El cuadrilátero Diacria 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 noroeste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 180 ° a 240 ° de longitud este (120 ° a 180 ° 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 Diacria también se conoce como MC-2 (Marte Chart-2). [1] El cuadrilátero de Diacria cubre partes de Arcadia Planitia y Amazonis Planitia .
Coordenadas | 47 ° 30'N 150 ° 00'W / 47,5 ° N 150 ° WCoordenadas : 47 ° 30'N 150 ° 00'W / 47,5 ° N 150 ° W |
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Epónimo | Tierras altas de Diacria alrededor de Marathon en Grecia |
Las fronteras sur y norte del cuadrilátero de Diacria 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] El lugar de aterrizaje del módulo de aterrizaje Phoenix (68,22 ° N, 234,25 ° E) se encuentra a unos 186 km al norte del barrio noreste del cuadrilátero Diacria. El paisaje visto por el módulo de aterrizaje Phoenix es probablemente representativo de una gran parte del terreno en el cuadrilátero norte de Diacria.
Origen del nombre
Diacria es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 48 ° N y 190 ° E en Marte. La característica fue nombrada por el astrónomo griego EM Antoniadi en 1930 en honor a Diacria , las tierras altas alrededor de Marathon en el noroeste de Ática , Grecia. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [4]
Fisiografía y geología
El cuadrilátero de Diacria se encuentra en el borde noroeste de la meseta volcánica de Tharsis . Las características topográficas, volcánicas y tectónicas asociadas con los grandes volcanes Olympus Mons (al sur del área del mapa) y Alba Mons (al este del área del mapa) caracterizan las porciones sureste y centro del este del cuadrilátero. Las áreas norte y oeste del cuadrilátero se encuentran en las llanuras de las tierras bajas del norte de Marte y cubren partes de Amazonis Planitia (en el sur), Arcadia Planitia (centro oeste) y Vastitas Borealis (en el norte). El gran cráter Milankovič (118,4 km de diámetro) se encuentra en la parte central norte del cuadrilátero a 54,7 ° N, 213,3 ° E.
Los datos de elevación del instrumento Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) de la nave espacial Mars Global Surveyor muestran que el terreno regional se inclina suavemente hacia el noroeste, con la elevación más alta a unos 3,5 km (3500 m) sobre el datum ("nivel del mar" de Marte) en el flanco occidental del volcán Alba Mons en la parte sureste del cuadrilátero. Los puntos más bajos en el cuadrilátero están a unos 4,5 km por debajo del punto de referencia (-4.500 m) en Vastitas Borealis en la esquina noroeste. [5] El relieve regional es, por tanto, de unos 8 km, pero a escala local, las pendientes son muy poco profundas; la porción de Amazonis Planitia en la parte central sur del cuadrilátero contiene algunos de los terrenos más planos de todo el planeta. [6]
¿Cómo se ve la superficie?
A diferencia de otros lugares visitados en Marte con módulos de aterrizaje ( Viking y Pathfinder ), casi todas las rocas cercanas a Phoenix son pequeñas. Hasta donde alcanza la vista de la cámara, la tierra es plana, pero tiene la forma de polígonos de entre 2 y 3 metros de diámetro y está delimitada por depresiones de 20 a 50 cm de profundidad. Estas formas se deben a que el hielo en el suelo se expande y contrae debido a cambios importantes de temperatura. El microscopio mostró que el suelo en la parte superior de los polígonos está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Además, a diferencia de otros lugares visitados en Marte, el sitio no tiene ondulaciones ni dunas. [7] El hielo está presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos, ya lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad. Las imágenes de la superficie debajo del módulo de aterrizaje parecen mostrar que los cohetes que aterrizaron pueden haber expuesto una capa de hielo. [8] [9] Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, se sublima lentamente . [10] Se observaron algunos remolinos de polvo .
Comparación entre polígonos fotografiados por Phoenix en Marte ...
... y fotografiado (en falso color) desde la órbita de Marte ...
... con suelo estampado en la isla de Devon en el Ártico canadiense , en la Tierra .
Suelo estampado poligonal
El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte. [11] [12] [13] [14] [15] [16] [17] 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. [18] [19] [20] [21]
Flanco occidental de Alba Mons
El flanco occidental del volcán Alba Mons constituye el borde este y sureste del cuadrilátero. En términos de área, Alba Mons (anteriormente, Alba Patera) es la característica volcánica más grande de Marte. El flanco tiene una pendiente muy baja (1 ° o menos) y se caracteriza por flujos de lava y una serie de crestas y canales que irradian hacia afuera. Algunos de los canales tienen un patrón de drenaje que se asemeja al formado por el agua de lluvia en las laderas de los volcanes terrestres. Sin embargo, muchos otros canales en los flancos de Alba Mons estaban claramente formados por el flujo de lava. [22] El flanco occidental del volcán también contiene algunos grabens de tendencia NW-SE ( Cyane Fossae ). Una imagen del Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) muestra bellamente una línea de cráteres sin bordes en Cyane Fossae. Los pozos pueden haberse formado por el colapso de los materiales de la superficie en fracturas abiertas creadas cuando el magma invadió la roca del subsuelo para formar diques . [23]
Cyane Fossae , vista por HiRISE Se puede encontrar más información en Fossa (geología) .
Cráteres de pozo en Cyane Fossae, visto por HiRISE.
Acheron Fossae
Cerca de la esquina sureste del cuadrilátero (37 ° N, 225 ° E) se encuentra un bloque semicircular inclinado hacia el sur de una antigua corteza montañosa con muchos cráteres, que está diseccionado por numerosas depresiones arqueadas ( Acheron Fossae ). Las depresiones son grabens, estructuras que se forman cuando la corteza se mueve hacia abajo entre dos fallas. Los grabens se forman en áreas donde la corteza ha sufrido una tensión extensional. La región de Acheron Fossae está parcialmente cubierta por depósitos volcánicos de Alba Mons en el este, flujos de lava basáltica geológicamente jóvenes o sedimentos en el oeste y sureste, y el terreno desordenado y surcado de Lycus Sulci en el sur. [24]
Cráter disecado Acheron Fossae , visto por HiRISE. Parte del piso erosionado se muestra en la imagen.
Acheron Fossae , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver las rayas oscuras de la pendiente.
Canal en Acheron Fossae, visto por HiRISE en el programa HiWish
Lycus Sulci (Olympus Mons Aureole)
Lycus Sulci (24,6 ° N, 219 ° E) es el nombre que se aplica a la parte noroeste de una característica del terreno más grande que rodea parcialmente a Olympus Mons y se extiende hasta 750 km desde la base del volcán en escudo gigante . Esta característica, llamada aureola de Olympus Mons, consta de varios lóbulos grandes y tiene una textura de superficie ondulada o estriada distintiva. Al este de Olympus Mons, la aureola está parcialmente cubierta por flujos de lava, pero donde está expuesta recibe diferentes nombres ( Gigas Sulci , por ejemplo). El origen de la aureola sigue siendo objeto de debate, pero probablemente se formó por grandes deslizamientos de tierra o láminas de empuje impulsadas por la gravedad que se desprendieron de los bordes del escudo de Olympus Mons. [25]
Pared y piso del cráter en Lycus Sulci , visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El suelo del cráter contiene muchos montículos y crestas. La parte del cuadro se amplía en la siguiente foto.
Primer plano de un montículo y crestas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Características de la superficie de Lycus Sulci , vistas por HiRISE bajo el programa HiWish .
Capas y franjas oscuras de pendiente en Lycus Sulci, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas y franjas oscuras de pendiente en Lycus Sulci, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Erebus Montes
Hacia el oeste de Lycus Sulci, a través de las llanuras planas de Amazonis Planitia, se encuentra una región alargada de terreno irregular llamada Erebus Montes (Montañas Erebus). La región contiene cientos de montículos agrupados o aislados que se elevan de 500 a 1000 m por encima de las llanuras circundantes. La presencia de numerosos cráteres "fantasma" parcialmente llenos en la zona indica que las colinas representan los restos de la antigua corteza montañosa que fue inundada por flujos de lava y (posiblemente) sedimentos aluviales de Tharsis en el sureste y la provincia volcánica de Elysium hasta el oeste. [26]
Arcadia Planitia y Southern Vastitas Borealis
Al norte y al este de los Erebus Montes hay llanuras bajas que caracterizan gran parte del Cuadrángulo de Diacria y del hemisferio norte marciano en general. Las imágenes de las naves espaciales Mariner 9 y Viking de resolución media de la década de 1970 muestran que grandes porciones de Arcadia Planitia tienen una apariencia general moteada (con manchas claras y oscuras). A mayor resolución, los accidentes geográficos suelen consistir en frentes de flujo lobulados; pequeños segmentos de canal; crestas de arrugas ; cráteres de pedestal ; y colinas bajas y aisladas parecidas a volcanes con cráteres en la cima. [27] Las imágenes de MOLA revelan numerosos cráteres grandes y poco enterrados, lo que sugiere que una vieja superficie llena de cráteres se encuentra debajo de una capa de material más joven.
A la resolución de la Cámara Orbital de Marte (MOC) en la nave espacial Mars Global Surveyor (alrededor de varios m por píxel), gran parte de las llanuras del norte tiene una textura claramente punteada y picada que hace que el suelo se parezca a la superficie de una pelota de baloncesto o naranja. corteza. Esta textura probablemente sea causada por un manto de hielo y polvo que cubre el paisaje. Los pequeños huecos y hoyos se formaron cuando el hielo se evaporó (sublimó).
La historia geológica y el origen de las llanuras del norte son complejos y aún no se conocen bien. Muchos de los accidentes geográficos se asemejan a las características periglaciares que se ven en la Tierra, como morrenas , polígonos con cuñas de hielo y pingos . Arcadia Planitia y Vastitas Borealis probablemente consisten en una mezcolanza de antiguos flujos de lava, características relacionadas con el hielo y sedimentos reelaborados de diverso origen. Algunos teorizan que las llanuras del norte alguna vez estuvieron cubiertas por océanos o grandes lagos.
Textura superficial del norte de Arcadia Planitia en alta resolución.
Imagen HiRISE de Scandia Colles. Tenga en cuenta la textura de "baloncesto" causada por la capa de polvo sobre la superficie.
Cráteres expandidos
Los grandes impactos a menudo crean enjambres de pequeños cráteres secundarios a partir de los escombros que son expulsados como consecuencia del impacto. [28] Los estudios de un tipo de cráteres secundarios, llamados cráteres expandidos, nos han dado una idea de los lugares donde puede haber abundante hielo en el suelo. Los cráteres expandidos han perdido sus bordes, esto puede deberse a que cualquier borde que alguna vez estuvo presente se ha derrumbado en el cráter durante la expansión o perdió su hielo si estaba compuesto de hielo. El exceso de hielo (hielo además del que hay en los poros del suelo) está muy extendido en las latitudes medias marcianas, especialmente en Arcadia Planitia . En esta región, hay muchos cráteres secundarios expandidos que probablemente se forman a partir de impactos que desestabilizan una capa subsuperficial de exceso de hielo, que posteriormente se sublima. Con la sublimación, el hielo cambia directamente de una forma sólida a una gaseosa. En el impacto, el exceso de hielo se rompe, lo que aumenta la superficie. El hielo se sublimará mucho más si hay más superficie. Después de que el hielo desaparece en la atmósfera, el material del suelo seco colapsará y hará que el diámetro del cráter se agrande. [29] Los lugares de Marte que muestran cráteres expandidos pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar agua helada.
Vista cercana de los cráteres expandidos, como los ve HiRISE Después del impacto, el hielo abandonó el suelo y agrandó el diámetro del cráter.
Manto dependiente de la latitud
Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra. Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven.
Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra a la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas y luego caen al suelo debido al peso adicional del revestimiento de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [30]
Amplia vista del manto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Hielo expuesto en nuevos cráteres
Un estudio publicado en la revista Science en septiembre de 2009 [31] muestra que algunos cráteres recién formados han excavado hielo de agua limpia justo debajo de la superficie en cinco lugares de Marte. Al poco tiempo, el hielo desaparece y se sublima a la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos metros de profundidad. El hielo se confirmó con el espectrómetro de imágenes compactas ( CRISM ) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). El hielo se encontró en un total de 5 ubicaciones. Una de las ubicaciones (Sitio 5) está en el cuadrilátero de Diacria a aproximadamente 46 ° N, 182 ° E (Arcadia Planitia). [32] [33] [34] Este descubrimiento es significativo porque muestra la presencia de hielo subterráneo en latitudes más al sur de lo esperado y demuestra que los futuros colonos en 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.
Rayas de pendiente oscura
Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes pronunciadas , como las paredes de los cráteres . Parece que las vetas más jóvenes son oscuras y se aclaran con la edad. A menudo comienzan como un pequeño punto estrecho y luego se ensanchan y se extienden cuesta abajo por cientos de metros. Se han adelantado varias ideas para explicar las rachas. Algunos involucran agua , [35] o incluso el crecimiento de organismos . [36] [37] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo porque a intervalos más o menos regulares el polvo sale de la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los rovers de Marte se cubren de polvo. El viento ha salvado la potencia de los Rovers muchas veces, en forma de remolinos de polvo que han despejado los paneles y han aumentado la potencia. Entonces sabemos que el polvo cae de la atmósfera con frecuencia. [38]
En general, se acepta que las rayas representan avalanchas de polvo. Aparecen rayas en áreas cubiertas de polvo. Cuando se quita una fina capa de polvo, la superficie subyacente aparece oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo leve para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se pudo ver nada a través de la tormenta de polvo. [39] [40] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.
La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por chorros de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos fue dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del sitio del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficientemente suelto como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas. [41] [42]
Se pueden ver rayas oscuras en algunas de las imágenes a continuación.
Rayas oscuras en Diacria, como las vio Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública del MOC . Cuando envejecen, las rayas se vuelven más claras.
Acheron Fossae , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver las rayas oscuras de la pendiente
Rayas oscuras jóvenes y viejas, como las ve HiRISE en el programa HiWish .
Pistas del diablo de polvo y polvo
Grandes porciones de la superficie marciana están cubiertas de polvo ocre rojizo brillante. Las partículas de polvo suelen tener un tamaño inferior a 40 micrómetros y están compuestas de minerales de óxido de hierro. [43] Los datos del espectrómetro de emisión térmica (TES) de la nave espacial Mars Global Surveyor han permitido a los científicos planetarios estimar la cantidad de polvo que cubre amplias franjas del planeta. [44] En general, el cuadrilátero de Diacria es extremadamente polvoriento, particularmente en Arcadia Planitia y la región alrededor del flanco de Alba Mons y la aureola de Olympus Mons en la parte sureste del cuadrilátero. En Amazonis Planitia y en la esquina noroeste del cuadrilátero se encuentran algunos parches grandes de capa de polvo relativamente baja. [45]
Muchas áreas de Marte, incluido el cuadrilátero de Diacria, experimentan el paso de gigantes diablos de polvo . Cuando pasa un diablo de polvo, elimina la capa de polvo y expone la superficie oscura subyacente. Se han visto diablos de polvo desde el suelo y desde lo alto desde la órbita. Incluso han quitado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, lo que ha prolongado enormemente sus vidas. [46] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses, en cambio ambos duraron más de seis años, y uno todavía está funcionando. Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [47]
Área central del cráter Milankovic , vista por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver más detalles: dunas oscuras, hermosas huellas del diablo de polvo y rocas (pequeños puntos brillantes).
Depresiones en el cráter Milankovič
Depresiones con paredes rectas al sur, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro indica la parte ampliada en las imágenes siguientes.
Ampliación de la imagen de arriba de la depresión de paredes rectas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que la pared sur es oscura en comparación con la pared norte.
Ampliación adicional de la imagen de arriba, como la ve HiRISE en el programa HiWish.
Las depresiones triangulares visibles en el cráter Milankovič contienen agua helada en la pared recta que mira hacia el polo, según un nuevo estudio. [48] Se encontraron ocho sitios, siendo el cráter Milankovič el único en el hemisferio norte. Este descubrimiento es importante porque el hielo se encuentra a solo uno o dos metros de cobertura. La investigación se llevó a cabo con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). [49] [50] [51] [52] [53]
Las siguientes imágenes son aquellas a las que se hace referencia en este estudio de capas de hielo subterráneas. [54]
Amplia vista de parte del cráter Milankovič , vista por HiRISE bajo el programa HiWish. Muchas depresiones aquí contienen hielo en sus paredes.
Vista cercana de una imagen anterior, como la ve HiRISE en el programa HiWish Se observa la forma triangular de algunas depresiones. El área del cuadro se amplía en las siguientes imágenes.
Vista cercana de la depresión, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas indican dónde hay una capa muy delgada de 1-2 metros sobre lo que se cree que es hielo.
Barrancos
Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos de pendiente descendente asociados , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , ocurren en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene un nicho dendrítico en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, dando a todo el barranco una forma de reloj de arena. [55] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos tallados en las caras de las dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre las características y la aparente interacción con las características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creían que los procesos que excavan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa. Las imágenes a continuación muestran ejemplos de barrancos en el cuadrilátero de Diacria.
Amplia vista del grupo de barrancos, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que parte de esta imagen está ampliada en la siguiente imagen.
Primer plano de los barrancos, visto por 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. [56] [57] 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 . [58] [59] [60] [61] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para tallar todos los canales de 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. [62] [63]
Red de canales, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish. Los ángulos rectos de este canal pueden deberse a fuerzas tectónicas que debilitaron a Ares.
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Red de canales, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Alivio invertido
El relieve invertido , la topografía invertida o la inversión topográfica se refieren a las características del paisaje que han invertido su elevación en relación con otras características. Ocurre con mayor frecuencia cuando las áreas bajas de un paisaje se llenan de lava o sedimento que se endurece y se convierte en material que es más resistente a la erosión que el material que lo rodea. La erosión diferencial luego elimina el material circundante menos resistente, dejando atrás el material resistente más joven, que luego puede aparecer como una cresta donde anteriormente había un valle. Términos como "valle invertido" o "canal invertido" se utilizan para describir tales características. [64] Se ha observado un relieve invertido en las superficies de otros planetas, así como en la Tierra. Por ejemplo, en Marte se han descubierto topografías invertidas bien documentadas . [sesenta y cinco]
Canales de arroyos invertidos en la pendiente del cráter, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Posible sección de flujo invertida, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Terreno cerebral
El terreno cerebral es común en muchos lugares de Marte. Se forma cuando el hielo se sublima a lo largo de las grietas. Las crestas del terreno cerebral pueden contener un núcleo de hielo. Las mediciones de sombras de HiRISE indican que las crestas tienen entre 4 y 5 metros de altura. [66]
Amplia vista del terreno cerebral, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno del cerebro, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana en color del terreno del cerebro, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Otras escenas en el cuadrilátero de Diacria
Crestas que pueden representar fallas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Grietas grandes y pequeñas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Después de que aparece una pequeña grieta, la sublimación a lo largo de las superficies de la grieta aumenta considerablemente el tamaño de la grieta. En otras palabras, el hielo desaparece en el aire (mediante el proceso de sublimación) y luego el viento elimina el polvo.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Racha de pendiente oscura
- Pistas del diablo de polvo
- Cráteres expandidos
- Fossa (geología)
- HiRISE
- Programa HiWish
- Alivio invertido
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Lista de rocas en Marte
- Barrancos marcianos
- Milankovic (cráter marciano)
- Canales de salida
- Redes del valle (Marte)
- Módulo de aterrizaje Phoenix
- Suelo estampado poligonal
- Vulcanismo en Marte
- Agua en Marte
Referencias
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enlaces externos
- Vídeo de alta resolución de Seán Doran de un paso elevado del cráter Domoni (51,7 ° N, 125,6 ° W)
- Chris McKay: Resultados de la misión Phoenix a Marte y sitios análogos en la Tierra