El cuadrilátero Argyre 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 cuadrilátero de Argyre también se conoce como MC-26 (Mars Chart-26). [1] Contiene Argyre Planitia y parte de Noachis Terra .
Coordenadas | 47 ° 30′S 30 ° 00′W / 47,5 ° S 30 ° WCoordenadas : 47 ° 30′S 30 ° 00′W / 47,5 ° S 30 ° W |
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Nombre
La palabra Argyre lleva el nombre de una plata legendaria en la desembocadura del Ganges - [Arakan, Berma. [2]
El cuadrilátero de Argyre cubre el área de 0 ° a 60 ° de longitud oeste y de 30 ° a 65 ° de latitud sur en Marte . Contiene el cráter Galle , que se asemeja a una cara sonriente, y la cuenca Argyre , un cráter de impacto gigante. Una investigación publicada en la revista Icarus ha encontrado pozos en el cráter Hale 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. [3] Muchas pendientes empinadas en este cuadrilátero contienen barrancos, que se cree que se formaron por corrientes de agua relativamente recientes.
Barrancos marcianos
Los barrancos son comunes en algunas bandas de latitud en Marte. Por lo general, los barrancos marcianos se encuentran en las paredes de los cráteres o depresiones, pero Charitum Montes , un grupo de montañas, tiene barrancos en algunas áreas (vea la imagen a continuación).
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, [4] otros han encontrado que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia los polos, especialmente desde 30-44 S. [5] [6]
Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [7] 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. [8] [9] Debido a la buena posibilidad de que haya agua líquida involucrada en su formación y que podrían ser muy jóvenes, los científicos están entusiasmados. Tal vez 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. [8] 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. [10] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [11]
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. [12] [13] [14] 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. [15] [16] [17] 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 . [18] El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [19] 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. [20] [21] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [22] 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. [5] [6] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire tenue de la altitud más alta. [23]
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. [24] 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. [25] [26] 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. [27]
Barrancos en el borde occidental de Argyra Planitia como se ve con CTX .
Charitum Montes Gullies , visto por HiRISE
Barrancos en el cráter verde , visto por HiRISE.
Primer plano de los barrancos del cráter verde, visto por HiRISE.
Cráter Jezza , visto por HiRISE. La pared norte (en la parte superior) tiene barrancos. Las líneas oscuras son huellas del diablo de polvo. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es Nereidum Montes.
Escena en el cuadrilátero de Argyre con barrancos, abanicos aluviales y huecos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish . A continuación se muestran ampliaciones de partes de esta imagen.
Varios niveles de abanicos aluviales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las ubicaciones de estos ventiladores se indican en la imagen anterior.
Abanico aluvial pequeño y bien formado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación de este ventilador se muestra en una imagen que se muestra arriba.
Ampliación de la imagen de arriba que muestra huecos con un recuadro que muestra el tamaño de un campo de fútbol, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Barrancos como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en Nereidum Montes , visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en un cráter, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de los delantales de barrancos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior de barrancos en un cráter.
Amplia vista de los barrancos en el cráter Arkhangelsky , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano de pequeños canales en barrancos en el cráter Arkhangelsky , como lo ve HiRISE en el programa HiWish A la derecha se puede ver un terreno modelado en forma de polígonos. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Arkhangelsky.
Primer plano de un barranco que muestra un canal que atraviesa la plataforma, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Arkhangelsky.
Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de barrancos de la imagen anterior Los canales son bastante curvos. Debido a que los canales de los barrancos a menudo forman curvas, se pensó que estaban formados por agua corriente. Hoy en día, se cree que podrían producirse con trozos de hielo seco. La imagen es de HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en dos lados de un montículo, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del canal del barranco, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra un canal pequeño dentro del canal más grande. El canal pequeño está bastante curvado en esta imagen.
Cuenca de Argyre
La cuenca de Argyre fue creada por un impacto gigante que ocurrió 70 millones de años después del impacto de Hellas. [28] Se cree que contenía un lago al principio de la historia de Marte. [29] Al menos tres valles fluviales (Surius Vallis, Dzigal Vallis y Palacopus Vallis) desembocan en él desde el sur. Después de que se congeló, el hielo formó eskers que son visibles hoy. [30] [31] Un artículo escrito por 22 investigadores en Ícaro concluyó que el impacto que formó la cuenca de Argyre probablemente pegó una capa de hielo o una capa gruesa de permafrost . La energía del impacto derritió el hielo y formó un lago gigante que finalmente envió agua al norte. El volumen de los lagos era igual al del mar Mediterráneo de la Tierra. La parte más profunda del lago pudo haber tardado más de cien mil años en congelarse, pero con la ayuda del calor del impacto, el calentamiento geotérmico y los solutos disueltos, pudo haber tenido agua líquida durante muchos millones de años. La vida pudo haberse desarrollado en este tiempo. Esta región muestra una gran cantidad de evidencia de actividad glacial con características de flujo, fracturas en forma de grietas, drumlins , eskers , tarns , aretes , circos , cuernos , valles en forma de U y terrazas. Debido a las formas de las sinuosas crestas de Argyre, los autores concluyeron que son eskers . [32] Los estudios con cámaras avanzadas, como CTX, y el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución MRO (HiRISE) sugieren que estas crestas probablemente sean eskers. [33] [34]
Topografía de la cuenca de Argyre, la principal característica del cuadrilátero de Argyre.
Galle (cráter marciano)
Cráter Galle, también llamado Cráter Happy-Face, visto por Mars Global Surveyor
Parte del cráter Galle, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). El ojo y la boca derechos están etiquetados. Uno de los dos campos de dunas también está etiquetado.
Amplia vista del área alrededor del cráter Galle Los colores muestran elevaciones.
Los colores de la región alrededor del cráter de Galle muestran elevaciones.
Los colores del cráter de Galle muestran elevaciones. La flecha indica un montículo en capas que se agranda en otras imágenes a continuación.
Amplia vista CTX de parte del montículo estratificado. Partes de este montículo se amplían en las imágenes HiRISE que siguen.
Imagen HiRISE del área de la imagen anterior Imagen tomada con el programa HiWish.
Capas en el montículo en el cráter Galle, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas en el montículo en el cráter Galle, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas en el montículo en el cráter Galle, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas que se rompen en rocas en el cráter Galle, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas y barrancos en el cráter Galle, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el montículo en el cráter Galle, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Mesa en capas en el montículo en el cráter Galle, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas y polígonos en el montículo en el cráter Galle, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el montículo en el cráter Galle, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Disconformidades en capas en el cráter Galle, como las ve HiRISE Las flechas apuntan a algunas de las disconformidades
Otros cráteres
Cuanto más antigua es una superficie, más cráteres tendrá; por lo tanto, la densidad del cráter de un área se usa para determinar la edad relativa. [35] 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. [36] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [37] A menudo, los cráteres con diámetros superiores a 100 km tienen anillos en el suelo. Dado que se elimina tanto material con voladura, el suelo se reajusta, creando fallas circulares. Cuando la lava fluye hacia arriba a lo largo de las fallas, se producen anillos. [38]
Dunas del cráter Wirtz con ondas y escarcha, como las ve HiRISE .
Bond Crater Floor, visto por HiRISE.
Piso del cráter Hartwig , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Piso del cráter Baltisk , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo. Las dunas oscuras son visibles en la parte inferior de la imagen de la izquierda.
Barrancos del cráter de Lohse en Central Peak, visto por HiRISE.
Dunas del cráter Arkhangelsky , vistas por THEMIS . Haga clic en la imagen para ver posibles barrancos en el pico central.
Lado este del cráter Halley , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Suelo del cráter Halley, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las líneas finas y oscuras son huellas del diablo de polvo . Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Halley.
Lado oeste del cráter Vogel , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Cráter Hooke , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Los lugares oscuros son las dunas.
El diablo de polvo rastrea el cráter Hooke y sus alrededores, como lo ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Hooke.
Dunas y barrancos en el cráter Hooke, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Hooke.
Dunas y huellas del diablo de polvo en el cráter Hooke, visto por HiRISE. También hay barrancos apenas visibles.
Abanico, capas y dunas en el suelo del cráter Jones, visto por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Jones.
Cráter Maraldi , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Las huellas del diablo de polvo justo fuera del borde del cráter Maraldi, como las ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Maraldi.
Lado este del cráter Helmholtz , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Dunas y huellas del diablo de polvo en el cráter Helmholtz, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Helmholtz.
Cráter Wegener , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Cráter Wegener que muestra el deshielo de las dunas, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las manchas oscuras son lugares donde las heladas han desaparecido de las dunas oscuras. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Wegener.
Cráter Von Karman , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las partes oscuras cerca de la cima son dunas.
Descongelación de dunas en el cráter Von Karman, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Los lugares oscuros son donde las heladas han dejado dunas oscuras. Fotografía admitida la primavera en Marte.
Capas
Las capas pueden estar formadas por el agua subterránea que se eleva depositando minerales y cementando sedimentos. En consecuencia, las capas endurecidas están más protegidas de la erosión. Este proceso puede ocurrir en lugar de que se formen capas debajo de los lagos. Algunos lugares del Planeta Rojo muestran grupos de rocas en capas. [39] [40] En algunos lugares, las capas se organizan en patrones regulares. [41] [42] Se ha sugerido que las capas fueron colocadas por los volcanes, el viento o por estar en el fondo de un lago o mar. Los cálculos y las simulaciones muestran que el agua subterránea que transporta minerales disueltos emergería en los mismos lugares que tienen abundantes capas de rocas. Según estas ideas, los cañones profundos y los grandes cráteres recibirían agua procedente del suelo. Muchos cráteres en el área de Arabia de Marte contienen grupos de capas. Algunas de estas capas pueden ser el resultado del cambio climático.
La inclinación del eje de rotación de Marte ha cambiado repetidamente en el pasado. Algunos cambios son importantes. Debido a estas variaciones de clima, en ocasiones la atmósfera de Marte habría sido mucho más espesa y contenía más humedad. La cantidad de polvo atmosférico también ha aumentado y disminuido. Se cree que estos cambios frecuentes ayudaron a depositar material en cráteres y otros lugares bajos. El aumento de aguas subterráneas ricas en minerales cimentó estos materiales. El modelo también predice que después de que un cráter esté lleno de capas de rocas, se colocarán capas adicionales en el área alrededor del cráter. Por lo tanto, el modelo predice que también se pueden haber formado capas en regiones entre cráteres; Se han observado capas en estas regiones.
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. En la Tierra, las aguas ricas en minerales a menudo se evaporan formando grandes depósitos de varios tipos de sales y otros minerales . A veces, el agua fluye a través de los acuíferos de la Tierra y luego se evapora en la superficie, tal como se supone para Marte. Un lugar que ocurre en la Tierra es la Gran Cuenca Artesiana de Australia . [43] En la Tierra, la dureza de muchas rocas sedimentarias , como la arenisca , se debe en gran parte al cemento que se colocó en su lugar a medida que pasaba el agua.
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Capas expuestas en Nereidum Montes , vistas por HiRISE bajo el programa HiWish Las capas de tonos claros pueden contener sulfatos que son buenos para preservar rastros de vida antigua.
Primer plano de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Mesa baja en capas, como la ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas capas.
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista del cráter que muestra las capas a lo largo de la pared, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas en la mesa en el piso del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canales
Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de Marte. [44] [45] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de naves espaciales de Marte que se remontan a principios de los años setenta con el orbitador Mariner 9 . [46] [47] [48] [49] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para tallar todos los canales en Marte era incluso mayor que el océano propuesto que el planeta podría haber tenido. Probablemente, el agua se recicló muchas veces del océano a la lluvia alrededor de Marte. [50] [51] 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 [52] [53]
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canales en cuadrilátero Argyre como los ve HiRISE, bajo el programa HiWish. Ésta es la imagen de la superficie de una sola imagen de HiRISE. La barra de escala en la parte superior tiene 500 metros de largo.
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Pistas del diablo 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. [54] Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [55] 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. [56]
Pistas y capas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana en color de las pistas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Pistas remolino de polvo como se ha visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Huellas del diablo de polvo, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Dunas
Amplia vista de un pequeño campo de dunas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Las ondas son visibles en las dunas.
Otras características en el cuadrilátero Argyre
Mapa del cuadrilátero de Argyre con las principales características etiquetadas. El cráter de Galle parece una sonrisa.
Imagen CTX que muestra el contexto de la siguiente imagen. Un grupo de canales son visibles en esta imagen.
Primer plano de la superficie en el cuadrilátero de Argyre, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish.
Huecos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Posibles pingos, como los ve HiRISE en el programa HiWish Los pingos contienen un núcleo de hielo. Se espera que tengan grietas en sus superficies porque el agua se expande cuando se convierte en hielo.
Amplia vista de polígonos con hielo en canales entre polígonos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de polígonos con hielo en canales entre polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de polígonos con hielo en canales entre polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- Pistas del diablo de polvo
- HiRISE
- Hola
- Cráter de impacto
- Lagos en Marte
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Barrancos marcianos
- Recursos minerales en Marte
- Inconformidad
- Agua en Marte
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.
- ^ Blunck, J. 1982. Marte y sus satélites. Exposición Prensa. Smithtown, Nueva York
- ↑ Tornabene, L .; et al. (2012). "Materiales picados relacionados con cráteres generalizados en Marte. Más evidencia del papel de los volátiles objetivo durante el proceso de impacto". Ícaro . 220 (2): 348–368. Bibcode : 2012Icar..220..348T . doi : 10.1016 / j.icarus.2012.05.022 .
- ^ 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. Planeta lunar. Sci. 34. Resumen 1038.
- ^ a b http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
- ^ a b Dickson, J .; et al. (2007). "Barrancos marcianos en las latitudes medias del sur de Marte Evidencia de formación de clima controlado de características fluviales jóvenes basadas en la topografía local y global". Ícaro . 188 (2): 315–323. Código bibliográfico : 2007Icar..188..315D . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 .
- ^ "PSRD: Gullied Slopes on Mars" . Consultado el 26 de diciembre de 2014 .
- ^ a b Heldmann, J .; Mellon, M. (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" . Space.com . Consultado el 26 de diciembre de 2014 .
- ^ Harris, A y E. Tuttle. 1990. Geología de los parques nacionales. Kendall / Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
- ^ Malin, M .; Edgett, K. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: crucero interplanetario a través de la misión principal" . J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429–23570. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10623429M . doi : 10.1029 / 2000je001455 . S2CID 129376333 .
- ^ Mostaza, J .; et al. (2001). "Evidencia del cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo de tierra cercano a la superficie juvenil". Naturaleza . 412 (6845): 411–414. Código bibliográfico : 2001Natur.412..411M . doi : 10.1038 / 35086515 . PMID 11473309 .
- ^ Carr, M. (2001). "Observaciones de Mars Global Surveyor de terreno trasteado". J. Geophys. Res . 106 (E10): 23571–23595. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10623571C . doi : 10.1029 / 2000je001316 .
- ^ "Los barrancos marcianos podrían ser minas de oro científicas" . NBC News . Consultado el 26 de diciembre de 2014 .
- ^ Jefe, JW; Marchant, DR; Kreslavsky, MA (septiembre de 2008). "Formación de barrancos en Marte: vínculo con la historia climática reciente y los microambientes de insolación implican el origen del flujo de agua superficial" . Proc. Natl. Acad. Sci. USA . 105 (36): 13258–63. Código bibliográfico : 2008PNAS..10513258H . doi : 10.1073 / pnas.0803760105 . PMC 2734344 . PMID 18725636 .
- ^ Head, J .; et al. (2008). "Formación de barrancos en Marte: vínculo con la historia climática reciente y los microambientes de insolación implican el origen del flujo de agua superficial" . PNAS . 105 (36): 13258-13263. Código Bibliográfico : 2008PNAS..10513258H . doi : 10.1073 / pnas.0803760105 . PMC 2734344 . PMID 18725636 .
- ^ Christensen, P (2003). "Formación de barrancos marcianos recientes a través del derretimiento de extensos depósitos de nieve ricos en agua". Naturaleza . 422 (6927): 45–48. Código Bibliográfico : 2003Natur.422 ... 45C . doi : 10.1038 / nature01436 . PMID 12594459 .
- ^ "El derretimiento de la nieve creó los barrancos de Marte, dice el experto" . Consultado el 26 de diciembre de 2014 .
- ^ Jakosky, B .; Carr, M. (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 .
- ^ Jakosky, B .; et al. (1995). "Oblicuidad caótica y la naturaleza del clima marciano". J. Geophys. Res . 100 (E1): 1579-1584. Código Bibliográfico : 1995JGR ... 100.1579J . doi : 10.1029 / 94je02801 .
- ^ Laboratorio de propulsión a chorro / NASA MLA (2003, 18 de diciembre). Marte puede estar emergiendo de una edad de hielo. Ciencia diaria. Obtenido el 19 de febrero de 2009 de https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htm Anuncios [ enlace muerto permanente ] de GoogleAdvertise
- ^ Hecht, M (2002). "Metaestabilidad del agua líquida en Marte". Ícaro . 156 (2): 373–386. Bibcode : 2002Icar..156..373H . doi : 10.1006 / icar.2001.6794 .
- ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87-105.
- ^ Costard, F. et al. 2001. Flujos de escombros en Marte: analogía con el medio ambiente periglacial terrestre e implicaciones climáticas. Ciencia lunar y planetaria XXXII (2001). 1534.pdf
- ^ 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 .
- ^ Robbins; et al. (2013). "Historias de cráteres de gran impacto de Marte: el efecto de diferentes técnicas de edad del cráter modelo". Ícaro . 225 (1): 173–184. Código bibliográfico : 2013Icar..225..173R . doi : 10.1016 / j.icarus.2013.03.019 .
- ^ Parker, T. et al. 2000. Argyre Planitia y el ciclo de hidrolocia global de Marte. LPSC XXXI. Resumen 2033
- ^ Kargel, J. y R. Strom. 1991. Eskers glaciales terrestres: análogos de las crestas sinuosas marcianas. LPSC XXII, 683-684.
- ^ Michael H. Carr (2006). La superficie de Marte . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-87201-0. Consultado el 21 de marzo de 2011 .
- ^ Dohm, J .; Liebre, T .; Robbins, S .; Williams, J.-P .; Soare, R .; El-Maarry, M .; Conway, S .; Buczkowski, D .; Kargel, J .; Banks, M .; Fairén, A .; Schulze-Makuch, D .; Komatsu, G .; Miyamoto, H .; Anderson, R .; Davila, A .; Mahaney, W .; Fink, W .; Cleaves, H .; Yan, J .; Hynek, B .; Maruyama, S. (2015). "Historias geológicas e hidrológicas de la provincia de Argyre, Marte". Ícaro . 253 : 66–98. Código Bibliográfico : 2015Icar..253 ... 66D . doi : 10.1016 / j.icarus.2015.02.017 .
- ^ Banks, M .; Lang, N .; Kargel, J .; McEwen, A .; Baker, V .; Grant, J .; Pelletier, J .; Strom, R. (2009). "Un análisis de crestas sinuosas en el sur de Argyre Planitia, Marte utilizando imágenes HiRISE y CTX y datos MOLA" . J. Geophys. Res . 114 (E9): E09003. Código Bibliográfico : 2009JGRE..114.9003B . doi : 10.1029 / 2008JE003244 .
- ^ Bernhardt, H .; Hiesinger, H .; Reiss, D .; Ivanov, M .; Erkeling, G. (2013). "Eskers putativos y nuevos conocimientos sobre los escenarios deposicionales glacio-fluviales del sur de Argyre Planitia, Marte". Planeta. Ciencia espacial . 85 : 261-278. Bibcode : 2013P & SS ... 85..261B . doi : 10.1016 / j.pss.2013.06.022 .
- ^ http://www.lpi.usra.edu/education/explore/shaping_the_planets/impact-cratering/
- ^ "Piedras, viento y hielo: una guía de cráteres de impacto marcianos" . Consultado el 26 de diciembre de 2014 .
- ^ Hugh H. Kieffer (1992). Marte . Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-1257-7. Consultado el 7 de marzo de 2011 .
- ^ Olvídese, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Publicación Praxis. Chichester, Reino Unido
- ^ Edgett, Kenneth S. (2005). "Las rocas sedimentarias de Sinus Meridiani: cinco observaciones clave de los datos adquiridos por los orbitadores Mars Global Surveyor y Mars Odyssey". The Mars Journal . 1 : 5-58. Código Bibliográfico : 2005IJMSE ... 1 .... 5E . doi : 10.1555 / mars.2005.0002 .
- ^ Malin, diputado; Edgett, KS (2000). "Antiguas rocas sedimentarias de Marte temprano". Ciencia . 290 (5498): 1927–1937. Código Bibliográfico : 2000Sci ... 290.1927M . doi : 10.1126 / science.290.5498.1927 . PMID 11110654 .
- ^ Lewis, KW; Aharonson, O .; Grotzinger, JP; Kirk, RL; McEwen, AS; Suer, T.-A. (2008). "Lecho cuasiperiódico en el registro de rocas sedimentarias de Marte" (PDF) . Ciencia . 322 (5907): 1532–5. Código Bibliográfico : 2008Sci ... 322.1532L . doi : 10.1126 / science.1161870 . PMID 19056983 .
- ^ Lewis, KW, O. Aharonson, JP Grotzinger, AS McEwen y RL Kirk (2010), Importancia global de los depósitos sedimentarios cíclicos en Marte, Planeta lunar. Sci., XLI, Resumen 2648.
- ^ Habermehl, MA (1980). "La Gran Cuenca Artesiana, Australia". J. Austr. Geol. Geophys . 5 : 9–38.
- ^ Baker, V .; et al. (2015). "Geomorfología fluvial en superficies planetarias similares a la Tierra: una revisión" . Geomorfología . 245 : 149-182. doi : 10.1016 / j.geomorph.2015.05.002 . PMC 5701759 . PMID 29176917 .
- ^ Carr, M. 1996. en Agua en Marte. Universidad de Oxford. Prensa.
- ^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
- ^ Baker, V .; Strom, R .; Gulick, V .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Kale, V. (1991). "Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte". Naturaleza . 352 (6336): 589–594. Código Bib : 1991Natur.352..589B . doi : 10.1038 / 352589a0 .
- ^ Carr, M. (1979). "Formación de características de inundación marciana por liberación de agua de acuíferos confinados". J. Geophys. Res . 84 : 2995–300. Código bibliográfico : 1979JGR .... 84.2995C . doi : 10.1029 / jb084ib06p02995 .
- ^ Komar, P (1979). "Comparaciones de la hidráulica de los flujos de agua en los canales de salida de Marte con flujos de escala similar en la Tierra". Ícaro . 37 (1): 156–181. Código bibliográfico : 1979Icar ... 37..156K . doi : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90123-4 .
- ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
- ^ Luo, W .; et al. (2017). "Nueva estimación del volumen de la red de valles marcianos consistente con el océano antiguo y el clima cálido y húmedo" . Comunicaciones de la naturaleza . 8 : 15766. Bibcode : 2017NatCo ... 815766L . doi : 10.1038 / ncomms15766 . PMC 5465386 . PMID 28580943 .
- ^ 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 .
- ^ 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 . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
- ^ Misión Mars Exploration Rover: Comunicado de prensa Imágenes: Spirit . Marsrovers.jpl.nasa.gov. Consultado el 7 de agosto de 2011.
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_005383_1255
- ^ Reiss, D .; et al. (2011). "Observaciones multitemporales de diablos de polvo activos idénticos en Marte con cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y Mars Orbiter Camera (MOC)". Ícaro . 215 (1): 358–369. Código bibliográfico : 2011Icar..215..358R . doi : 10.1016 / j.icarus.2011.06.011 .
- ^ 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 .
enlaces externos
- Revisión general de muchas de las teorías sobre el origen de los barrancos.
- Buen repaso de la historia del descubrimiento de barrancos.
- Lakes on Mars - Nathalie Cabrol (conversaciones SETI)