Ius Chasma es un gran cañón en el cuadrilátero Coprates de Marte a 7 ° de latitud sur y 85,8 ° de longitud oeste. Tiene aproximadamente 938 km de largo y recibió su nombre de un elemento clásico del albedo. [1]
Coordenadas | 7 ° 00′S 85 ° 48′W / 7 ° S 85,8 ° WCoordenadas : 7 ° 00′S 85 ° 48′W / 7 ° S 85,8 ° W |
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Sistema de cañones Valles Marineris
Ius Chasma es una parte importante de Valles Marineris , el sistema de cañones más grande del sistema solar; este gran cañón atravesaría casi todo Estados Unidos. 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 e Ius Chasma en el sur. En el medio del sistema hay 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. Los cañones son profundos y largos. En algunos lugares tienen entre 8 y 10 kilómetros de profundidad. (A modo de comparación, el Gran Cañón de la Tierra tiene solo 1,6 kilómetros de profundidad. [2] )
Capas
Las imágenes de rocas en las paredes del cañón casi siempre muestran capas. Algunas capas parecen más resistentes que otras. En la imagen de abajo de las capas de Ganges Chasma, como las ve HiRISE, se puede ver que los depósitos superiores de tonos claros se están erosionando 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. 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. [3] 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. [4] 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. [5]
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.
Ius Chasma del Mars Reconnaissance Orbiter
Precipitación sostenida
La investigación, en la edición de enero de 2010 de Icarus, describió una fuerte evidencia de precipitación sostenida en el área alrededor de Ius Chasma. [6] Los tipos de minerales que existen están asociados con el agua. Además, la alta densidad de pequeños canales ramificados indica una gran cantidad de precipitación porque son similares a los canales de corrientes de la Tierra.
Muchos lugares de Marte muestran canales de diferentes tamaños. Puede haber varios orígenes para el agua que produjo canales. En algunos lugares, parece que la minería estuvo involucrada. Aquí alrededor de Ius Chasma, hay evidencia de precipitación. Si esto es cierto, es posible que los modelos climáticos deban modificarse porque algunos modelos muestran que Marte pudo haber estado demasiado frío para mucha agua líquida. [7] [8] Muchos de estos canales probablemente transportaban agua, al menos durante un tiempo. El clima de Marte ha experimentado ciclos. [9] Se sabe desde hace algún tiempo que Marte sufre muchos cambios grandes en su inclinación u oblicuidad porque sus dos pequeñas lunas carecen de la gravedad para estabilizarla, ya que nuestra luna estabiliza la Tierra; en ocasiones, la inclinación de Marte ha sido incluso superior a 80 grados [10] [11]
Referencias
- ^ "Nombres planetarios: Bienvenidos" . planetarynames.wr.usgs.gov . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ Kieffer, Hugh H. (octubre de 1992). Marte: Mapas . ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ "Deslizamientos de tierra y escombros en Coprates Chasma - Mars Odyssey Mission THEMIS" . themis.mars.asu.edu . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ "Capas de tonos claros en Eos Chaos" . HiRISE . Universidad de Arizona. 20 de septiembre de 2007 . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ "Estratigrafía expuesta en Ius Chasma" . HiRISE . Universidad de Arizona. 26 de febrero de 2008 . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ Weitz, CM; Milliken, RE; Grant, JA; McEwen, AS; Williams, RME; Bishop, JL; Thomson, BJ (2010). "Observaciones de Mars Reconnaissance Orbiter de depósitos en capas de tonos claros y accidentes geográficos fluviales asociados en las mesetas adyacentes a Valles Marineris". Ícaro . 205 (1): 73–102. Código Bib : 2010Icar..205 ... 73W . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.04.017 .
- ^ Fairén, Alberto G. (2010). "Un Marte frío y húmedo". Ícaro . 208 (1): 165-175. Código Bibliográfico : 2010Icar..208..165F . doi : 10.1016 / j.icarus.2010.01.006 .
- ^ Sumner, Thomas (15 de diciembre de 2015). "Informe meteorológico de Marte antiguo: Continúa frío y seco" . Noticias de ciencia . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ "Climas pasados - Investigación - Grupo de modelado del clima de Marte" . spacescience.arc.nasa.gov . Consultado el 6 de junio de 2019 .
- ^ Touma, J .; Wisdom, J. (1993). "La oblicuidad caótica de Marte". Ciencia . 259 (5099): 1294–1297. Código Bibliográfico : 1993Sci ... 259.1294T . doi : 10.1126 / science.259.5099.1294 . PMID 17732249 .
- ^ Laskar, J .; Correia, ACM; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Robutel, P. (2004). "Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte" (PDF) . Ícaro . 170 (2): 343–364. Código Bibliográfico : 2004Icar..170..343L . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
Ver también
- Chasma
- Clima en Marte
- Geología de Marte
- Graben
- HiRISE
- Tectónica de Marte
- Redes del valle (Marte)