El cuadrilátero de Cebrenia 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 noreste del hemisferio este de Marte y cubre de 120 ° a 180 ° de longitud este (180 ° a 240 ° 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 Cebrenia también se conoce como MC-7 (Marte Chart-7). [1] Incluye parte de Utopia Planitia y Arcadia Planitia.. Las fronteras sur y norte del cuadrilátero de Cebrenia tienen aproximadamente 3.065 km (1.905 millas) y 1.500 km (930 millas) de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (1.270 millas) (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]
Coordenadas | 47 ° 30'N 210 ° 00'W / 47,5 ° N 210 ° WCoordenadas : 47 ° 30'N 210 ° 00'W / 47,5 ° N 210 ° W |
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Epónimo | Tierra de Cebrenia cerca de Troya |
Origen del nombre
Cebrenia es una característica de albedo telescópica centrada en 50 ° N y 150 ° E en Marte. La característica lleva el nombre de Cebrenia , un país cercano a la antigua Troya. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [4]
Fisiografía y geología
Las características destacadas del cuadrilátero son los grandes cráteres Mie y Stokes, un volcán , Hécates Tholus y un grupo de montañas, Phlegra Montes. Esta área es una llanura plana y lisa en su mayor parte, por lo que los cráteres relativamente grandes Mie y Stokes realmente se destacan. La Región de las Galaxias tiene un área de caos, donde el suelo parece haberse derrumbado.
Viking II (parte del programa Viking ) aterrizó cerca de Mie el 3 de septiembre de 1976. Sus coordenadas de aterrizaje fueron 48 ° N y 226 ° W [5].
Resultados de la misión Viking II
Cómo se vería caminar por el lugar de aterrizaje
El cielo sería de un rosa claro. La suciedad también aparecería rosada. La superficie sería irregular; el suelo se formaría en comederos. Se esparcirían grandes rocas. La mayoría de las rocas son de tamaño similar. Muchas de las rocas tendrían pequeños agujeros o burbujas en sus superficies causadas por el escape de gas después de que las rocas salieran a la superficie. Algunas rocas mostrarían erosión debido al viento. Muchas rocas parecerían estar encaramadas, como si el viento hubiera quitado gran parte del suelo en sus bases. [6] [7] En el invierno, la nieve o las heladas cubrirían la mayor parte del suelo. Habría muchas pequeñas dunas de arena que todavía están activas. La velocidad del viento suele ser de 7 metros por segundo (16 millas por hora). Habría una costra dura en la parte superior del suelo similar a un depósito, llamado caliche, que es común en el suroeste de los Estados Unidos. Estas costras están formadas por soluciones de minerales que se mueven a través del suelo y se evaporan en la superficie. [8] Los científicos, en un artículo de septiembre de 2009 en la revista Science, afirmaron que si Viking II solo hubiera cavado cuatro (4) pulgadas más profundo, habría alcanzado una capa de hielo casi puro. [9] [10] [11]
Análisis de suelo
El suelo se parecía a los producidos por la erosión de las lavas basálticas . El suelo analizado contenía abundante silicio y hierro , junto con cantidades significativas de magnesio , aluminio , azufre , calcio y titanio . Se detectaron oligoelementos, estroncio e itrio . La cantidad de potasio fue 5 veces menor que el promedio de la corteza terrestre. Algunos productos químicos en el suelo contenían azufre y cloro que eran como compuestos típicos que quedan después de la evaporación del agua de mar. El azufre estaba más concentrado en la corteza en la parte superior del suelo que en el suelo a granel debajo. El azufre puede estar presente como sulfatos de sodio , magnesio, calcio o hierro. También es posible un sulfuro de hierro. [12] El Spirit Rover y el Opportunity Rover encontraron sulfatos en Marte. [13] El Opportunity Rover (aterrizado en 2004 con instrumentos avanzados) encontró sulfato de magnesio y sulfato de calcio en Meridiani Planum . [14] Utilizando los resultados de las mediciones químicas, los modelos minerales sugieren que el suelo podría ser una mezcla de aproximadamente un 90% de arcilla rica en hierro , aproximadamente un 10% de sulfato de magnesio ( ¿ kieserita ?), Aproximadamente un 5% de carbonato ( calcita ) y aproximadamente 5 % de óxidos de hierro (¿ hematita , magnetita , goethita ?). Estos minerales son productos típicos de la intemperie de las rocas ígneas máficas . [15] [16] [17] Los estudios con imanes a bordo de los módulos de aterrizaje indicaron que el suelo tiene entre un 3 y un 7 por ciento de materiales magnéticos en peso. Los químicos magnéticos pueden ser magnetita y maghemita . Estos podrían provenir de la erosión de la roca basáltica . [18] [19] Los experimentos llevados a cabo por el Mars Spirit Rover (aterrizado en 2004) indicaron que la magnetita podría explicar la naturaleza magnética del polvo y el suelo en Marte. Se encontró magnetita en el suelo y la parte más magnética del suelo estaba oscura. La magnetita es muy oscura. [20]
Buscar la vida
Viking hizo tres experimentos para buscar vida. Los resultados fueron sorprendentes e interesantes. La mayoría de los científicos creen ahora que los datos se debieron a reacciones químicas inorgánicas del suelo, aunque algunos científicos todavía creen que los resultados se deben a reacciones vivas. No se encontraron productos químicos orgánicos en el suelo. Sin embargo, las áreas secas de la Antártida tampoco tienen compuestos orgánicos detectables, pero tienen organismos que viven en las rocas. [21] Marte casi no tiene capa de ozono, como la Tierra, por lo que la luz ultravioleta esteriliza la superficie y produce sustancias químicas altamente reactivas, como peróxidos, que oxidarían cualquier sustancia química orgánica. [7] El Phoenix Lander descubrió el perclorato químico en el suelo marciano. El perclorato es un oxidante fuerte, por lo que puede haber destruido cualquier materia orgánica en la superficie. [22] Si está muy extendido en Marte, la vida basada en el carbono sería difícil en la superficie del suelo.
La investigación, publicada en el Journal of Geophysical Research en septiembre de 2010, propuso que los compuestos orgánicos estaban realmente presentes en el suelo analizado por Viking 1 y 2. El módulo de aterrizaje Phoenix de la NASA en 2008 detectó perclorato que puede descomponer compuestos orgánicos. Los autores del estudio encontraron que el perclorato destruirá los orgánicos cuando se calienta y producirá clorometano y diclorometano , los compuestos de cloro idénticos descubiertos por ambos módulos de aterrizaje Viking cuando realizaron las mismas pruebas en Marte. Debido a que el perclorato habría descompuesto cualquier materia orgánica marciana, la cuestión de si Viking encontró o no vida sigue abierta. [23]
Hielo expuesto en nuevos cráteres
Una investigación impresionante, publicada en la revista Science en septiembre de 2009, [24] ha demostrado que algunos cráteres nuevos en Marte muestran hielo de agua pura y expuesta. Después de un tiempo, el hielo desaparece y se evapora a la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos pies de profundidad. El hielo fue confirmado con el Espectrómetro de Imágenes Compactas (CRISM)] a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). El hielo se encontró en un total de 5 ubicaciones. Tres de las ubicaciones están en el cuadrilátero de Cebrenia. Estas ubicaciones son 55 ° 34'N 150 ° 37'E / 55,57 ° N 150,62 ° E / 55,57; 150,62, 43 ° 17'N 176 ° 54'E / 43.28 ° N 176.9 ° E / 43,28; 176,9 y 45 ° 00'N 164 ° 30'E / 45 ° N 164,5 ° E / 45; 164,5. [9] [10] [11] Este descubrimiento prueba que los futuros colonos de Marte podrán obtener agua de una amplia variedad de lugares. El hielo se puede desenterrar, derretir y luego desarmar para proporcionar oxígeno e hidrógeno frescos para el combustible de los cohetes. El hidrógeno es el poderoso combustible utilizado por los motores principales del transbordador espacial.
Dos imágenes de HiRISE que muestran cómo el hielo desapareció con el tiempo en un cráter. El cráter de la izquierda está antes de que desapareciera el hielo. El cráter tiene 6 metros de diámetro.
Otros 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. [25] 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 lo que hay bajo la superficie.
El piso del cráter Kufra , visto por HiRISE Se cree que los pozos son causados por el escape de agua.
Eyecta del cráter Fenagh , visto por HiRISE.
Cráter de Chincoteague , visto por HiRISE.
Primer plano del cráter de Chincoteague, visto por HiRISE.
Grupo de cráteres secundarios, visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Cráter Mie , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Viking II aterrizó cerca del cráter Mie en 1976.
Lado occidental del cráter Adams (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Lado occidental de Tyndall (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter que muestra capas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las líneas oscuras son defectos en la imagen. Esta imagen fue tomada durante una tormenta de polvo global.
Lóbulos eyectados de un cráter de impacto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráteres con montículos en capas y bordes altos y afilados, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Hécates Tholus
Investigaciones recientes llevan a los científicos a creer que Hécates Tholus entró en erupción explosivamente hace unos 350 millones de años, lo que no fue hace mucho tiempo para Marte. Las erupciones crearon depresiones en los flancos del volcán. Y hace solo cinco millones de años, se formaron depósitos glaciares dentro de estas depresiones. [26] Algunos valles de Hécates muestran un patrón de drenaje paralelo. [25]
Hécates Tholus , visto por Mars Global Surveyor.
Topografía de Hécates Tholus.
Hecates Tholus Ridges, visto por HiRISE . Las crestas están al oeste-noroeste de Hécates Tholus. Se midió que la cresta más profunda tenía unos 50 metros de altura. [27]
Buvinda Vallis , visto por THEMIS. Buvinda Vallis se asocia con Hécates Tholus; se encuentra al este de Hécates Tholus.
Canales de lava en el flanco de Hécates Tholus, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Un cráter ha sido parcialmente cubierto por coladas de lava. Este cráter se ampliará en la siguiente imagen.
Vista ampliada de la lava que llena un cráter, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Cráter en el borde del flujo de lava en Hécates Tholus, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La lava parece haber formado una cola en el lado de sotavento de los obstáculos, como los bordes de los cráteres.
Interacciones volcán-hielo
Se cree que hay grandes cantidades de hielo de agua debajo de la superficie de Marte. Algunos canales se encuentran cerca de áreas volcánicas. Cuando la roca fundida del subsuelo caliente se acerca a este hielo, se pueden formar grandes cantidades de agua líquida y lodo. Hrad Vallis en el cuadrilátero de Cebrenia está cerca de Elysium Mons , un gran volcán , que puede haber suministrado agua para crear el canal. Hrad Vallis se muestra a continuación. [28]
Hrad Vallis puede haberse formado cuando el gran complejo volcánico Elysium Mons derritió el hielo molido, como lo ve THEMIS .
Islas aerodinámicas en Hrad Vallis , vistas por HiRISE .
Región de las galaxias
El suelo de Galaxias parece haberse derrumbado. Estas formas terrestres en Marte se denominan "terreno del Caos". Galaxias Chaos es diferente de muchas otras regiones caóticas. No tiene canales de salida asociados y no muestra una gran diferencia de elevación entre él y el área terrestre circundante, como la mayoría de las otras regiones del caos. La investigación de Pedersen y Head, publicada en 2010, sugiere que Galaxias Chaos es el sitio de un flujo volcánico que enterró una capa rica en hielo, llamada Formación Vastitas Borealis (VBF). En general, se cree que el VBF es un residuo de materiales ricos en agua depositados por grandes inundaciones. [29] [30] El VBF puede haber sido de espesor variado y puede haber contenido cantidades variadas de hielo. En la delgada atmósfera de Marte, esta capa habría desaparecido lentamente por sublimación (cambiando de sólido directamente a gas). Dado que algunas áreas se habrían sublimado más que otras, la capa de lava superior no se apoyaría de manera uniforme y se agrietaría. Es posible que las grietas / depresiones hayan comenzado por la sublimación y el encogimiento a lo largo de los bordes de la capa de lava. La tensión por el socavamiento del borde de la tapa habría hecho grietas en la tapa. Los lugares con grietas sufrirían más sublimación, luego las grietas se ensancharían y formarían el terreno en bloques característico de las regiones del caos. El proceso de sublimación puede haber sido ayudado por el calor (flujo geotérmico) de los movimientos del magma. Hay volcanes, a saber, Elysium Montes y Hecates Tholus, cerca que probablemente estén rodeados de diques, que habrían calentado el suelo. Además, un período más cálido en el pasado habría aumentado la cantidad de agua sublimada del suelo. [31]
Esta serie de dibujos muestra un modelo para la formación del caos marciano, propuesto por Pedersen y Head 2011 [32] Se exagera la cantidad de sublimación para mejorar la comprensión. Haga clic en la imagen para ver más detalles.
Galaxius Mons , visto por HiRISE. La línea negra era una sección que no tenía imágenes. Hay muchos más detalles visibles en la imagen original.
Comedero de Galaxias Fossae , visto por HiRISE.
Galaxias Chaos visto por CTX. La escena de la siguiente imagen es parte de esta imagen.
Galaxias Chaos visto por HiRISE.
Evidencia de glaciares
Se cree que los glaciares , vagamente definidos 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. [25] [33] Los rasgos convexos lobulados en la superficie conocidos como rasgos de flujo viscoso y los delantales de escombros lobulados , que muestran las características del flujo no newtoniano , ahora se consideran casi unánimemente como verdaderos glaciares. [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] Sin embargo, una variedad de otras características en la superficie también se han interpretado como directamente relacionadas con el hielo que fluye, como terreno con trastes , [33] [42] relleno de valle alineado , [38] [40] relleno de cráter concéntrico , [34] [43] y crestas arqueadas. [41] También se cree que una variedad de texturas superficiales observadas en las imágenes de las latitudes medias y las regiones polares están relacionadas con la sublimación del hielo glacial. [43] [44]
,
Las imágenes a continuación muestran características que probablemente estén asociadas con los glaciares.
Glaciar pie de elefante en el Ártico de la Tierra, visto por Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características en Marte que se cree que también son glaciares.
Material bajando pendiente en Phlegra Montes , visto por HiRISE. El movimiento probablemente sea ayudado por agua / hielo.
Delantal de escombros Lobate en Phlegra Montes , visto por HiRISE. La plataforma de escombros es probablemente en su mayor parte hielo con una fina capa de escombros de roca, por lo que podría ser una fuente de agua para los futuros colonos marcianos. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Amplia vista de un acantilado y restos de un glaciar, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de un acantilado que muestra posibles fallas, visto por HiRISE en el programa HiWish; note la roca que parece estar partida por la falla. Algunas rocas están asentadas en agujeros redondos porque su capacidad para acumular y retener el calor puede haber derretido el hielo molido.
Primer plano de las ranuras dejadas por un glaciar, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La presencia de surcos sugiere que se trataba de un glaciar de base húmeda. La humedad debajo del glaciar pudo haber ayudado a los organismos marcianos a sobrevivir.
Primer plano de la superficie, vista por HiRISE en el programa HiWish
Relleno de valle lineal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto y relleno de valle alineado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
El flujo está restringido, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Manto dependiente de la latitud , como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canales
Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de Marte. [45] [46] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de naves espaciales de Marte que datan de principios de los años setenta con el orbitador Mariner 9 . [47] [48] [49] [50] 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. [51] [52]
Forma optimizada a lo largo del canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Contexto de la siguiente imagen de capas a lo largo de Hrad Vallis, como las ve CTX. Foto etiquetada con capas, formas aerodinámicas y una flecha que indica la dirección en la que fluyó el agua.
Capas expuestas a lo largo de Hrad Vallis , como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Cráteres de pedestal
Un cráter de pedestal es un cráter con su eyección sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. 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. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección sobresalen de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [53] [54] [55] [56]
Cráter del pedestal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter del pedestal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de la eyección del cráter del pedestal, como la ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra un ejemplo de una roca sentada en un pozo. Esta imagen se ampliará para mostrarlo mejor en las siguientes dos imágenes.
Vista más cercana de la eyección, como la ve HiRISE en el programa HiWish Nota: Las flechas muestran ejemplos de rocas asentadas en pozos.
Vista cercana de la eyección, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Nota: Las flechas muestran ejemplos de rocas asentadas en pozos.
Estructuras en capas
Amplia vista de grupos de capas, como las ve HiRise bajo el programa HiWish. Estas capas probablemente representan el manto depositado cuando el clima cambió. Fueron moldeados por el viento.
Vista cercana de un grupo de capas, como las ve HiRise en el programa HiWish. Nota: Esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana en color de un grupo de capas, como las ve HiRise en el programa HiWish. Nota: Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Característica en capas en el antiguo cráter, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Imágenes adicionales en el cuadrilátero de Cebrenia
Mapa de Cebrenia. Viking II aterrizó cerca del cráter Mie. El volcán Hécates probablemente tenga glaciares en sus laderas.
Comederos, como los ve HiRISE en el programa HiWish Las capas también son visibles en la imagen.
Apsus Vallis , visto por THEMIS. Apsus está cerca del sistema volcánico Elysium; puede haber sido formado parcialmente por la acción de la lava.
Vista de cerca del manto, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. El manto puede estar compuesto de hielo y polvo que cayeron del cielo durante las condiciones climáticas pasadas.
Características de la cresta y la superficie cerca del borde del cráter Adams, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Mesa estratificada en el cráter, vista por HiRISE bajo el programa HiWish.
Conos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Eyecta de cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de la eyección del cráter, como la ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Contacto entre la unidad inferior de tonos claros y una unidad superior oscura, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Capas de inmersión, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Terreno irregular y características en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Terreno cerebral en el suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Posible dique, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Aquí el magma probablemente se movió a lo largo de una falla subterránea. La erosión posterior eliminó todo menos el magma endurecido.
Relleno de cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del relleno del cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- Geología de Marte
- glaciar
- Glaciares en Marte
- HiRISE
- Programa HiWish
- Cráter de impacto
- Manto dependiente de la latitud
- Relleno de valle lineal
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Lista de montañas en Marte
- Lista de rocas en Marte
- Terreno del caos marciano
- Cráter de pedestal
- Vallis
- Vulcanología de Marte
- Agua en Marte
Referencias
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