Henry es un gran cráter en el cuadrilátero Arabia de Marte . Tiene 171 kilómetros (106 millas) de diámetro y lleva el nombre de los hermanos Paul Henry y Prosper Henry , ambos fabricantes de telescopios y astrónomos franceses. [1]
![]() Ubicación del cráter Henry | |
Planeta | Marte |
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Región | Cuadrilátero de Arabia |
Coordenadas | 10 ° 54'N 23 ° 18'E / 10,9 ° N 23,3 ° ECoordenadas : 10 ° 54'N 23 ° 18'E / 10,9 ° N 23,3 ° E |
Cuadrilátero | Cuadrilátero de Arabia |
Diámetro | 171 kilometros |
Epónimo | Paul Henry y Prosper Henry |
El cráter Arago está al este de Henry, el cráter Barth al sureste y el cráter Pasteur al norte.
Capas
El cráter Henry tiene un gran montículo en su centro que muestra capas en ciertas partes. [2] Las capas pueden tener un grosor de unos pocos metros o decenas de metros. Investigaciones recientes sobre estas capas realizadas por científicos del Instituto de Tecnología de California (Caltech) sugieren que el antiguo cambio climático en Marte causado por la variación regular en la inclinación del planeta o la oblicuidad puede haber causado los patrones en las capas. En la Tierra, cambios similares (forzamiento astronómico) del clima dan como resultado ciclos de glaciaciones.
En un estudio reciente de capas en cráteres en el oeste de Arabia Terra, se aprendió mucho sobre las capas. Cada capa puede promediar menos de 4 metros en un cráter, pero 20 metros en otro. Aunque los cráteres en este estudio están justo fuera del límite del cuadrilátero de Arabia, los hallazgos probablemente también se aplicarían al cuadrilátero de Arabia. El patrón de capas dentro de capas medidas en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de aproximadamente 100.000 años. Además, cada 10 capas se agruparon en unidades más grandes. El patrón de 10 capas se repite al menos 10 veces. Entonces, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse.
Se cree que el patrón regular de capas en Arabia Terra está conectado con la forma regular en que cambia el eje de rotación de Marte. La inclinación del eje de la Tierra cambia solo un poco más de 2 grados. En contraste, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Cuando la inclinación (u oblicuidad) es baja, los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el sol se encuentra cerca del ecuador todo el tiempo. Esto podría hacer que los gases en la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono, migren hacia los polos, donde quedarían encerrados como hielo. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar, lo que hace que esos materiales se alejen. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que puede causar una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Además, con más agua en la atmósfera, los granos de arena pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio se realizó utilizando mapas topográficos estéreo obtenidos mediante el procesamiento de datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [3]
Otro grupo de investigadores propuso que el agua subterránea con minerales disueltos saliera a la superficie en cráteres y ayudó a formar capas al agregar minerales (especialmente sulfato) y cementar sedimentos. Esta hipótesis está respaldada por un modelo de aguas subterráneas y por sulfatos descubiertos en una amplia zona. [4] [5] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con Opportunity Rover , los científicos descubrieron que el agua subterránea había subido y depositado sulfatos repetidamente. [6] [7] [8] [9] [10] Estudios posteriores con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron que existen los mismos tipos de materiales en una gran área que incluía Arabia. [11] En este modelo, las capas en el montículo de Henry serían causadas en parte por sedimentos que se mueven hacia el cráter y en parte por minerales que se elevan con el agua subterránea y se depositan.
Vista oblicua del Viking Orbiter 1 del cráter Henry (parte inferior izquierda), el cráter Barth (parte inferior derecha) y el cráter Arago (parte superior derecha)
Montículo del cráter Henry, visto por HiRISE
Mapa MOLA , que muestra el cráter Henry y otros cráteres cercanos. Los colores indican elevaciones.
Ver también
Referencias
- ^ "Henry" . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Programa de investigación en astrogeología del USGS.
- ^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.) 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM
- ^ http://www.spaceref.com:80/news/viewpr.html.pid=27101 [ enlace muerto permanente ]
- ^ Andrews-Hanna, JC, RJ Phillips y MT Zuber (2007), Meridiani Planum y la hidrología global de Marte, Nature , 446, 163-166, doi : 10.1038 / nature05594 .
- ^ Andrews-Hanna, JC, MT Zuber, RE Arvidson y SM Wiseman (2010), Hidrología temprana de Marte: depósitos de Meridiani playa y el registro sedimentario de Arabia Terra, J. Geophys. Res., 115, E06002, doi : 10.1029 / 2009JE003485 .
- ^ "Opportunity Rover encuentra pruebas sólidas de que Meridiani Planum estaba mojado" . Consultado el 8 de julio de 2006 .
- ^ Grotzinger, JP y col. (2005), Estratigrafía y sedimentología de un sistema de depósito eólico seco a húmedo, Formación Burns, Meridiani Planum, Marte, Planeta Tierra. Sci. Lett., 240, 11–72, doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.039
- ^ McLennan, SM y col. (2005), Procedencia y diagénesis de la formación Burns, portadora de evaporitas, Meridiani Planum, Marte, Planeta Tierra. Sci. Lett., 240, 95–121, doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.041
- ^ Squyres, SW y AH Knoll (2005), Rocas sedimentarias en Meridiani Planum: Origen, diagénesis e implicaciones para la vida en Marte, Planeta Tierra. Sci. Lett., 240, 1–10, doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.038 .
- ^ Squyres, SW, et al. (2006), Dos años en Meridiani Planum: Resultados del rover Opportunity, Science , 313, 1403–1407, doi : 10.1126 / science .
- ^ M. Wiseman, JC Andrews-Hanna, RE Arvidson, JF Mustard, KJ Zabrusky DISTRIBUCIÓN DE SULFATOS HIDRATADOS A TRAVÉS DE ARABIA TERRA USANDO DATOS DE CRISM: IMPLICACIONES PARA LA HIDROLOGÍA MARTIANA. 42a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2011) 2133.pdf