El cuadrilátero de Arcadia 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 está ubicado en la parte norte-central del hemisferio occidental de Marte y cubre de 240 ° a 300 ° de longitud este (60 ° a 120 ° de longitud oeste) y de 30 ° a 65 ° de latitud norte. El cuadrilátero utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1: 5.000.000 (1: 5M). El cuadrilátero de Arcadia también se conoce como MC-3 (Marte Chart-3). [1]
Coordenadas | 47 ° 30'N 90 ° 00'W / 47,5 ° N 90 ° WCoordenadas : 47 ° 30'N 90 ° 00'W / 47,5 ° N 90 ° W |
---|
Las fronteras sur y norte del cuadrilátero de Arcadia tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [2] El cuadrilátero cubre un área aproximada de 4.9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [3] La región llamada Tempe Terra está en el cuadrilátero de Arcadia.
Varias características encontradas en este cuadrilátero son interesantes, especialmente barrancos que se cree que son causados por flujos relativamente recientes de agua líquida. Las rayas oscuras de la pendiente y las huellas de polvo pueden tener una apariencia sorprendente.
Origen del nombre
Arcadia es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 45 ° de latitud norte (N) y 260 ° de longitud este (E) en Marte. La característica lleva el nombre de una región montañosa en el sur de Grecia. [4] El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [5]
Fisiografía y Geología
El cuadrilátero contiene Alba Patera , el volcán más grande (por área y volumen) del sistema solar , Mareotis Fossae y Tempe, así como Tempe Terra , un bloque muy fracturado de corteza antigua del tamaño de Alaska.
Fosa
Las depresiones grandes (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por lo tanto, fossa es singular y fossae es plural. [6] Estos canales se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Los cráteres de fosas / fosas son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [7] Un abrevadero a menudo tiene dos roturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados empinados a los lados; tal artesa se llama graben. [8] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben. Los cráteres de pozo se asocian a menudo con graben. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecta a su alrededor, como los cráteres de impacto. Los estudios han encontrado que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura en la roca desciende a 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material de la superficie se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráter de pozo. En Marte, los cráteres de fosas individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar depresiones que a veces son festoneadas. [9] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres de pozo. Existe evidencia de que están asociados con diques de magma. El magma podría moverse debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante provocaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un hoyo (a veces en el medio de una ciudad) se asemejan a cráteres de pozo en Marte. Sin embargo, en la Tierra, estos agujeros son causados por la disolución de la piedra caliza, lo que provoca un vacío. [9] [10] [11]
El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de los cráteres y las fosas es importante para la futura colonización de Marte porque pueden ser depósitos de agua. [12] Muchos grabens se encuentran en el cuadrilátero de Arcadia. Las imágenes a continuación muestran ejemplos de grabens en Arcadia.
Graben cerca de Alba Patera , visto por THEMIS . Graben y catenae, características de colapso, ambas causadas por fallas . Cuando se estira la corteza, se forman fallas y el material cae en los huecos creados por el estiramiento. Los volcanes Uranius Tholus (superior) y Ceraunius Tholus (más grande) son visibles en una vista de contexto amplia, debajo y a la derecha de Alba Patera .
Fuerzas de diferentes direcciones provocaron la formación de este complejo de grabens . Fotografía realizada por THEMIS.
Región de Mareotis Fossae , vista por HiRISE .
Canal sinuoso de Tempe Fossae , visto por HiRISE.
La artesa recta es una fosa que se clasificaría como graben. Los canales curvos pueden haber transportado lava / agua desde la fosa. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish .
Comederos con franjas oscuras de pendiente , como las ve HiRISE en el programa HiWish
Línea de pozos, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Fossae a menudo parece comenzar con una línea de pozos.
Pozos en canales poco profundos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Comederos (Fossae), visto por HiRISE en el programa HiWish
Troughs (Fossae), visto por HiRISE bajo el programa HiWish Trough parece haber cortado parte de un cráter.
Canales provenientes de un canal, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Pistas del diablo de polvo
Muchas áreas de Marte, incluido el cuadrilátero de Arcadia, experimentan el paso de gigantes diablos de polvo . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un diablo de polvo, sopla el revestimiento y deja al descubierto la superficie oscura subyacente. Se han visto demonios de polvo desde el suelo y desde la órbita. Incluso han expulsado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, lo que ha prolongado enormemente sus vidas. [13] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses, en cambio, han durado más de seis años. El primer Rover, Spirit, se escuchó por última vez en marzo de 2010. El Opportunity Rover todavía está explorando el Planeta Rojo, después de más de ocho años. Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [14] La siguiente imagen de HiRISE muestra algunas huellas de polvo en forma de X. Es posible que deba hacer clic en la imagen para ampliarla y ver las pistas con claridad.
Tantalus Fossae , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las huellas del diablo de polvo.
Rayas de pendiente oscura
Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes empinadas como paredes de cráteres. Parece que las rayas más jóvenes son oscuras; luego se vuelven más claros 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 ha visto que viajan alrededor de obstáculos, como rocas. [15] Se han propuesto varias ideas para explicar las rachas. Algunos involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. [16] [17] [18] [19] En general, se acepta que representan avalanchas de polvo. Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se quita una fina capa de polvo, la superficie subyacente se oscurece. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita en la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo, reduciendo así la energía eléctrica. La potencia de los Rovers ha sido restaurada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo, limpiando los paneles y aumentando la potencia. Entonces sabemos que el polvo cae de la atmósfera y es devuelto por los remolinos de polvo una y otra vez. [20] 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. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo una pequeña cantidad 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. [21] [22] [ página necesaria ] Desde entonces también se han observado otras tormentas de polvo globales.
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 sitio 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. [23] [24] Se pueden ver rayas oscuras en la imagen de abajo de Tractus Catena que fue tomada por HiRISE .
Tractus Catena , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver una buena vista de las rayas oscuras de la pendiente.
Comedero con rayas oscuras en pendiente , como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras de pendiente en el cráter, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Barrancos marcianos
El cuadrilátero de Arcadia es la ubicación de barrancos que pueden deberse al reciente flujo de agua. Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Algunos estudios han encontrado que los barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia todas las direcciones, [25] otros han encontrado que el mayor número de barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia los polos, especialmente desde 30-44 S. [26]
Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [27] las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero , del derretimiento en la base de viejos glaciares o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [28] [29] Debido a la gran posibilidad de que el agua líquida estuvo involucrada en su formación y que podrían ser muy jóvenes, los científicos están entusiasmados. Quizás los barrancos sean donde deberíamos ir para encontrar vida.
Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabezas de los nichos de barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como cabría esperar de un acuífero . Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en los acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [28] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y haber provocado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden consistir en arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada encima de otra capa que evita que el agua descienda (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero descienda, la única dirección en la que el agua atrapada puede fluir es horizontalmente. Eventualmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero se rompa, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos. [30] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [31]
En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [32] [33] [34] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, bajo ciertas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [35] [36] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter de Ptolemaeus, visto por HiRISE . [37] El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [38] Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan 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 sale del hielo polar y entra a 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 finas de polvo. El vapor de agua se condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional del recubrimiento de agua. Cuando Marte se encuentra en su mayor inclinación u oblicuidad, se podrían quitar hasta 2 cm de hielo de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [39] [40] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [41] Las mediciones de altitudes y pendientes de barrancos apoyan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [26] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire tenue de la altitud más alta. [42]
La tercera teoría podría ser posible ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir simplemente que el hielo en el suelo se derrita y así se formen los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la seca y fría costa este de Groenlandia. [43] Dado que los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para comenzar el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo molido derretido podrían ser suficientes. [44] [45] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [46]
Una variedad de barrancos que se originan en diferentes niveles son visibles en esta imagen de HiRISE que fue tomada bajo el programa HiWish .
Esta ampliación de una pequeña parte de la imagen anterior muestra terrazas a lo largo de un canal de barranco. Las terrazas se crearon cuando un nuevo canal atravesó la superficie anterior. Esto significa que el barranco no estuvo en un solo evento. El agua debe haber corrido más de una vez en este lugar.
Barrancos en un cráter. Algunos parecen jóvenes, otros están bien desarrollados. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en un montículo, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Cráter relativamente joven con posibles barrancos, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos a lo largo de la pared de la mesa, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos a lo largo de la pared de la mesa en North Tempe Terra , como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del delantal del barranco, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana de la alcoba del barranco, como la ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Barrancos en la pared de la mesa, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de los barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de nichos de barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish Los polígonos son visibles.
Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las características optimizadas son visibles en los canales de los barrancos.
Manto dependiente de la latitud
Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, hace que la superficie parezca muy lisa. Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven.
Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan 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 sale del hielo polar y entra a 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 finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas y luego caen al suelo debido al peso adicional del recubrimiento de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [47]
Amplia vista de la superficie con manchas que muestran el manto, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vistas cercanas del manto, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vistas cercanas del manto, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de la superficie con manchas que muestran el manto, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana del manto, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista del cráter con capas y manto en algunos lugares, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas de manto y manto, como las ve HiRISE en el programa HiWish En la parte izquierda de la imagen, las capas de manto parecen haber formado capas de inmersión.
Características glaciales
Se cree que los glaciares , definidos libremente 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 se distribuyeron más ampliamente en ocasiones en el pasado. [48] [22] [ página necesaria ] Las características convexas lobuladas en la superficie conocidas como características de flujo viscoso y delantales de escombros lobulados , que muestran las características de un flujo no newtoniano , ahora se consideran casi unánimemente como verdaderos glaciares. [48] [49] [50] [51] [52] [53] [54] [55] [56]
Glacier, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista de la plataforma de escombros lobulados a lo largo de una pendiente. Los delantales de escombros lobulados se consideran glaciares cubiertos con una capa de escombros. Imagen ubicada en el cuadrilátero Arcadia.
Esker, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Eskers se forma cuando un arroyo pasa por debajo de un glaciar.
Delantal de escombros Lobate (LDA) alrededor de un montículo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canales
Muchos lugares de Marte muestran canales de diferentes tamaños. Muchos de estos canales probablemente transportaron agua, al menos durante un tiempo. El clima de Marte pudo haber sido tal en el pasado que el agua corría por su superficie. Se sabe desde hace algún tiempo que Marte sufre muchos cambios grandes en su inclinación u oblicuidad porque sus dos pequeñas lunas carecen de la gravedad para estabilizarla, ya que nuestra luna estabiliza la Tierra; en ocasiones, la inclinación de Marte ha sido incluso superior a 80 grados [57] [58]
Perepelkin (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Canales y manto, vistos por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter). Los canales están expuestos donde el manto ha desaparecido. El manto cae del cielo durante ciertos climas. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Perepelkin.
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish. El arroyo parece haberse erosionado a través de una colina.
Canal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La flecha apunta a un cráter que probablemente fue erosionado por el agua corriente.
Canal que atravesó el canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish El canal en algunos lugares parece desaparecer y luego reaparecer. Probablemente el agua fluía bajo tierra.
Capas inclinadas
Se cree que las capas inclinadas a lo largo de las pendientes, especialmente a lo largo de las paredes del cráter, son los restos de un material que alguna vez se extendió ampliamente y que en su mayoría se ha erosionado. [59]
Amplia vista de pendientes que contienen características en capas inclinadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de pendientes que contienen características en capas inclinadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana de pendientes que contienen características en capas inclinadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [60] Estas características también se han denominado "redes de crestas poligonales", "crestas en forma de caja" y "crestas reticuladas". [61] 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.
Amplia vista de la red de crestas, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una cresta pequeña y recta.
Vista cercana de crestas pequeñas y grandes, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de crestas pequeñas y grandes, como las 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. [62] Se puede encontrar una discusión detallada de las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentaria Geología de Marte. [63]
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish La ubicación es Tempe Terra
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish La ubicación es Tempe Terra Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Amplia vista del cráter con capas cerca de la parte superior, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color de las capas cerca de la parte superior del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de las capas en un canal, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas y cantos rodados en la pared de un canal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color de las capas en un canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Cráter con canales y crestas, visto por HiRISE en el programa HiWish
Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas en el suelo del cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las crestas en el piso del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Se ve que las crestas se están rompiendo en rocas.
Flujos de lava, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Otras características en el cuadrilátero Arcadia
Mapa del cuadrilátero de Arcadia con las principales características etiquetadas. Varias grietas grandes llamadas Fossae se encuentran en esta área.
Cráter de impacto en el borde norte de Alba Patera, visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1 km de largo.
Cráter doble, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Enipeus Vallis , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Artynia Catena , vista por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Huecos formados por erosión en el suelo del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Mapa que muestra la ubicación del cráter Barabashov y otros cráteres cercanos.
Imagen MOLA y CTX del cráter Barabashov
Amplia vista de cráteres, capas, rayas, huecos Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los huecos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Racha de pendiente oscura
- Pistas del diablo de polvo
- Fossa (geología)
- Terreno agitado
- Glaciares en Marte
- HiRISE
- Programa HiWish
- Cráter de impacto
- Redes de crestas lineales
- Delantal de escombros Lobate
- Barrancos marcianos
- Perepelkin (cráter marciano)
Referencias
- ^ Davies, YO; Batson, RM; Wu, SSC "Geodesia y cartografía" en Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, MS, Eds. Marte. Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, 1992.
- ^ Distancias calculadas con la herramienta de medición de viento mundial de la NASA. http://worldwind.arc.nasa.gov/ .
- ^ Aproximada integrando franjas latitudinales con el área de R ^ 2 (L1-L2) (cos (A) dA) de 30 ° a 65 ° de latitud; donde R = 3889 km, A es la latitud y los ángulos expresados en radianes. Ver: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface .
- ^ Blunck, J. 1982. Marte y sus satélites. Exposición Prensa. Smithtown, Nueva York
- ^ Diccionario geográfico de la nomenclatura planetaria de USGS. Marte. http://planetarynames.wr.usgs.gov/ .
- ^ "Nomenclatura del nombre de la característica marciana de la galería de arte de Marte" .
- ^ Skinner, J., L. Skinner y J. Kargel. 2007. Reevaluación del resurgimiento basado en hidrovolcanismo dentro de la región de Galaxias Fossae de Marte. Ciencia lunar y planetaria XXXVIII (2007)
- ^ "HiRISE | Cráteres y cadenas de cráteres de pozo en Chryse Planitia (PSP_008641_2105)" .
- ^ a b Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims y S. Colton. 2003. Distribución, morfología y asociaciones estructurales de las cadenas de cráteres del pozo marciano. Ciencia lunar y planetaria XXXIV (2003)
- ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html [ enlace muerto permanente ]
- ^ "Lanzamiento de Mars Global Surveyor MOC2-620" .
- ^ Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims y N. Franklin. 2004. Deslizamiento de fallas dilatacionales y formación de cadenas de pozos en Marte 14: 10: 4-12
- ^ "Mars Exploration Rover" .
- ^ "Copia archivada" . Archivado desde el original el 28 de octubre de 2011 . Consultado el 19 de enero de 2012 .CS1 maint: copia archivada como título ( enlace )
- ^ http://www.space.com/image_of_day_080730.html [ enlace muerto permanente ]
- ^ "Copia archivada" . Archivado desde el original el 21 de febrero de 2015 . Consultado el 28 de marzo de 2011 .CS1 maint: copia archivada como título ( enlace )
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html [ enlace muerto permanente ]
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_ [ enlace muerto permanente ]
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html
- ^ "Mars Spirit Rover obtiene impulso de energía de paneles solares más limpios" . Science Daily . 2009-02-19 . Consultado el 1 de junio de 2017 .
- ^ Moore, Patrick (2 de junio de 1990). Atlas del Sistema Solar . ISBN 0-517-00192-6.
- ^ a b Hugh H. Kieffer (1992). Marte . Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-1257-7. Consultado el 7 de marzo de 2011 .
- ^ Burleigh, Kaylan J .; Melosh, Henry J .; Tornabene, Livio L .; Ivanov, Boris; McEwen, Alfred S .; Daubar, Ingrid J. (2012). "Explosión de aire de impacto desencadena avalanchas de polvo en Marte". Ícaro . 217 (1): 194. Bibcode : 2012Icar..217..194B . doi : 10.1016 / j.icarus.2011.10.026 .
- ^ "Informe Planeta Rojo | Novedades de Marte" .
- ^ Edgett, K .; et al. (2003). "Barrancos marcianos de latitudes polares y medias: una vista de MGS MOC después de 2 años de Marte en la órbita cartográfica" (PDF) . Planeta lunar. Sci . 34 . Abstract 1038. Bibcode : 2003LPI .... 34.1038E .
- ^ a b Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). "Barrancos marcianos en las latitudes medias del sur de Marte: evidencia de la formación de clima controlado de características fluviales jóvenes basadas en la topografía local y global" (PDF) . Ícaro . 188 (2): 315–323. Código bibliográfico : 2007Icar..188..315D . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 .
- ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
- ^ a b Heldmann, J (2004). "Observaciones de barrancos marcianos y limitaciones en los posibles mecanismos de formación" . Ícaro . 168 (2): 285-304. Código Bibliográfico : 2004Icar..168..285H . doi : 10.1016 / j.icarus.2003.11.024 .
- ^ Olvídese, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Publicación Praxis. Chichester, Reino Unido.
- ^ "Barrancos de Marte probablemente formados por acuíferos subterráneos" .
- ^ Harris, A y E. Tuttle. 1990. Geología de los parques nacionales. Kendall / Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
- ^ Malin, Michael C .; Edgett, Kenneth S. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: crucero interplanetario a través de la misión principal" . Revista de Investigación Geofísica . 106 (E10): 23429–23570. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10623429M . doi : 10.1029 / 2000JE001455 . S2CID 129376333 .
- ^ Mostaza, JF; Cooper, CD; Rifkin, MK (2001). "Evidencia del cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo subterráneo joven cerca de la superficie" (PDF) . Naturaleza . 412 (6845): 411–4. Código bibliográfico : 2001Natur.412..411M . doi : 10.1038 / 35086515 . PMID 11473309 . S2CID 4409161 .
- ^ Carr, Michael H. (2001). "Observaciones de Mars Global Surveyor del terreno con trastes marcianos". Revista de Investigación Geofísica . 106 (E10): 23571–23595. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10623571C . doi : 10.1029 / 2000JE001316 .
- ^ Noticias de NBC
- ^ Jefe, JW; Marchant, DR; Kreslavsky, MA (2008). "De la portada: formación de barrancos en Marte: vínculo con la historia reciente del clima y microambientes de insolación implican el origen del flujo de agua superficial" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 105 (36): 13258–63. Código Bibliográfico : 2008PNAS..10513258H . doi : 10.1073 / pnas.0803760105 . PMC 2734344 . PMID 18725636 .
- ^ Christensen, PR (2003). "Formación de barrancos marcianos recientes a través del derretimiento de extensos depósitos de nieve ricos en agua". Naturaleza . 422 (6927): 45–8. Código Bibliográfico : 2003Natur.422 ... 45C . doi : 10.1038 / nature01436 . PMID 12594459 . S2CID 4385806 .
- ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
- ^ Jakosky, Bruce M .; Carr, Michael H. (1985). "Posible precipitación de hielo en latitudes bajas de Marte durante períodos de alta oblicuidad" . Naturaleza . 315 (6020): 559–561. Código Bibliográfico : 1985Natur.315..559J . doi : 10.1038 / 315559a0 . S2CID 4312172 .
- ^ Jakosky, Bruce M .; Henderson, Bradley G .; Mellon, Michael T. (1995). "Oblicuidad caótica y la naturaleza del clima marciano". Revista de Investigación Geofísica . 100 (E1): 1579-1584. Código Bibliográfico : 1995JGR ... 100.1579J . doi : 10.1029 / 94JE02801 .
- ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (18 de diciembre de 2003). "Marte puede estar emergiendo de una edad de hielo" . ScienceDaily . Consultado el 19 de febrero de 2009 .
- ^ Hecht, M (2002). "Metaestabilidad del agua líquida en Marte" (PDF) . Ícaro . 156 (2): 373–386. Código Bibliográfico : 2002Icar..156..373H . doi : 10.1006 / icar.2001.6794 .[ enlace muerto permanente ]
- ^ Peulvast, JP (1988). "Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. Dans la région de Scoresby Sund". Physio Géo (en francés). 18 : 87-105.
- ^ Costard, F .; et al. (2001). "Flujos de escombros en Marte: analogía con el medio ambiente periglacial terrestre y las implicaciones climáticas" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . XXXII : 1534. Código Bibliográfico : 2001LPI .... 32.1534C .
- ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124 [ enlace muerto permanente ] ,
- ^ Clow, G (1987). "Generación de agua líquida en Marte a través del derretimiento de una capa de nieve polvorienta". Ícaro . 72 (1): 93-127. Código bibliográfico : 1987 Ícar ... 72 ... 95C . doi : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90123-0 .
- ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (18 de diciembre de 2003). "Marte puede estar emergiendo de una edad de hielo" . ScienceDaily . Consultado el 19 de febrero de 2009 .
- ^ a b Serie "La superficie de Marte": Cambridge Planetary Science (No. 6) ISBN 978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, Servicio Geológico de los Estados Unidos, Menlo Park
- ^ Milliken, RE; Mostaza, JF; Goldsby, DL (2003). "Características de flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones de imágenes de alta resolución Mars Orbiter Camera (MOC)". Revista de Investigación Geofísica . 108 (E6): 5057. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.5057M . doi : 10.1029 / 2002je002005 . S2CID 12628857 .
- ^ Squyres, SW; Carr, MH (1986). "Evidencia geomórfica de la distribución de hielo terrestre en Marte" . Ciencia . 213 (4735): 249-253. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 231..249S . doi : 10.1126 / science.231.4735.249 . PMID 17769645 . S2CID 34239136 .
- ^ Jefe, JW; Marchant, DR; Dickson, JL; Kress, AM (2010). "Criterios para el reconocimiento de depósitos del sistema de tierras de glaciares y valles cubiertos de detritos". Planeta Tierra. Sci. Lett . 294 : 306–320. Bibcode : 2010E y PSL.294..306H . doi : 10.1016 / j.epsl.2009.06.041 .
- ^ Holt, JW; et al. (2008). "Evidencia de sondeo de radar de glaciares enterrados en las latitudes medias del sur de Marte". Ciencia . 322 (5905): 1235–1238. Código Bibliográfico : 2008Sci ... 322.1235H . doi : 10.1126 / science.1164246 . PMID 19023078 . S2CID 36614186 .
- ^ Morgan, GA; Jefe, JW; Marchant, RD (2009). "Relleno de valle lineal (LVF) y delantales de escombros lobulados (LDA) en la región de límite de dicotomía norte de Deuteronilus Mensae, Marte: restricciones en la extensión, edad y episódica de los eventos glaciares amazónicos". Ícaro . 202 (1): 22–38. Código bibliográfico : 2009Icar..202 ... 22M . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.02.017 .
- ^ Plaut, JJ; Safaeinili, A .; Holt, JW; Phillips, RJ; Jefe, JW; Sue, R .; Putzig, A. (2009). "Frigeri Radar evidencia de hielo en delantales de escombros lobulados en las latitudes medias del norte de Marte". Geophys. Res. Lett . 36 (2): L02203. Código Bibliográfico : 2009GeoRL..36.2203P . doi : 10.1029 / 2008gl036379 . S2CID 17530607 .
- ^ Baker, DMH; Jefe, JW; Marchant, RD (2010). "Los patrones de flujo de las plataformas de escombros lobulados y el valle alineado se llenan al norte de Ismeniae Fossae, Marte: evidencia de una extensa glaciación de latitudes medias en la Amazonía tardía". Ícaro . 207 (1): 186–209. Código Bibliográfico : 2010Icar..207..186B . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.11.017 .
- ^ Arfstrom, J. (2005). "Análogos e interrelaciones terrestres". Ícaro . 174 (2): 321–335. Código bibliográfico : 2005Icar..174..321A . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.05.026 .
- ^ nombre; Touma, J .; Wisdom, J. (1993). "La oblicuidad caótica de Marte". Ciencia . 259 (5099): 1294–1297. Código Bibliográfico : 1993Sci ... 259.1294T . doi : 10.1126 / science.259.5099.1294 . PMID 17732249 . S2CID 42933021 .
- ^ Laskar, J .; Correia, A .; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Robutel, P. (2004). "Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte". Ícaro . 170 (2): 343–364. Código bibliográfico : 2004Icar..170..343L . CiteSeerX 10.1.1.635.2720 . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
- ^ Carr, M. (2001). "Observaciones de Mars Global Surveyor de terreno marciano trasteado". J. Geophys. Res . 106 : 23571–23593. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10623571C . doi : 10.1029 / 2000je001316 .
- ^ 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.
- ^ Moore, J., D. Wilhelms. 2001. Hellas como posible sitio de antiguos lagos cubiertos de hielo en Marte. Ícaro: 154, 258-276.
- ^ "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución" . Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
- ^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM.
- ^ Morton, Oliver (2002). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador USA. pag. 98. ISBN 0-312-24551-3.
- ^ "Atlas en línea de Marte" . Ralphaeschliman.com . Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
- ^ "PIA03467: El mapa de gran angular MGS MOC de Marte" . Fotoperiodismo. NASA / Laboratorio de propulsión a chorro. 16 de febrero de 2002 . Consultado el 16 de diciembre de 2012 .