Deuteronilus Mensae es una región en Marte 937 kilometros a través y centrada a 43,9 ° N 337.4 ° W . Cubre 344 ° –325 ° Oeste y 40 ° –48 ° Norte. [1] La región de Deuteronilus se encuentra justo al norte de Arabia Terra y está incluida en el cuadrilátero de Ismenius Lacus . Está a lo largo del límite de dicotomía, es decir, entre las antiguas tierras altas del sur, llenas de cráteres y las llanuras bajas del hemisferio norte. La región contiene un terreno irregular de cima plana que puede haber sido formado por glaciares en algún momento del pasado. Deuteronilus Mensae está al oeste inmediato de Protonilus Mensae e Ismeniae Fossae . [2] [3] Glaciares43 ° 54'N 337 ° 24'W / persisten en la región en los tiempos modernos, y se estima que al menos un glaciar se formó hace entre 100.000 y 10.000 años. [4] La evidencia reciente del radar del Mars Reconnaissance Orbiter ha demostrado que algunas partes de Deuteronilus Mensae contienen hielo. [5] [6] [7]
Coordenadas | 43 ° 54'N 337 ° 24'W / 43,9 ° N 337,4 ° WCoordenadas : 43 ° 54'N 337 ° 24'W / 43,9 ° N 337,4 ° W |
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Fuente de hielo
Ahora se cree ampliamente que el hielo se acumuló en muchas áreas de Marte, incluido Deuteronilus Mensae, cuando la inclinación orbital del planeta era muy diferente a la actual (el eje de Marte tiene una considerable "oscilación", lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo). [8] [9] [10] Hace unos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de los 25 grados actuales. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos lunas diminutas no pueden estabilizarlo, como lo hace nuestra luna relativamente grande con la Tierra.
Se cree que muchas características de Marte, incluido Deuteronilus Mensae, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. A veces, la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados [11] [12] Los grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.
Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus actuales 25 grados, el hielo ya no es estable en los polos. [13] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad de la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [14] [15] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [16] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo. [17] [18] El depósito de retardo cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [19] Tenga en cuenta que la capa de manto de la superficie lisa probablemente representa sólo material relativamente reciente.
Suelo estampado poligonal
El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte. [20] [21] [22] [23] [24] [25] [26] Se cree comúnmente que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar agua helada. El suelo modelado se forma en una capa de manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [27] [28] [29] [30]
Polígonos de centro alto, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish La imagen es de la parte superior de un delantal de escombros en Deuteronilus Mensae.
Primer plano de un campo de polígonos de centro alto con escala, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Nota: el recuadro negro es del tamaño de un campo de fútbol.
Primer plano de los polígonos del centro alto vistos por HiRISE en el programa HiWish Nota: el recuadro negro es del tamaño de un campo de fútbol.
Primer plano de los polígonos de centro alto vistos por HiRISE bajo el programa HiWish Los valles entre polígonos son fácilmente visibles en esta vista.
polígonos de centro alto vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Unidad de llanuras superiores
En las latitudes medias de Marte se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado unidad de las llanuras superiores . Primero investigado en la región de Deuteronilus Mensae, pero también ocurre en otros lugares. Los remanentes consisten en conjuntos de capas de inmersión en cráteres y mesetas. [31] Los conjuntos de capas de inmersión pueden ser de varios tamaños y formas; algunos parecen pirámides aztecas de América Central.
Grupo de pequeños conjuntos de capas de inmersión, como se ve por HiRISE en el programa HiWish
Esta unidad también se degrada en terreno cerebral . El terreno del cerebro es una región de crestas en forma de laberinto de 3-5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos.
Características en capas y terreno cerebral, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La unidad de las llanuras superiores a menudo se transforma en terreno cerebral.
Algunas regiones de la unidad de llanuras superiores presentan grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; estas regiones se denominan llanuras superiores acanaladas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas debidas a tensiones. Se sugiere el estrés para iniciar el proceso de fractura, ya que las planicies superiores acanaladas son comunes cuando los delantales de escombros se juntan o cerca del borde de los delantales de escombros; tales sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, más hielo en el material se sublima en la delgada atmósfera del planeta. Eventualmente, las pequeñas grietas se convierten en grandes cañones o depresiones.
Material liso superior acanalado bien desarrollado. Estos comienzan con pequeñas grietas que se expanden a medida que el hielo se sublima de las superficies de la grieta. La foto fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Capas de inmersión, como las ve HiRISE en el programa HiWish Además, el material Ribbed Upper llanuras es visible en la parte superior derecha de la imagen. Se está formando a partir de la unidad de las llanuras superiores y, a su vez, se está erosionando en el terreno del cerebro.
Vista de grietas por tensión y grietas más grandes que se han agrandado por sublimación (el hielo se convierte directamente en gas). Este puede ser el comienzo de un terreno estriado.
Evolución del terreno estriado a partir de grietas por tensión: las grietas a la izquierda eventualmente se agrandarán y se convertirán en un terreno estriado hacia el lado derecho de la imagen, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Característica en capas en Red Rocks Park, Colorado. Este tiene un origen diferente al de Marte, pero tiene una forma similar. Las características de la región de Red Rocks fueron causadas por el levantamiento de montañas.
Las pequeñas grietas a menudo contienen pequeños hoyos y cadenas de hoyos; se cree que se deben a la sublimación (transición de fase) del hielo en el suelo. [32] [33] Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas con hielo que está protegido por una capa de polvo y otro material de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie nueva expondrá el hielo a la fina atmósfera. [34] [35] En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la atmósfera fría y delgada en un proceso llamado sublimación (transición de fase) . El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte se ha observado sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos pocos días. [36] [37] Además, HiRISE ha visto cráteres frescos con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo. [38]
Los grupos del tamaño de una matriz de material brillante en la trinchera ampliada "Dodo-Ricitos de oro" desaparecieron en el transcurso de cuatro días, lo que implica que estaban compuestos de hielo que se sublimó después de la exposición. [37]
Versiones en color de las fotos que muestran sublimación de hielo, con la esquina inferior izquierda de la trinchera ampliada en las inserciones en la parte superior derecha de las imágenes.
Se cree que la unidad de las llanuras superiores cayó del cielo. Cubre varias superficies, como si cayera uniformemente. Como es el caso de otros depósitos del manto, la unidad de las llanuras superiores tiene capas, es de grano fino y es rica en hielo. Está muy extendido; no parece tener una fuente puntual. La apariencia de la superficie de algunas regiones de Marte se debe a cómo esta unidad se ha degradado. Es una de las principales causas de la apariencia superficial de los delantales de escombros lobulados . [33] Se cree que las capas de la unidad de manto de las llanuras superiores y otras unidades de manto son causadas por cambios importantes en el clima del planeta. Los modelos predicen que la oblicuidad o inclinación del eje de rotación ha variado desde sus actuales 25 grados hasta quizás más de 80 grados a lo largo del tiempo geológico. Los períodos de alta inclinación harán que el hielo en los casquetes polares se redistribuya y cambie la cantidad de polvo en la atmósfera. [39] [40] [41]
Otras imagenes
Deuteronilus Mensae el 14 de marzo de 2005
Deuteronilus Mensae, visto por Mars Global Surveyor .
Crestas de Deuteronilus Mensae que sugieren movimiento de depósitos, como lo ve THEMIS.
Pequeños valles en la pared de un cráter en Deuteronilus Mensae, visto por THEMIS.
Terreno agitado en el cuadrilátero de Deuteronilus Mensae e Ismenius Lacus que muestra valles y acantilados de piso plano. Foto tomada con Mars Orbiter Camera (MOC) en el Mars Global Surveyor .
Ampliación de la foto de la izquierda que muestra un acantilado. Foto tomada con una cámara de alta resolución de Mars Global Surveyor (MGS).
CTX Imagen de contexto de Deuteronilus Mensae que muestra la ubicación de las dos imágenes siguientes.
Terreno erosionado en Deuteronilus Mensae, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish .
Otra vista del terreno erosionado en Deuteronilus Mensae, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish.
Imagen de contexto CTX que muestra la ubicación de las dos imágenes HiRISE siguientes. La ubicación es el cuadrilátero de Ismenius Lacus .
Posible morrena al final de un glaciar pasado en un montículo en Deuteronilus Mensae, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish. La ubicación de esta imagen es el cuadro etiquetado A en la imagen anterior.
Superficie compleja alrededor del montículo en Deuteronilus Mensae, vista por HiRISE, bajo el programa HiWish. La ubicación de esta imagen está en el cuadro negro con la etiqueta B en la imagen CTX de arriba.
Terreno excavado en Deuteronilus Mensae, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Gran grupo de grietas concéntricas, como las ve HiRISE, bajo el programa HiWish.
Ver también
- Geología de Marte
- glaciar
- Glaciares en Marte
- Cuadrilátero de Ismenius Lacus
- Dicotomía marciana
- Nilosyrtis Mensae
- Protonilus Mensae
Referencias
- ^ Patrick Moore; Garry Hunt (1997). El atlas del sistema solar . Canciller. ISBN 978-0-7537-0014-3.
- ^ Baker, M. et al. 2010. Patrones de flujo de las plataformas de escombros lobulados y el relleno de valles alineados al norte de Ismeniae Fossae, Marte: evidencia de una extensa glaciación en latitudes medias en la Amazonía tardía. Ícaro: 207. 186-209.
- ^ http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMBS5V681F_0.html
- ^ Rincon, Paul (19 de diciembre de 2007). " ' Glaciar activo encontrado' en Marte" . BBC News .
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_009535_2240
- ^ http://news.discovery.com/space/mars-ice-sheet-climate.html
- ^ Plaut, J., A. Safaeinili ,, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Evidencia de radar de hielo en delantales de escombros lobulados en las latitudes medias del norte de Marte. Geophys. Res. Letón. 36. doi: 10.1029 / 2008GL036379.
- ^ Madeleine, J. et al. 2007. Marte: un escenario climático propuesto para la glaciación de latitudes medias del norte. Planeta lunar. Sci. 38. Resumen 1778.
- ^ Madeleine, J. et al. 2009. Glaciación de latitudes medias del norte del Amazonas en Marte: un escenario climático propuesto. Ícaro: 203. 300–405.
- ^ Mischna, M. et al. 2003. Sobre el forzamiento orbital del agua marciana y los ciclos del CO2: un estudio de modelo de circulación general con esquemas volátiles simplificados. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
- ^ Touma J. y J. Wisdom. 1993. La oblicuidad caótica de Marte. Science 259, 1294-1297.
- ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard y P. Robutel. 2004. Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte. Ícaro 170, 343–364.
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identificación de polígonos de grietas de contracción térmica de tipo sublimación en el sitio de aterrizaje propuesto por la NASA en Phoenix: Implicaciones para las propiedades del sustrato y la evolución morfológica impulsada por el clima. Geophys. Res. Letón. 35. doi: 10.1029 / 2007GL032813.
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polígonos de grietas por contracción térmica en Marte: clasificación, distribución e implicaciones climáticas de las observaciones de HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
- ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo . 2011. Evolución del paisaje en regiones de latitudes medias de Marte: conocimientos de accidentes geográficos periglaciares análogos en Svalbard. En: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Geomorfología marciana. Sociedad Geológica, Londres. Publicaciones especiales: 356. 111–131
- ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard y P. Robutel. 2004. Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte. Ícaro 170, 343–364.
- ↑ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. La distribución y comportamiento del hielo terrestre marciano durante épocas pasadas y presentes. J. Geophys. Res. 100, 11781-11799.
- ^ Schorghofer, N., 2007. Dinámica de las edades de hielo en Marte. Nature 449, 192-194.
- ^ Madeleine, J., F. Olvídese, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Explorando la glaciación de latitudes medias del norte con un modelo de circulación general. En: Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Resumen 3096.
- ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
- ^ Kostama, V.-P., M. Kreslavsky, Head, J. 2006. Manto helado de alta latitud reciente en las llanuras del norte de Marte: características y edades de emplazamiento. Geophys. Res. Letón. 33 (L11201). doi: 10.1029 / 2006GL025946. K>
- ^ Malin, M., Edgett, K. 2001. Cámara Mars Orbiter de Mars Global Surveyor: crucero interplanetario a través de la misión principal. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429-23540.
- ^ Milliken, R., et al. 2003. Características de flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones de imágenes de alta resolución de la Mars Orbiter Camera (MOC). J. Geophys. Res. 108 (E6). doi: 10.1029 / 2002JE002005.
- ^ Mangold, N. 2005. Motivos con patrones de alta latitud en Marte: clasificación, distribución y control climático. Ícaro 174, 336–359.
- ^ Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Rugosidad a escala de kilómetros en Marte: resultados del análisis de datos MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
- ^ Seibert, N., J. Kargel. 2001. Terreno poligonal marciano a pequeña escala: Implicaciones para el agua superficial líquida. Geophys. Res. Letón. 28 (5), 899–902. S
- ^ Hecht, M. 2002. Metaestabilidad del agua en Marte. Ícaro 156, 373–386
- ^ Mostaza, J., et al. 2001. Evidencia del cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo subterráneo joven cercano a la superficie. Nature 412 (6845), 411–414.
- ^ Kreslavsky, MA, Head, JW, 2002. Manto de superficie reciente de alta latitud en Marte: Nuevos resultados de MOLA y MOC. Sociedad Geofísica Europea XXVII, Niza.
- ^ Cabeza, JW, Mostaza, JF, Kreslavsky, MA, Milliken, RE, Marchant, DR, 2003. Edad de hielo reciente en Marte. Nature 426 (6968), 797–802.
- ^ Carr, M. 2001. Observaciones de Mars Global Surveyor del terreno con trastes marcianos. J. Geophys. Res. 106, 23571-23593.
- ^ Morgenstern, A., et al. 2007
- ^ a b Baker, D., J. Head. 2015. Extenso manto amazónico medio de delantales de escombros y llanuras en Deuteronilus Mensae, Marte: Implicación para el registro de glaciación en latitudes medias. Ícaro: 260, 269–288.
- ^ Mangold, N. 2003. Análisis geomórfico de delantales de escombros lobulados en Marte a escala de Mars Orbiter Camera: Evidencia de sublimación de hielo iniciada por fracturas. J. Geophys. Res. 108, 8021.
- ^ Levy, J. et al. 2009. Concéntrico
- ^ Trozos brillantes en el sitio de Phoenix Lander en Marte deben haber sido hielo - Comunicado de prensa oficial de la NASA (19.06.2008)
- ^ a b http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080619.html
- ^ Byrne, S. et al. 2009. Distribución de hielo terrestre de latitud media en Marte a partir de nuevos cráteres de impacto: 329.1674–1676
- ^ Jefe, J. et al. 2003.
- ^ Madeleine, et al. 2014.
- ^ Schon, et al. 2009. Una edad de hielo reciente en Marte: evidencia de oscilaciones climáticas de capas regionales en depósitos de manto de latitudes medias. Geophys. Res. Letón. 36, L15202.
enlaces externos
- Vistas de Deuteronilus Mensae en Marte desde Mars Express
- Escarpes en Deuteronilus Mensae de HiRISE
- Jeffrey Plaut - Subsurface Ice - 21a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte