El cuadrilátero de Amazonis 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 cuadrilátero de Amazonis también se conoce como MC-8 (Mars Chart-8). [1]
Coordenadas | 15 ° 00'N 157 ° 30'W / 15 ° N 157,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00'N 157 ° 30'W / 15 ° N 157,5 ° W |
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El cuadrilátero cubre el área de 135 ° a 180 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud norte en Marte . El cuadrilátero de Amazonis contiene la región llamada Amazonis Planitia . Se cree que esta área se encuentra entre las partes más jóvenes de Marte porque tiene una densidad de cráteres muy baja. La Época Amazónica lleva el nombre de esta área. Este cuadrilátero contiene características especiales e inusuales llamadas Formación Medusae Fossae y Sulci.
Formación Medusae Fossae
El cuadrilátero de Amazonis es de gran interés para los científicos porque contiene una gran parte de una formación, llamada 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, [2] y muy probablemente se formó por la deposición de polvo o cenizas volcánicas arrastradas por el viento. 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 evidencia de una composición de grano fino es que el área casi no da retorno de radar. Por esta razón se la ha llamado región "sigilosa". [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, composición, tamaño de partícula y / o cementación. Muy pocos cráteres de impacto son visibles en toda el área, por lo que la superficie es relativamente joven. [5] Los investigadores encontraron que casi todo el polvo que cubre todo y está 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 2 a 12 metros de espesor sobre todo el planeta. [7] [8] Dado que hay relativamente pocas características de depósito en la Formación Medusae Fossae, la mayoría de los materiales que se están erosionando son probablemente lo suficientemente pequeños como para ser suspendidos en la atmósfera y transportados a largas distancias. [9]
Un análisis de los datos del espectrómetro de neutrones Mars Odyssey de 2001 reveló que partes de la formación Medusae Fossae contienen agua. [10]
Formación Medusae Fossae y su ubicación relativa a Olympus Mons, vista por THEMIS.
Meseta formada por materiales de Medusae Fossae y conos desarraigados, como lo ve HiRISE
Yardangs en la formación Medusae Fossae, visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Sulci
Un terreno muy accidentado se extiende desde la base de Olympus Mons . Se llama Lycus Sulci. Sulci es un término latino para los surcos en la superficie de un cerebro, por lo que Lycus Sulci tiene muchos surcos o surcos. Los surcos son enormes, hasta un kilómetro de profundidad. [11] Sería extremadamente difícil cruzarlo o aterrizar una nave espacial allí. A continuación se muestra una imagen de esta área.
Sulci en Amazonis, visto por THEMIS . "Sulci" en el lenguaje de la geografía de Marte significa un surco, como un surco en la superficie del cerebro. Este Sulci vino de la escarpa basal de Olympus Mons
Lycus Sulci , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver mejor las rayas oscuras de la pendiente .
Funciones en capas en Lycus Sulci, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras de pendiente en el montículo en Lycus Sulci, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Unión columnar
Los flujos de lava a veces se enfrían para formar grandes grupos de columnas más o menos del mismo tamaño. [12] La resolución de las imágenes de HiRISE es tal que las columnas se encontraron en varios lugares en 2009.
Articulación columnar en un cráter en Marte Vallis .
Articulación columnar en la Tierra.
Articulación columnar en la Tierra.
Articulación columnar en el Parque Nacional de Yellowstone .
Cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyección a su alrededor, en contraste, los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyección. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro), generalmente tienen un pico central. [13] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [14] A veces, los cráteres mostrarán capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos qué hay profundo debajo de la superficie.
Un cráter de pedestal es un cráter con su eyección sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada. Se forman cuando un cráter de impacto expulsa 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 eyección se elevan, ya que la erosión elimina el material más blando más allá de la eyección. Algunos pedestales se han medido con precisión 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 encontrado pozos en el cráter Tooting que son causados por eyecciones calientes que caen sobre un suelo que contiene hielo. Los pozos están formados por vapor formador de calor que sale de grupos de pozos simultáneamente, alejándose de la eyección del pozo. [19] [20]
Cráter de pedestal en Amazonis con rayas oscuras en pendiente, visto por HiRISE.
Cráter de pedestal con capas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter del pedestal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Los cráteres de pedestal se forman cuando la eyección de los impactos protege el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen encaramados sobre su entorno.
El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. En esta forma de pensar, un proyectil impactante entra en una capa rica en hielo, pero no más. El calor y el viento del impacto endurecen la superficie contra la erosión. Este endurecimiento se puede lograr mediante el derretimiento del hielo que produce una solución de sal / mineral que cementa la superficie.
Muro del cráter de Tooting , visto por HiRISE
Borde del cráter Pettit , visto por HiRISE
Montículo de Nicholson con rayas oscuras, visto por HiRISE
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [21] 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. [22] [23] [24] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Crestas estrechas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las crestas pueden ser el resultado de impactos que fracturan la superficie.
Redes de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de la red de crestas, visto por HiRISE en el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Primer plano de la red de crestas, visto por HiRISE en el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Redes de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de capas y crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas poligonales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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 del contacto entre la red de crestas y la capa superpuesta, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana en color de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas de pendiente oscura
Las franjas oscuras de ladera son características estrechas, similares a avalanchas , comunes en las laderas cubiertas de polvo en las regiones ecuatoriales de Marte . [25] Se forman en terrenos relativamente escarpados , como a lo largo de escarpes y paredes de cráteres . [26] Aunque se reconocieron por primera vez en las imágenes de Viking Orbiter de finales de la década de 1970, [27] [28] las rayas oscuras de la pendiente no se estudiaron en detalle hasta las imágenes de mayor resolución de las naves espaciales Mars Global Surveyor (MGS) y Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). estuvo disponible a finales de la década de 1990 y en la de 2000. [29] [30]
El proceso físico que produce rayas oscuras en laderas aún es incierto. Lo más probable es que sean causadas por el movimiento masivo de material suelto de grano fino en pendientes demasiado empinadas (es decir, avalanchas de polvo). [31] [32] La avalancha perturba y remueve una capa de polvo brillante en la superficie para exponer un sustrato más oscuro. [33]
Rayas oscuras de pendiente en la mesa en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras de pendiente en la mesa, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Amazonis.
Capas en Gordii Dorsum Region, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las líneas oscuras son rayas de pendiente oscura .
La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por chorros de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos fue dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficientemente suelto como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas.
El cúmulo de cráteres se encuentra cerca del ecuador 510 millas) al sur de Olympus Mons, 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 densamente cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estampido sónico de la ráfaga de aire de los impactos, el polvo comenzó a descender por la pendiente. Usando fotos de Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE del 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 obteniendo imágenes de Marte de manera casi continua durante un lapso de 14 años, las imágenes más nuevas con presuntos cráteres recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres fueron detectados 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 (72 pies) de diámetro y está cerca del área de una cancha de baloncesto. A medida que el meteorito viajaba a través de la atmósfera marciana, probablemente se rompió; de ahí resultó un grupo apretado de cráteres de impacto. Desde hace algún tiempo se ven rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Esta investigación puede haber resuelto finalmente este misterio. [34] [35] [36]
La imagen indica un cúmulo de cráteres y líneas curvas formadas por el chorro de aire de los meteoritos. Los meteoritos provocaron ráfagas de aire que provocaron avalanchas de polvo en pendientes empinadas. La imagen es de HiRISE.
Mesa con rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Cierre de la imagen anterior a lo largo del límite claro / oscuro. La línea oscura en el medio de la imagen muestra el borde entre el área clara y oscura de las líneas curvas. Las flechas verdes muestran áreas altas de crestas. El polvo suelto se movió por las pendientes empinadas cuando sintió la ráfaga de aire de los meteoritos. La imagen es de HiRISE.
Formas aerodinámicas
Cuando un fluido se mueve por una característica como un montículo, se simplificará. A menudo, el agua que fluye hace la forma y los flujos de lava posteriores se extienden 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
Formas y capas optimizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Formas y capas optimizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Formas aerodinámicas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Característica optimizada, como la ve HiRISE en el programa HiWish
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. [37] Se puede encontrar una discusión detallada de las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentaria Geología de Marte. [38] A veces, las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros de Marte se han asociado con minerales hidratados como los sulfatos . El Mars Rover Opportunity examinó estas capas de cerca con varios instrumentos. Algunas capas probablemente están formadas por partículas finas porque parecen romperse y convertirse en polvo. Otras capas se rompen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, se encuentra en las capas que forman los cantos rodados. 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 las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentaria Geología de Marte. [39]
Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se movió 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 podrían erosionarse fácilmente más tarde, ya que estaban cementadas juntas.
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Vista cercana de capas, 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
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas y rayas oscuras de pendiente , como las ve HiRISE en el programa HiWish
Mesas en capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de crestas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Demonios de polvo
Las huellas del diablo de polvo pueden ser muy bonitas. Son causadas por diablos de polvo gigantes que eliminan el polvo de colores brillantes de la superficie marciana; exponiendo así una capa oscura. Se han fotografiado diablos de polvo en Marte tanto desde el suelo como desde la órbita. Incluso han expulsado el polvo de los paneles solares de dos Rovers en Marte, lo que ha prolongado enormemente su vida útil. [40] Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [41] Un estudio que combinó datos de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y la cámara Mars Orbiter (MOC) encontró que algunas grandes nubes de polvo en Marte tienen un diámetro de 700 metros (2300 pies) y duran al menos 26 minutos. [42]
Martian Dust Devil - en Amazonis Planitia (10 de abril de 2001) ( también ) ( video (02:19) ).
Un remolino de polvo en un terreno montañoso en la región del Amazonas.
Más imágenes de Amazonis quadrangle
Mapa del cuadrilátero de Amazonis.
Yardangs en la formación Medusae Fossae, visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Canal Tartarus Colles , visto por HiRISE. La barra de escala es de 500 metros. Haga clic en la imagen para ver el puente a través del canal.
La escarpa de Olympus Mons, vista por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Canales de fisura, visto por HiRISE. La fisura probablemente hizo que el agua fluyera para hacer el canal. Los canales se ven algo mejor en la vista ampliada de la imagen original.
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.
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.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Espectrómetro de rayos gamma (Mars Odyssey 2001)
- Geología de Marte
- Alivio invertido
- Suelo marciano
- Verdadero vagabundeo polar en Marte
- Vallis (geología planetaria)
- Agua en Marte
Referencias
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