El cuadrilátero Coprates 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 Coprates también se conoce como MC-18 (Mars Chart-18). [1] El cuadrilátero Coprates contiene partes de muchas de las antiguas regiones clásicas de Marte: Sinai Planum , Solis Planum , Thaumasia Planum , Lunae Planum , Noachis Terra y Xanthe Terra .
Coordenadas | 15 ° 00′S 67 ° 30′W / 15 ° S 67,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00′S 67 ° 30′W / 15 ° S 67,5 ° W |
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El nombre Coprates se refiere a Coprates Chasma , un canal central de Valles Marineris , llamado así por el nombre griego del río Dez en Persia . [2]
El cuadrilátero Coprates va de 45 ° a 90 ° de longitud oeste y de 0 ° a 30 ° de latitud sur en Marte . El cuadrilátero Coprates es famoso por representar el "Gran Cañón de Marte", el Sistema de Cañones Valles Marineris. Existen signos de agua en este cuadrilátero, con antiguos valles de ríos y redes de canales de arroyos que se muestran como terreno invertido y lagos dentro de Valles Marineris. [3]
Origen del nombre
Coprates es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 15 ° S y 60 ° W en Marte. Lleva el nombre del río Coprates, un nombre antiguo del Dez , un afluente del Karun en el Irán moderno que desemboca en el Shatt al-Arab cerca de su estuario del Golfo Pérsico. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [4] [5]
Sistema de cañones de Valles Marineris
Valles Marineris es el sistema de cañones más grande del sistema solar; este gran cañón atravesaría casi todo Estados Unidos. El nombre de todo el sistema de cañones es Valles Marineris. Comenzando en el oeste con Noctis Labyrinthus en el cuadrilátero Phoenicis Lacus , el sistema de cañones termina en el cuadrilátero Margaritifer Sinus con Capri Chasma y Eos Chasma (en el sur). La palabra Chasma ha sido designada por la Unión Astronómica Internacional para referirse a una depresión alargada y empinada. Valles Marineris fue descubierto y nombrado para la misión Mariner 9 . Moviéndose hacia el este desde Noctis Labyrinthus, el cañón se divide en dos canales, Tithonium Chasma e Ius Chasma (en el sur). En el medio del sistema se encuentran los valles muy amplios de Ophir Chasma (norte), Candor Chasma y Melas Chasma (sur). Yendo más hacia el este, se llega a Coprates Chasma . Al final de Coprates Chasma, el valle se ensancha para formar Capri Chasma en el norte y Eos Chasma en el sur. Las paredes de los cañones suelen contener muchas capas. Los suelos de algunos de los cañones contienen grandes depósitos de materiales estratificados. Algunos investigadores creen que las capas se formaron cuando el agua una vez llenó los cañones. [3] [6] [7] [8] Los cañones son profundos y largos; en algunos lugares tienen entre 8 y 10 kilómetros de profundidad, mucho más profundos que el Gran Cañón de la Tierra , que tiene solo 1,6 kilómetros de profundidad. [9]
En un estudio publicado en la revista Geology en agosto de 2009, un grupo de científicos dirigido por John Adams de la Universidad de Washington en Seattle propuso que Valles Marineris puede haberse formado a partir de un colapso gigante cuando las sales se calentaron, liberando así agua que salió precipitadamente. llevando barro a través de tuberías subterráneas. Un punto que apoya esta idea es que se han encontrado sales de sulfato en la zona. Estas sales contienen agua que se desprende cuando se calienta. El calor puede haber sido generado por procesos volcánicos. Después de todo, hay varios volcanes enormes cerca. [10] Otros han propuesto otras ideas para explicar el origen del sistema. [3]
Amplia vista de Marte centrada en Valles Marineris, tomada con imágenes de Viking. Tenga en cuenta que esta imagen se ampliará enormemente al hacer clic en ella varias veces.
Mapa del cuadrilátero de Coprates que muestra detalles de Valles Marineris , el sistema de cañones más grande del sistema solar. Es posible que algunos de los cañones hayan estado alguna vez llenos de agua.
Melas Chasma , visto por THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación de Melas Chasma con otras características.
Acantilado en Candor Chasma Plateau, visto por THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación con otras características en el cuadrilátero Coprates.
Acantilado en la pared norte del Ganges Chasma , visto por THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación con otras características en el cuadrilátero Coprates.
Depósitos en capas interiores y sulfato
Partes de los pisos de Candor Chasma y Juventae Chasma contienen depósitos en capas que se han denominado depósitos en capas interiores (ILD) y depósitos en capas ecuatoriales (ELD). Estas capas pueden haberse formado cuando toda el área era un lago gigante. Sin embargo, se han propuesto muchas otras ideas para explicarlas. [3] El mapeo estructural y geológico de alta resolución en el oeste de Candor Chasma, presentado en marzo de 2015, mostró que los depósitos en el piso del Candor chasma son sedimentos de relleno de cuencas que se depositaron en un entorno similar a una playa húmeda; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [11]
Algunos lugares de Marte contienen depósitos de sulfato hidratado , incluidos los ILD. La formación de sulfato implica la presencia de agua. La Agencia Espacial Europea 's Mars Express encontró evidencia posible de los sulfatos epsomita y kieserita . Los científicos quieren visitar estas áreas con rovers robóticos. [12]
Se ha descubierto que estos depósitos contienen óxidos férricos en forma de hematita gris cristalina. [3] [13] [14]
Capas
Las imágenes de rocas en las paredes del cañón casi siempre muestran capas. [15] Algunas capas parecen más resistentes que otras. En la imagen de abajo de las Capas de Chasma del Ganges , vista por HiRISE , se puede ver que los depósitos superiores de tonos claros se erosionan mucho más rápido que las capas inferiores más oscuras. Algunos acantilados de Marte muestran algunas capas más oscuras que se destacan y, a menudo, se rompen en grandes pedazos; se cree que son rocas volcánicas duras en lugar de depósitos de cenizas blandas. Un ejemplo de capas duras se muestra a continuación en la imagen de capas en la pared del cañón en Coprates, como las ve Mars Global Surveyor . Debido a su proximidad a la región volcánica de Tharsis, las capas de roca pueden estar formadas por capa tras capa de flujos de lava , probablemente mezclados con depósitos de ceniza volcánica que cayeron del aire después de grandes erupciones. Es probable que los estratos rocosos de las paredes conserven una larga historia geológica de Marte. [16] Las capas oscuras pueden deberse a flujos de lava oscura. El basalto de roca volcánica oscura es común en Marte. Sin embargo, los depósitos de tonos claros pueden ser el resultado de ríos, lagos, cenizas volcánicas o depósitos de arena o polvo arrastrados por el viento. [17] Los Mars Rovers encontraron rocas de tonos claros que contenían sulfatos . Probablemente formados en el agua, los depósitos de sulfato son de gran interés para los científicos porque pueden contener rastros de vida antigua. [18] El instrumento Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) encontró sílice opalina en ciertos estratos a lo largo y dentro del sistema del cañón Valles Marineris. [19] Debido a que a veces se encontraron sulfatos de hierro cerca de la sílice opalina, se cree que los dos depósitos se formaron con un fluido ácido. [20]
Capas del Ganges Chasma , vistas por HiRISE .
Capas en la pared del cañón en Coprates, vistas por Mars Global Surveyor , bajo el Programa de focalización pública del MOC .
Amplia vista de capas en muro de Valles Marineris , según lo visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Primer plano de capas en muro de Valles Marineris, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Parte del muro de Valles Marineris, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de parte de la imagen anterior del muro de Valles Marineris, vista por HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas en el canal al sur de Ius Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano de las capas en el canal al sur de Ius Chasma, como se ve por HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior usando HiView
Capas en Monument Valley. Estos se aceptan como formados, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Capas al oeste de Juventae Chasma , vistas por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter de Orson Welles , visto por HiRISE. Las rocas en capas de tonos claros parecen estar bajo un material de manto oscuro. Las capas pueden ser de arenisca, ceniza volcánica o depósitos en el lecho de un lago.
Corprates Chasma Fault , visto por HiRISE. Las capas en la cara de la roca pueden ser de sedimentos volcánicos, lacustres y / o eólicos depositados en Valles Marineris .
Capas del cráter Ritchey , vistas por HiRISE. La capa de la capa oscura parece ser resistente a la erosión, mientras que la capa intermedia blanca es débil. Haga clic en la imagen para ver más detalles. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Capas de colores claros en Eos Chaos , como las ve HiRISE .
Dos vistas de los depósitos estratificados de Melas Chasma , como los ve HiRISE. La imagen de la izquierda se encuentra al norte de la otra imagen de la derecha. Las imágenes no tienen la misma escala. Haga clic en la imagen para ver los detalles de las capas.
Capas de Tithonium Chasma , vistas por HiRISE.
Capas y dunas oscuras en el suelo de un cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . Es posible que el agua subterránea se haya elevado en el cráter y haya cementado los sedimentos con minerales.
Amplia vista de las capas al sur de Ius Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas al sur de Ius Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la vista amplia anterior.
Vista cercana de las capas al sur de Ius Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de una vista amplia anterior.
Capas cerca de la parte superior de la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas cerca de la parte superior de la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de capas en Louros Valles , vista por HiRISE bajo el programa HiWish Louros Valles es parte del Ius Chasma .
Vista cercana de las capas en Louros Valles, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Hebes Chasma y depósitos hidratados
Es posible que Hebes Chasma, un gran valle cerrado, alguna vez contuviera agua. Allí se han encontrado minerales hidratados. Se cree que manantiales subterráneos de agua subterránea a gran escala en diferentes momentos estallan a la superficie para formar depósitos llamados depósitos de tonos claros (LTD). Algunos sugieren que se pueden encontrar formas de vida presentes o fosilizadas allí porque los depósitos son relativamente jóvenes. [21]
Nirgal Vallis y sapping
Nirgal Vallis es una de las redes de valles más largas de Marte. Es tan grande que se encuentra en más de un cuadrilátero. Los científicos no saben cómo se formaron todos los antiguos valles fluviales. Existe evidencia de que en lugar de lluvia o nieve, el agua que formaba los valles se originó bajo tierra. Un mecanismo que se ha avanzado es el debilitamiento . [22] Al sapear, el suelo simplemente cede cuando sale el agua. La minería es común en algunas áreas desérticas del suroeste de Estados Unidos. Sapping forma nichos y afluentes rechonchos. Estas características son visibles en la imagen siguiente de Nigal Vallis tomada con la Mars Odyssey 's THEMIS .
El agua de Nirgal Vallis contribuyó a una gran inundación que atravesó el borde del cráter Holden y ayudó a formar un lago en el cráter. Se estima que Nirgal Vallis tuvo una descarga de 4800 metros cúbicos / segundo. [23] El agua de Nirgal Vallis estaba confinada en Uzboi Vallis porque el borde del cráter Holden bloqueaba el flujo. En cierto punto, el agua almacenada atravesó el borde de Holden y creó un lago de 200 a 250 m de profundidad. [24] El agua con una profundidad de al menos 50 m entró en Holden a una velocidad de 5 a 10 veces la descarga del río Mississippi. [25] [26] [27] [28] Las terrazas y la presencia de rocas grandes (decenas de metros de diámetro) apoyan estas altas tasas de descarga. [24] [25] [29] [30] [31]
Nirgal Vallis, que corre en dos cuadrángulos, tiene características que se parecen a las causadas por el debilitamiento . Fotografía tomada con THEMIS .
Alivio invertido
Algunas áreas de Marte muestran un relieve invertido , donde las características que alguna vez fueron depresiones, como arroyos, ahora están sobre la superficie. Estos pueden haberse formado cuando materiales, como rocas grandes, se depositaron en áreas bajas y luego se dejaron atrás después de que la erosión (tal vez el viento que no puede mover rocas grandes) eliminó gran parte de las capas superficiales. Otras formas de hacer un relieve invertido podrían ser la lava que fluye por el lecho de un arroyo o materiales cementados por minerales disueltos en agua. En la Tierra, los materiales cementados con sílice son altamente resistentes a todo tipo de fuerzas erosivas. El relieve invertido en forma de arroyos es una prueba más del agua que fluía por la superficie marciana en tiempos pasados. Hay muchos ejemplos de canales invertidos cerca de Juventae Chasma; algunos se muestran en la imagen de Juventae Chasma a continuación. [32] [33] [34]
Canales invertidos cerca de Juventae Chasma , visto por HiRISE. Los canales alguna vez fueron canales de transmisión regulares. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Corrientes invertidas cerca de Juventae Chasma, vistas por Mars Global Surveyor . Estos arroyos comienzan en la cima de una cresta y luego corren juntos.
Vallis
Vallis (plural valles ) es lapalabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrarcaracterísticasde accidentes geográficos en otros planetas.
Vallis se utilizó para los antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando las sondas se enviaron por primera vez a Marte. Los orbitadores vikingos provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte; En muchas áreas se encontraron enormes valles fluviales. Las cámaras de las naves espaciales mostraron que las inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [9] [35] [36]
Su Desher Vallis , vista por HiRISE.
Su primer plano de Desher Vallis, visto por HiRISE.
Cráteres
Cráter que muestra capas y un banco, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista del cráter que muestra dunas oscuras en el piso y barrancos en la pared sur, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de dunas oscuras en el suelo de un cráter, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish. Las dunas están formadas por arena basáltica.
Lassell (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Capas en el cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Líneas de pendiente recurrentes
Las líneas de pendiente recurrente (RSL) son pequeñas rayas oscuras en las pendientes que se alargan en las estaciones cálidas. Pueden ser evidencia de agua líquida. [37] [38] [39]
Amplia vista de parte de Valles Marineris, vista por HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes que se amplían en la siguiente imagen.
Vista cercana en color de las líneas de pendiente recurrentes, como las ve HiRISE en el programa HiWish Las flechas apuntan a algunas de las líneas de pendiente recurrentes
Las líneas de pendiente recurrentes se alargan cuando las pendientes son más cálidas. Cerca del ecuador, el LSR se alarga en las laderas del norte en el verano del norte y en las laderas del sur en el verano del sur.
Otras características en el cuadrilátero Coprates
Imagen en falso color de Candor Chasma que muestra la ubicación de los depósitos de sulfato hidratado , como se ve por THEMIS. Los colores rojos muestran lugares rocosos. Los verdes y azules muestran áreas arenosas y polvorientas.
Canales en la meseta de Candor, como los ve HiRISE. La ubicación es cuadrilátero Coprates. Haga clic en la imagen para ver muchos canales pequeños y ramificados que son una fuerte evidencia de precipitación sostenida.
Canales fluviales de Melas Chasma, vistos por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver canales serpenteantes y ramificados hechos con agua corriente en el pasado.
Canales de ramificación en el piso de Melas Chasma. Imagen tomada con THEMIS.
Ganges Mensa , visto por HiRISE.
Capri Mensa , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las lomas y las capas.
Ophir Chasma Wall, visto por HiRISE.
Ius Chasma , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas.
Capas de suelo Ius Chasma , vistas por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Ius Chasma Mesa, visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Canales cerca del borde de Ius Chasma, visto por HiRISE. El patrón y la alta densidad de estos canales favorecen la precipitación como fuente de agua. La ubicación es cuadrilátero Coprates.
Comederos de Juventae Chasma , visto por HiRISE.
Canales al oeste de Echus Chasma . El patrón fino de los lechos de los arroyos ramificados probablemente se formó a partir del agua que se movía por la superficie. Imagen tomada con THEMIS.
Canales dendríticos en la mesa de Echus Chasma . La imagen tiene 20 millas de ancho. Imagen tomada con THEMIS.
Capas en Echus Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Parte del muro de Valles Marineris, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de parte de la imagen anterior del muro de Valles Marineris, vista por HiRISE bajo el programa HiWish.
Deslizamiento de tierra en un canal al sur de Ius Chasma, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Cortando un surco de arrugas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Manto dependiente de la latitud, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Este material de apariencia suave es rico en hielo y cae del cielo a veces.
Banda, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Chasma
- Características del albedo clásico en Marte
- Geología de Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Lagos en Marte
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Barrancos marcianos
- Programa de focalización pública del MOC
- Nomenclatura planetaria # Marte
- Vallis
- Agua en Marte
Referencias
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enlaces externos
- Volando alrededor de Candor Chasma a una altitud de 100 metros
- Lakes on Mars - Nathalie Cabrol (conversaciones SETI)