0 ° E24 ° 48'N 196 ° 00'E / . La topografía de la llanura exhibe características extremadamente suaves en diferentes longitudes de escala. [1] Una gran parte de la Formación Medusae Fossae se encuentra en Amazonis Planitia.
Coordenadas | 24 ° 48'N 196 ° 00'E / 24,8 ° N 196,0 ° ECoordenadas : 24 ° 48'N 196 ° 00'E / 24,8 ° N 196,0 ° E |
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Su nombre deriva de una de las características clásicas del albedo observadas por los primeros astrónomos, que a su vez recibió el nombre de las Amazonas , una raza mítica de mujeres guerreras.
Edad y composición
Con solo aproximadamente 100 millones de años, estas llanuras proporcionan algunas de las pocas capas sedimentarias que impiden la visión del terreno marciano y se parecen mucho a la composición de la Islandia terrestre . Formado por lava que fluye libremente a través de las grandes llanuras, Amazonis ha sido descrito por William Hartmann como un "desierto volcánico polvoriento y brillante atravesado por muchos flujos de lava de aspecto fresco". [2]
Amazonis se ha convertido en el foco principal de los esfuerzos de investigación modernos tanto por su composición geológica como por su relativa juventud en comparación con otras regiones marcianas, que a menudo son cientos de millones de años más antiguas. [3] Hartman escribe que la llanura se parece mucho a la superficie de Islandia, con sus "extrañas redes de crestas y riscos en forma de telarañas [en ambos planetas, que dividen] áreas más suaves en un patrón similar a los fragmentos de una placa rota". Las formas de ambas masas terrestres se han formado por flujos de lava de erupciones volcánicas, lo que hace que ambas superficies estén cubiertas por una gruesa capa de lava endurecida. Los hallazgos de imágenes aéreas tanto de Amazonis como de Islandia han mostrado patrones de terreno casi idénticos, lo que significa las edades comparativas de las dos regiones. [4]
Toda la era contemporánea en Marte ha sido nombrada la Época Amazónica porque los investigadores originalmente (e incorrectamente) pensaron que Amazonis Planitia era representativa de todas las llanuras marcianas. En cambio, durante las últimas dos décadas, los investigadores se han dado cuenta de que la juventud del área y la superficie extremadamente lisa realmente distinguen el área de sus vecinos. Incluso es posible que el área poseyera características distintivas cuando todo Marte estaba bajo el agua. [5]
Aunque aún no se han determinado todas las implicaciones de la juventud de Amazonis, la naturaleza del área (es decir, la falta de roca sedimentaria) al menos ha proporcionado a los investigadores evidencia de que las áreas tienen más probabilidades de proporcionar descubrimientos futuros, y como tal, se ha propuesto como un sitio futuro para la mayoría de los aterrizajes de la NASA. [6]
Formación Medusae Fossae
La Formación Medusae Fossae es un depósito blando y fácilmente erosionado 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 tallaron y demuestran el poder erosivo de los vientos marcianos. La naturaleza fácilmente erosionada de la Formación Medusae Fossae sugiere que está compuesta de partículas débilmente cementadas [7].
Yardangs, visto por HiRISE bajo el programa HiWish La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el cuadrilátero de Amazonis .
Yardangs cerca de un cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish La ubicación está en el cuadrilátero de Amazonis .
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [8] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. 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, estas fracturas luego actuaron como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás duras crestas. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador para la arcilla que requiere agua para su formación. [9] [10] [11] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Vista cercana a color de las crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de la gran red de crestas, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE en el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Vista cercana en color de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Formas aerodinámicas
Cuando un fluido se mueve por una característica como un montículo, se simplificará. A menudo, el agua que fluye hace que la forma y los flujos de lava posteriores se extiendan por la región. En las imágenes de abajo esto ha ocurrido.
Amplia vista de forma aerodinámica y balsas de lava, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista más cercana de la imagen anterior, mostrando capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las balsas de lava de las imágenes anteriores, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Isla aerodinámica en Marte Vallis , vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver una buena vista de Dark Slope Streaks . Island está justo al oeste del cráter Pettit . La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Forma aerodinámica que muestra capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Flujos de lava
Flujos de lava afectados por obstáculos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran dos obstáculos que están cambiando el flujo.
Vista de un lóbulo de lava, visto por HiRISE en el programa HiWish El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de un lóbulo de lava, como lo ve HiRISE en el programa HiWish El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Rayas de pendiente oscura
Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes pronunciadas , como las paredes de los cráteres . Parece que las vetas más jóvenes son oscuras y se aclaran con la edad. A menudo comienzan como un pequeño punto estrecho y luego se ensanchan y se extienden cuesta abajo por cientos de metros. Se han adelantado varias ideas para explicar las rachas. Algunos involucran agua , [12] o incluso el crecimiento de organismos . [13] [14] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo porque a intervalos más o menos regulares el polvo sale de la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los rovers de Marte se cubren de polvo. El viento ha salvado la potencia de los Rovers muchas veces, en forma de remolinos de polvo que han despejado los paneles y han aumentado la potencia. Entonces sabemos que el polvo cae de la atmósfera con frecuencia. [15]
En general, se acepta que las rayas representan avalanchas de polvo. Aparecen rayas en áreas cubiertas de polvo. Cuando se quita una fina capa de polvo, la superficie subyacente aparece oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Es decir, la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo leve para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se pudo ver nada a través de la tormenta de polvo. [16] [17] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.
Capas en Gordii Dorsum Region, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las líneas oscuras son rayas de pendiente oscura .
Rayas oscuras de pendiente en la mesa, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Amazonis .
Rayas oscuras de pendiente en el montículo en Lycus Sulci, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Terreno cerebral
El terreno cerebral es común en muchos lugares de Marte. Se forma cuando el hielo se sublima a lo largo de las grietas. Las crestas del terreno cerebral pueden contener un núcleo de hielo. Las mediciones de sombras de HiRISE indican que las crestas tienen entre 4 y 5 metros de altura. [18]
Amplia vista del terreno cerebral, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno del cerebro, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana en color del terreno del cerebro, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Más imágenes de Amazonis Planitia
Mapa MOLA que muestra los límites de Amazonis Planitia y otras regiones Los colores indican elevaciones.
Martian Dust Devil - en Amazonis Planitia (10 de abril de 2001) ( también ) ( video (02:19) ).
Posibles canales de flujo invertido en la región de Phlegra Dorsa , como los ve HiRISE en el programa HiWish . Las crestas probablemente alguna vez fueron valles de arroyos que se han llenado de sedimentos y cementados. Entonces, se endurecieron contra la erosión que eliminó el material circundante.
Superficies en el cuadrilátero de Amazonis, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Funciones en capas en Lycus Sulci, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de la escarpa que muestra las capas, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas en canales y franjas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Cráter de pedestal con capas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Amazónico (Marte)
- Rayas de pendiente oscura
- Geografía de Marte
- Lista de llanuras en Marte
- Formación Medusae Fossae
Referencias
- ^ ER Fuller y JW Head, III, "HISTORIA GEOLÓGICA DE LAS LLANURAS MÁS SUAVES DE MARTE (AMAZONIS PLANITIA) E IMPLICACIONES ASTROBIOLÓGICAS". Ciencia lunar y planetaria XXXIII (2002). URL consultada el 19 de abril de 2006.
- ^ Hartmann, William. Una guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo. Workman Publishing: Nueva York, 2003.
- ↑ Hartmann, 275.
- ↑ Hartmann, 286.
- ^ Fuller, ER y JW Head III (2002), Amazonis Planitia: El papel del vulcanismo geológicamente reciente y la sedimentación en la formación de las llanuras más suaves de Marte.
- ↑ Hartmann, 287.
- ^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.) 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM
- ^ Jefe, J., J. Mostaza. 2006. Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto en Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
- ^ Mangold y col. 2007. Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos OMEGA / Mars Express: 2. Alteración acuosa de la corteza. J. Geophys. Res., 112, doi: 10.1029 / 2006JE002835.
- ^ Mustard et al., 2007. Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos de OMEGA / Mars Express: 1. Derretimiento de impacto antiguo en la cuenca de Isidis e implicaciones para la transición de Noachian a Hesperian, J. Geophys. Res., 112.
- ^ Mustard et al., 2009. Composición, morfología y estratigrafía de la corteza de Noé alrededor de la cuenca de Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html [ enlace muerto permanente ]
- ^ "Copia archivada" . Archivado desde el original el 21 de febrero de 2015 . Consultado el 19 de diciembre de 2010 .Mantenimiento de CS1: copia archivada como título ( enlace )
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html [ enlace muerto permanente ]
- ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090217101110.htm
- ^ ISBN 0-517-00192-6
- ^ Hugh H. Kieffer (1992). Marte . Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-1257-7. Consultado el 7 de marzo de 2011 .
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Relleno de cráteres concéntricos en Utopia Planitia: Historia e interacción entre el "terreno cerebral" glacial y los procesos del manto periglacial. Ícaro 202, 462–476.
enlaces externos
- Mapa con zoom de Google Mars centrado en Amazonis Planitia
- Imagen HiRISE de fallas en Amazonis Planitia