El cuadrilátero Mare Acidalium es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrilátero está ubicado en la parte noreste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 300 ° a 360 ° de longitud este (0 ° a 60 ° 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 Mare Acidalium también se conoce como MC-4 (Mars Chart-4). [1]
Coordenadas | 47 ° 30'N 30 ° 00'W / 47,5 ° N 30 ° WCoordenadas : 47 ° 30'N 30 ° 00'W / 47,5 ° N 30 ° W |
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Los límites sur y norte del cuadrilátero tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (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] La mayor parte de la región llamada Acidalia Planitia se encuentra en el cuadrángulo de Acidalium. Partes de Tempe Terra , Arabia Terra y Chryse Planitia también se encuentran en este cuadrilátero.
Esta área contiene muchos puntos brillantes sobre un fondo oscuro que pueden ser volcanes de lodo. También hay algunos barrancos que se cree que se formaron por flujos relativamente recientes de agua líquida. [4]
Origen del nombre
Mare Acidalium (Mar Acidalian) es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 45 ° N y 330 ° E en Marte. La característica recibió su nombre de un pozo o fuente en Beocia, Grecia. Según la tradición clásica, es un lugar donde se bañan Venus y las Gracias. [5] El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958. [6]
Fisiografía y geología
El cuadrilátero contiene muchas características interesantes, que incluyen barrancos y posibles costas de un antiguo océano del norte. Algunas áreas están densamente estratificadas. El límite entre las tierras altas del sur y las tierras bajas del norte se encuentra en Mare Acidalium. [7] La " Cara de Marte ", de gran interés para el público en general, se encuentra cerca de 40,8 grados norte y 9,6 grados oeste, en un área llamada Cydonia. Cuando Mars Global Surveyor lo examinó con alta resolución, la cara resultó ser simplemente una mesa erosionada. [8] Mare Acidalium contiene el sistema de cañones Kasei Valles . Este enorme sistema tiene 300 millas de ancho en algunos lugares; el Gran Cañón de la Tierra tiene solo 18 millas de ancho. [9]
Barrancos
La siguiente imagen de HiRISE de Acidalia Colles muestra barrancos en el hemisferio norte. Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno, y se encuentran sobre dunas de arena que son jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero o sobrante de antiguos glaciares . [4]
Acidalia Colles Barrancos y otras características, vistas por HiRISE La barra de escala tiene 1.000 metros de largo.
Barrancos y flujo masivo de material, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish . Los barrancos se amplían en las dos imágenes siguientes. La ubicación es el cráter de Bamberg.
Primer plano de barrancos en un cráter de la imagen anterior. Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en la pared del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Mare Acidalium.
Primer plano de los canales de barrancos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Esta imagen muestra muchas formas aerodinámicas y algunos bancos a lo largo de un canal. Estas características sugieren la formación por agua corriente. Los bancos generalmente se forman cuando el nivel del agua baja un poco y permanece en ese nivel por un tiempo. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Mare Acidalium. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Barrancos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Existe evidencia para ambas 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 un acuífero a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [10] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y haber provocado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden consistir en arenisca porosa. Esta capa estaría encaramada encima de otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). La única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. El agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero se rompa, como la pared de un cráter. Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [11]
Por otro lado, existe evidencia a favor de la teoría alternativa porque 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, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. Bajo ciertas condiciones, el hielo podría derretirse y fluir por las laderas para crear barrancos. Dado que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se encuentra en la imagen del borde del cráter de Ptolemaeus , como lo ve HiRISE .
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 condensa en las partículas, luego las partículas más pesadas con la capa de agua caen y se amontonan en el suelo. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [12]
Suelo estampado poligonal
El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] 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. [20] [21] [22] [23]
Primer plano de barrancos en un cráter mostrando plygons que han sido llamados "gullygons" Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de la alcoba del barranco que muestra "barrancos" (suelo con patrón poligonal cerca de los barrancos), como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Primer plano de la alcoba del barranco que muestra "barrancos" (suelo con patrón poligonal cerca de los barrancos), como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyección a su alrededor, en contraste, los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyección. [24] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que hay bajo la superficie.
Fondo del cráter Kunowsky , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter Bonestell , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Cráter Arandas , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver mejor las paredes norte y sur, así como las colinas centrales. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Cráter exhumado en Mare Acidalium, visto por Mars Global Surveyor.
Grupo de cráteres que pueden haber golpeado la superficie al mismo tiempo después de que se rompió un asteroide. Si los cráteres se formaran en diferentes momentos, habrían borrado partes de los demás. La fotografía fue tomada por HiRISE, bajo el programa HiWish. Imagen ubicada en Terra Cimmeria .
Cráter con eyección, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro muestra el área ampliada en la siguiente imagen.
Vista ampliada de la eyección del cráter que muestra un canal con un depósito al final, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Primer plano de la superficie cerca de la eyección del cráter, vista por HiRISE bajo el programa HiWish. El hielo derretido del agua subterránea puede haber formado un pequeño canal.
Pared del cráter cubierta con un manto liso, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter con hoyos en el suelo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Volcanes de lodo
Grandes áreas de Mare Acidalium muestran puntos brillantes sobre un fondo oscuro. Se ha sugerido que las manchas son volcanes de lodo. [25] [26] [27] Se han cartografiado más de 18.000 de estos elementos, que tienen un diámetro medio de unos 800 metros. [28] Mare Acidalium habría recibido grandes cantidades de lodo y fluidos de los canales de salida, tanto lodo puede haberse acumulado allí. Se ha descubierto que los montículos brillantes contienen óxidos férricos cristalinos. El vulcanismo de lodo aquí puede ser muy significativo porque podrían haberse producido conductos de larga duración para el afloramiento de aguas subterráneas. Estos podrían haber sido hábitats de microorganismos. [29] Los volcanes de lodo podrían haber traído muestras de zonas profundas que, por lo tanto, podrían ser muestreadas por robots. [30] Un artículo en Icarus informa sobre un estudio de estos posibles volcanes de lodo. Los autores comparan estas características marcianas con los volcanes de lodo que se encuentran en la Tierra. El estudio que utilizó imágenes de HiRISE y datos de CRISM respalda la idea de que estas características son, de hecho, volcanes de lodo. Los minerales férricos en nanofase y los minerales hidratados encontrados con el Espectrómetro de Imágenes de Reconocimiento Compacto para Marte (CRISM) muestran que el agua estuvo involucrada en la formación de estos posibles volcanes de lodo marciano. [31]
Cráteres con centros blancos en Mare Acidalium. Las dunas de arena son visibles en áreas bajas en la imagen. Algunas de las características pueden ser volcanes de lodo. Fotografía tomada por Mars Global Surveyor en el marco del Programa de focalización pública del MOC .
Volcanes de lodo cerca del borde de la eyección de un cráter cercano, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Gran campo de conos que pueden ser volcanes de lodo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano de posibles volcanes de lodo, visto por HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Posible volcán de lodo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Línea de posibles volcanes de lodo, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Volcanes de lodo, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista del campo de volcanes de lodo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los volcanes de lodo, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de volcanes de lodo y cantos rodados, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de cantos rodados cerca de volcanes de lodo, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los cantos rodados pueden ser de una capa superior. El lodo de un volcán de lodo no contiene cantos rodados, solo material de grano fino.
Vista cercana de los volcanes de lodo en la Tierra La ubicación es Gobustan, Azerbaiyán.
Canales en la región de Idaeus Fossae
Hay un sistema fluvial de 300 km de largo en Idaeus Fossae. Está tallado en las tierras altas de Idaeus Fossae y se originó a partir del derretimiento del hielo en el suelo después de los impactos de asteroides. La datación ha determinado que la actividad del agua se produjo después de que la mayor parte de la actividad del agua terminó en el límite entre los períodos de Noé y Hespérico . Los lagos y depósitos en forma de abanico se formaron por el agua corriente en este sistema mientras drenaba hacia el este en el cráter Liberta y formaba un depósito delta. Parte del camino de drenaje es el Valle de Moa. [32] [33]
Transmita meandro y corte, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Esto es parte de un importante sistema de drenaje en la región de Idaeus Fossae.
Valle colgante, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Es posible que alguna vez haya sido una cascada.
Valle colgante que alguna vez pudo haber sido una cascada, como lo ve 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. [34] [35] 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 . [36] [37] [38] [39] 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. [40] [41]
Sklodowska (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Pequeños canales son visibles a lo largo del borde sur erosionado.
Canales en el cráter Sklodowska, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Canales en el cráter Sklodowska, visto por HiRISE bajo 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
Red de canales, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Oceano
Muchos investigadores han sugerido que Marte alguna vez tuvo un gran océano en el norte. [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] Se han reunido muchas pruebas de este océano durante varias décadas. En mayo de 2016 se publicó nueva evidencia. Un gran equipo de científicos describió cómo parte de la superficie en el cuadrilátero de Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunamis . Los tsunamis fueron causados por asteroides que chocaron contra el océano. Se pensaba que ambos eran lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 km de diámetro. El primer tsunami recogió y transportó rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. El retrolavado de la ola formó canales al reorganizar los cantos rodados. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que cayó en los valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 ma 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto del tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de un océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos eventos de tsunami. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra . Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrilátero Ismenius Lacus y en el cuadrilátero Mare Acidalium. [49] [50] [51] [52]
Pingos
Se cree que los pingos están presentes en Marte. Son montículos que contienen grietas. Estas fracturas particulares fueron evidentemente producidas por algo que emergió de debajo de la frágil superficie de Marte. Los cristales de hielo, que resultan de la acumulación de hielo debajo de la superficie, posiblemente crearon estos montículos con fracturas. El hielo es menos denso que la roca, por lo que el hielo enterrado se elevó y empujó hacia arriba en la superficie y generó estas grietas. Un proceso análogo crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra que se conocen como pingos , una palabra inuit. [53] Contienen agua helada pura, por lo que serían una gran fuente de agua para los futuros colonos de Marte.
Las flechas apuntan a posibles pingos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Los pingos contienen un núcleo de hielo puro.
Suelo fracturado
Fracturas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Se cree que estas fracturas eventualmente se convertirán en cañones porque el hielo en el suelo desaparecerá en la fina atmósfera marciana y el polvo restante será arrastrado por el viento.
Amplia vista del suelo fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Se forman grietas en la superficie marciana y luego se convierten en grandes fracturas.
Vista cercana de las fracturas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Grietas en el suelo del cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las grietas en el piso del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Grupo de grietas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de grietas de varios tamaños, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El hielo desaparece a lo largo de las superficies de las grietas y las hace más grandes. Tenga en cuenta que los cráteres pequeños no tienen bordes muy grandes; pueden ser solo pozos.
Vista cercana de grietas de varios tamaños, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El hielo desaparece a lo largo de las superficies de las grietas y las hace más grandes.
Grietas alrededor del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas
La roca se puede formar en capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas [54] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se movió cientos de kilómetros y en el proceso disolvió muchos minerales de la roca por la que pasó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la atmósfera delgada y deja minerales como depósitos y / o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no podrían erosionarse fácilmente más tarde, ya que estaban cementadas juntas.
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Capas en mesa, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en mesa, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas y pequeños cráteres, como los ve HiRISE en el programa HiWish Las capas se amplían en la siguiente imagen.
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en un canal, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Mesa en capas, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Otras características del paisaje en el cuadrilátero Mare Acidalium
Acantilado en el sistema Kasei Valles , visto por HiRISE .
Ampliación del acantilado en el sistema de Kasei Valles en la imagen anterior que muestra los cantos rodados y sus huellas, como lo ve HiRISE. Haga clic en la imagen para ver una roca de solo 2.2 yardas de ancho (más pequeña que un dormitorio).
Imagen CTX que muestra el contexto de la siguiente imagen de una falla.
Primer plano de una posible falla en Mare Acidalium, vista por HiRISE bajo el programa HiWish . Se dibuja un círculo alrededor del cráter para mostrar que puede estar desviado debido al movimiento de la falla. Hay muchas otras fallas en la región.
Ventilador con canales en su superficie, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Muestra de fosas ovaladas en esta ubicación de origen desconocido, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter con un borde muy pequeño, visto por HiRISE en el programa HiWish
Campo de pozos pequeños, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- HiRISE
- Hola
- Cráter de impacto
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Barrancos marcianos
- Volcán de lodo
- Pingo
- Suelo estampado poligonal
- Agua en Marte
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