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Eridania cuadrilátero
USGS-Mars-MC-29-EridaniaRegion-mola.png
Mapa del cuadrilátero de Eridania a partir de los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas son rojas y las más bajas son azules.
Coordenadas47 ° 30′S 210 ° 00′W / 47.5 ° S 210 ° W / -47,5; -210 Coordenadas : 47.5 ° S 210 ° W47 ° 30′S 210 ° 00′W /  / -47,5; -210
Imagen del Cuadrángulo de Eridania (MC-29). La región incluye principalmente tierras altas llenas de cráteres. La parte centro-oeste incluye el cráter Kepler .

El cuadrilátero de Eridania 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 de Eridania también se conoce como MC-29 (Mars Chart-29). [1]

El cuadrilátero de Eridania se encuentra entre 30 ° y 65 ° de latitud sur y 180 ° y 240 ° de longitud oeste en el planeta Marte . La mayor parte de la región clásica llamada Terra Cimmeria se encuentra dentro de este cuadrilátero. Parte de los depósitos de Electris , un depósito de tonos claros de 100 a 200 metros de espesor cubre el cuadrilátero de Eridania. [2] Muchas laderas de Eridania contienen barrancos, que se cree que son causados ​​por corrientes de agua.

Barrancos marcianos [ editar ]

El cuadrilátero de Eridania es la ubicación de barrancos que pueden deberse al reciente flujo de agua. 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 laderas que miran hacia todas las direcciones, [3] otros han encontrado que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en las laderas que miran hacia los polos, especialmente desde 30-44 S. [4] [5]

Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [6] 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. [7] [8] 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. [9] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendentepodría haber derretido el hielo en el suelo y hacer 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, suaviza 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. [4] [5] 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]

  • Barranco etiquetado, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Barrancos, barrancos, como los ve HiRISE en el programa HiWish

  • Barrancos en un cráter en Eridania, al norte del gran cráter Kepler. Además, se encuentran presentes características que pueden ser restos de antiguos glaciares . Uno, a la derecha, tiene forma de lengua. Imagen tomada con Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública del MOC .

  • Imagen de HiRISE que muestra barrancos. La barra de escala es de 500 metros. Fotografía tomada con el programa HiWish .

  • Barrancos y capas en manto en una pared, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Primer plano de algunos barrancos de la imagen anterior, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Primer plano de delantal en uno de los barrancos de la imagen anterior. Imagen tomada por HiRISE, bajo el programa HiWish

  • Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Barrancos en dos niveles diferentes en el cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Amplia vista de los barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana del barranco de la imagen anterior, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

  • Amplia vista de los barrancos en un cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana del barranco de la imagen anterior, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

  • Vista cercana del barranco de una imagen anterior, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish Es posible que los glaciares hayan formado crestas curvas antes de que se crearan los barrancos.

  • Cráter con barrancos, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana de la plataforma del barranco que muestra la erosión de los canales, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

  • Vista cercana de barrancos con canales pequeños, como los ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a un canal pequeño en un valle más grande.

  • Cráter con barrancos, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Cráter con barrancos, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Cráter Gasa , visto por CTX Nota: El cráter Gasa es el cráter más pequeño. Se cree que el impacto que creó Gasa ocurrió en un glaciar cubierto de escombros.

  • Barrancos en el cráter de Gasa, visto por HiRISE.

Huellas del diablo de polvo [ editar ]

Muchas áreas de Marte, incluida Eridania, experimentan el paso de gigantes diablos de polvo . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un diablo de polvo, sopla el revestimiento y deja al descubierto la superficie oscura subyacente.

Los remolinos de polvo ocurren cuando el sol calienta el aire cerca de una superficie plana y seca. Luego, el aire caliente se eleva rápidamente a través del aire más frío y comienza a girar mientras avanza. Esta celda giratoria y en movimiento puede recoger polvo y arena y dejar una superficie limpia. [28]

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, extendiendo así enormemente sus vidas. [29] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses, en cambio duraron más de seis años, y uno sigue funcionando después de 8 años. Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [30]

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 y duran al menos 26 minutos. [31]

  • Kepler (cráter marciano) que muestra las huellas del diablo de polvo, visto por Mars Global Surveyor .

  • Patrón de huellas grandes y pequeñas creadas por remolinos de polvo gigantes como lo ve Mars Global Surveyor, bajo el Programa de focalización pública del MOC . La ubicación es 55.11 S y 196.63 W.

Paleomagnetismo [ editar ]

El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió bandas magnéticas en la corteza de Marte, especialmente en los cuadrángulos Phaethontis y Eridania ( Terra Cimmeria y Terra Sirenum ). [32] [33] El magnetómetro del MGS descubrió franjas de 100 km de ancho de corteza magnetizada que corrían aproximadamente paralelas hasta 2000 km. Estas franjas alternan en polaridad con el polo norte magnético de uno apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo norte magnético del siguiente apuntando hacia abajo. [34] Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de tectónica de placas.. Los investigadores creen que estas bandas magnéticas en Marte son evidencia de un período corto y temprano de actividad tectónica de placas. [35] Cuando las rocas se solidificaron, conservaron el magnetismo que existía en ese momento. Se cree que un campo magnético de un planeta es causado por movimientos de fluidos debajo de la superficie. [36] [37] [38]Sin embargo, existen algunas diferencias entre las bandas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, mucho más fuertemente magnetizadas y no parecen extenderse desde una zona de extensión de la corteza media. Debido a que el área que contiene las bandas magnéticas tiene aproximadamente 4 mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo los primeros cientos de millones de años de la vida de Marte, cuando la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber aumentado. sido lo suficientemente alto como para mezclarlo en una dinamo magnética. No hay campos magnéticos cerca de grandes cuencas de impacto como Hellas. El impacto del impacto pudo haber borrado la magnetización remanente en la roca. Por lo tanto, el magnetismo producido por el movimiento temprano de un fluido en el núcleo no habría existido después de los impactos. [39]

Algunos investigadores han propuesto que al principio de su historia, Marte exhibió una forma de tectónica de placas. Hace unos 3.930 millones de años, Marte se convirtió en un planeta de una sola placa con un superpluma debajo de Tharsis. [40] [41] [42]

Cuando la roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo se pierde solo si la roca se calienta posteriormente por encima de una temperatura particular (el punto de Curie, que es de 770 ° C para el hierro). El magnetismo que queda en las rocas es un registro del campo magnético cuando la roca se solidificó. [43]

Dunas [ editar ]

Las dunas, incluidas las granjas, están presentes en el cuadrilátero de Eridania y algunas imágenes a continuación. Cuando hay condiciones perfectas para producir dunas de arena, viento constante en una dirección y suficiente arena, se forma una duna de arena barchan. Los graneros tienen una pendiente suave en el lado del viento y una pendiente mucho más pronunciada en el lado de sotavento, donde a menudo se forman cuernos o una muesca. [44] Puede parecer que toda la duna se mueve con el viento. Observar las dunas de Marte puede decirnos qué tan fuertes son los vientos, así como su dirección. Si se toman fotografías a intervalos regulares, se pueden ver cambios en las dunas o posiblemente ondas en la superficie de la duna. En Marte, las dunas suelen ser de color oscuro porque se formaron a partir del basalto de roca volcánica común. En el ambiente seco, los minerales oscuros del basalto, como el olivino y el piroxeno, no se descomponen como lo hacen en la Tierra. Aunque es raro, se encuentra algo de arena oscura en Hawai, que también tiene muchos volcanes que descargan basalto. Barchan es un término ruso porque este tipo de duna se vio por primera vez en las regiones desérticas de Turkestán. [45]Parte del viento en Marte se crea cuando el hielo seco en los polos se calienta en la primavera. En ese momento, el dióxido de carbono sólido (hielo seco) se sublima o cambia directamente a un gas y se precipita a altas velocidades. Cada año marciano, el 30% del dióxido de carbono en la atmósfera se congela y cubre el polo que está experimentando el invierno, por lo que existe un gran potencial para vientos fuertes. [46]

  • Cráter Huggins , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dunas y huellas del diablo de polvo en el suelo del cráter Huggins, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las rayas oscuras en las dunas son huellas del diablo de polvo. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Huggins.

  • Cráter Hadley , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dunas en el suelo del cráter Hadley, vistas por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Hadley.

  • Dunas oscuras, como las ve HiRISE en el programa HiWish . Las dunas oscuras están compuestas por basalto de roca ígnea . El cuadro oscuro en el centro de la foto muestra el área ampliada en la siguiente imagen. La escala tiene 500 metros de largo.

  • Cerca de dunas oscuras, como las ve HiRISE en el programa HiWish . La imagen tiene poco más de 1 km en su dimensión más larga. La ubicación de esta imagen se muestra en la imagen anterior.

  • Dunes, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Eridania.

  • Dunas en el suelo del cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish

  • Amplia vista de las dunas cerca de los cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish

  • Vista cercana de las dunas cerca del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana a color de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish

Características glaciales [ editar ]

Se cree que los glaciares , definidos libremente 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. [47] [48] [ página necesaria ] 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. [47] [49] [50] [51] [52] [53] [54] [55] [56]

Artículo principal: Glaciares en Marte

  • Características glaciales en el cráter Arrhenius, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . Las flechas apuntan a viejos glaciares.

  • Cráter Cruls , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Las flechas indican glaciares antiguos.

  • Viejos glaciares en el cráter Cruls, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Glaciar pie de elefante del lago Romer en el Ártico de la Tierra, visto por Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características de Marte que se cree que también son glaciares.

  • Flujo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

Lago [ editar ]

Véase también: Lagos en Marte

Se cree que la cuenca de Eridania, ubicada cerca de 180 E y 30 Sur, contenía un gran lago con una profundidad de 1 km en algunos lugares. [57] La cuenca está compuesta por un grupo de cuencas de impacto topográficamente conectadas y erosionadas. Se ha estimado que el lago tiene una superficie de 3.000.000 de kilómetros cuadrados. El agua de este lago entró en Ma'adim Vallis, que comienza en el límite norte del lago. [58] Está rodeado por redes de valles que terminan en la misma elevación, lo que sugiere que desembocaron en un lago. [59] En la zona se han detectado minerales arcillosos ricos en magnesio y sílice opalina. [60] Estos minerales son consistentes con la presencia de un gran lago. [58]

  • Mapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene aproximadamente 530 millas de ancho.

  • Características alrededor del mar de Eridania etiquetadas

La región de este lago muestra una fuerte evidencia de magnetismo antiguo en Marte. [61] Se ha sugerido que la corteza se separó aquí, como en los límites de las placas de la Tierra. Hay altos niveles de potasio en el área que pueden indicar una fuente profunda del manto de vulcanismo o cambios importantes en la corteza. [62] [63] [64]

Investigaciones posteriores con CRISM encontraron depósitos gruesos, de más de 400 metros de espesor, que contenían los minerales saponita , talco-saponita, mica rica en Fe (por ejemplo, glauconita - nontronita ), Fe- y Mg-serpentina, Mg-Fe-Ca- carbonato y probable sulfuro de Fe . El sulfuro de Fe probablemente se formó en aguas profundas a partir de agua calentada por volcanes . Los análisis del Mars Reconnaissance Orbiter proporcionaron evidencia de antiguos depósitos hidrotermales del fondo marino en la cuenca de Eridania, lo que sugiere que los respiraderos hidrotermales bombeaban agua cargada de minerales directamente en este antiguo lago marciano. [65] [66]

  • Depósitos de cuenca profunda del fondo del mar de Eridania. Las mesas en el suelo están ahí porque estaban protegidas contra la erosión intensa por la capa profunda de agua / hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden provenir de depósitos hidrotermales del fondo marino. La vida puede haberse originado en este mar.

  • Diagrama que muestra cómo la actividad volcánica puede haber causado la deposición de minerales en el suelo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.

Cráteres [ editar ]

  • El cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish, también son visibles las huellas del diablo de polvo.

  • Fondo del cráter con la forma de una cara extraña, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro indica dónde se encuentra la siguiente imagen.

  • Primer plano de una parte de la pared de un cráter indicado en la foto anterior. Parece haber ranuras en la pared. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Superficie en el suelo del cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Cráter Arrhenius, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Wells Crater , visto por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Las huellas del diablo de polvo a lo largo del borde del cráter Wells, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Wells.

  • Lado oeste del cráter Rossby , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Barrancos en el cráter Rossby, vistos por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del lado oeste del cráter Rossby.

  • Cráter Martz , visto por CTXcamera (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Barrancos en el montículo central del cráter Martz, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: Esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Martz.

  • Cráter Campbell , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Huellas del diablo de polvo , vistas por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Campbell.

  • Cráter Haldane , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las partes oscuras del suelo son dunas.

  • Cráter Vinogradsky , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Cráter sacerdotal , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

Manto dependiente de la latitud [ editar ]

Gran parte de la superficie marciana está cubierta por una gruesa capa de manto rica en hielo que ha caído del cielo varias veces en el pasado. [67] [68] [69] En algunos lugares, varias capas son visibles en el manto. [70] Algunas superficies en Eridania están cubiertas con esta unidad de manto rica en hielo. En algunos lugares, la superficie muestra una textura picada o disecada; estas texturas sugieren material que alguna vez contuvo hielo que desde entonces ha desaparecido permitiendo que el suelo restante colapse en el subsuelo. [71]

  • Capas de manto, como las ve HiRISE en el programa HiWish

  • Vista cercana de los lugares cubiertos y no cubiertos por la capa de manto que cae del cielo cuando cambia el clima.

  • Amplia vista del cráter con regiones de manto dependiente de la latitud, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Vista cercana del cráter con regiones del manto dependiente de la latitud, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

Canales [ editar ]

Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de Marte. [72] [73] 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 . [74] [75] [76] [77] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar 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. [78] [79]

  • Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Corte de canal a través del canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. El canal y el canal están etiquetados.

  • Canal en el suelo del cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Canal, visto por 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

  • Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish

  • Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish Estos canales parecen desaparecer en el momento. Pueden estar bajo tierra por un tiempo.

  • Canal en el suelo de un valle, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. El pequeño canal puede haberse formado en algún momento después del valle más grande; por lo tanto, el agua pudo haber estado aquí más de una vez.

Otras características en el cuadrilátero de Eridania [ editar ]

  • Mapa del cuadrilátero de Eridania, con los principales cráteres.

  • Ariadne Colles Chaos, vista por HiRISE . La imagen original muestra muchos detalles interesantes. La barra de escala tiene 500 metros de largo.

  • Hummocks en Ariadness Colles, visto por HiRISE. La imagen de la derecha es una ampliación de una parte de la otra imagen.

  • Fondo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish . La superficie rugosa fue producida por el hielo que dejó el suelo. El cráter ha acumulado mucho hielo que está cubierto por rocas y tierra.

  • El suelo del cráter muestra el terreno del cerebro, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Crestas expuestas debajo de una capa oscura, como las ve HiRISE en el programa HiWish

  • Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Archivo: ESP 055104 1385pyramid.jpg | Característica en capas en un cráter, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

Otros cuadrángulos de Marte [ editar ]

Mapa interactivo de Marte [ editar ]

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clicMapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el mouse sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica las elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojos+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares .
(Ver también: mapa Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Ver también [ editar ]

  • Barchan
  • Pistas del diablo de polvo
  • Lago Eridania
  • Eridania Planitia
  • Glaciares
  • Glaciares en Marte
  • HiRISE
  • Manto dependiente de la latitud
  • Lagos en Marte
  • Barrancos marcianos
  • Programa de focalización pública del MOC

Referencias [ editar ]

  1. ^ 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.
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Lectura adicional [ editar ]

  • Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. El Informe Planetario: 34, 1, 8-14
  • Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios. Springer Praxis Books / Ciencias geofísicas.

Enlaces externos [ editar ]

  • Revisión general de muchas de las teorías sobre el origen de los barrancos.
  • Buen repaso de la historia del descubrimiento de barrancos.
  • Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
vtmiCuadrángulos en Marte
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(características)
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(características)		MC-07 Cebrenia
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(características)		MC-09 Tharsis
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(características)		MC-11 Oxia Palus
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(características)		MC-13 Syrtis Major
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