El cuadrilátero Mare Tyrrhenum 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) . Este cuadrilátero también se conoce como MC-22 (Mars Chart-22). [1] Contiene partes de las regiones Tyrrhena Terra , Hesperia Planum y Terra Cimmeria .
![]() Mapa del cuadrilátero Mare Tyrrhenum a partir de datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas son rojas y las más bajas son azules. | |
Coordenadas | 15 ° 00′S 247 ° 30′W / 15 ° S 247,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00′S 247 ° 30′W / 15 ° S 247,5 ° W |
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El cuadrilátero Mare Tyrrhenum cubre el área de 225 ° a 270 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud sur en Marte . Schiaparelli nombró al área en honor al Mar Tirreno de la Tierra , que se encuentra entre Italia y Sicilia. Posteriormente, la región pasó a llamarse Mare Tyrrhena después de que las fotos de la nave espacial revelaran que es una llanura vieja y llena de cráteres en lugar de un mar. Contiene el gran volcán Tyrrhenus Mons , uno de los volcanes más antiguos y quizás más complejos de Marte. [2] [3] El cráter más grande de Mare Tyrrhenum es Herschel . Licus Vallis y Ausonia Montes son otras características importantes de la región.
Fossa en Marte
Las depresiones grandes (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Los comederos se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Los cráteres de fosas / fosas son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [4] Un abrevadero a menudo tiene dos roturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados escarpados a lo largo de los lados; tal artesa se llama graben . [5] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben. Los estudios han encontrado que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura en la roca desciende a 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráter de pozo. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecta a su alrededor, como los cráteres de impacto. En Marte, los cráteres de fosas individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar depresiones que a veces son festoneadas. [6] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres de pozo. Existe evidencia de que están asociados con diques de magma . El magma podría moverse debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante provocaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un hoyo (a veces en el medio de una ciudad) se asemejan a cráteres de pozo en Marte. Sin embargo, en la Tierra, estos agujeros son causados por la disolución de la piedra caliza, lo que provoca un vacío. [6] [7] [8] Tyrrhenus Mons tiene unas hermosas fosas y cráteres asociados a él. Estas características son fácilmente visibles en la imagen de la galería a continuación, obtenida por HiRISE .
El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de los cráteres y las fosas es importante para la futura colonización de Marte porque pueden ser depósitos de agua. [9]
Cráteres
Importancia de los cráteres
La densidad de los cráteres de impacto se utiliza para determinar las edades de la superficie de Marte y otros cuerpos del sistema solar. [10] Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres hay. Las formas de los cráteres pueden revelar la presencia de hielo en el suelo.
El área alrededor de los cráteres puede ser rica en minerales. En Marte, el calor del impacto derrite el hielo del suelo. El agua del hielo derretido disuelve los minerales y luego los deposita en las grietas o fallas que se produjeron con el impacto. Este proceso, llamado alteración hidrotermal, es una de las principales formas en que se producen los depósitos de mineral. El área alrededor de los cráteres marcianos puede ser rica en minerales útiles para la futura colonización de Marte. [11]
Depresión en el suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish . Esta escena se amplía en las siguientes dos imágenes.
Primer plano de la depresión en el suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano del borde oeste de la depresión del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Dunas en el cráter, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Algunas de estas dunas son Barchans .
Dunas entre cráteres, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Algunas de estas dunas son Barchans . La investigación publicada en Ícaro indicó que las dunas en el cráter Hershel se movieron 0,8 m en un lapso de tiempo de 3,7 años terrestres. Además, se determinó que la ondulación de las dunas se movió 1,1 m en ese período de tiempo. Otras dunas pueden exhibir una cantidad similar de movimiento. [12]
Características hidrotermales en Auki
El cráter Auki muestra redes de crestas que se cree que son evidencia de procesos hidrotermales que ocurrieron después del impacto. Los impactos fracturan la roca y generan enormes cantidades de calor. En Marte, este calor puede hacer que el hielo se derrita y luego el agua resultante se mueva a través de las grietas que se generan durante el impacto. Esta agua eventualmente depositará minerales. Los depósitos minerales pueden volverse evidentes cuando el suelo circundante se erosiona. Los depósitos formados de esta manera son más resistentes a la erosión.
Los investigadores han especulado que estos efectos hidrotermales deberían ser comunes en Marte. [13] Las crestas encontradas en y alrededor del centro de Auki son evidencia. Este cráter contiene crestas que pueden haberse producido después de fracturas formadas con un impacto. Usando instrumentos en el Mars Reconnaissance Orbiter , encontraron los minerales esmectita , sílice , zeolita , serpentina , carbonato y clorita que son comunes en los sistemas hidrotermales inducidos por impacto en la Tierra. [14] [15] [16] [17] [18] [19] Otra evidencia de sistemas hidrotermales post-impacto en Marte de otros científicos que estudiaron otros cráteres marcianos. [20] [21] [22]
Mapa topográfico que muestra la ubicación del cráter Auki y otras características cercanas. El color muestra elevación.
Amplia vista de Auki, vista por CTX
Vista cercana de la porción central de Auki, vista por HiRISE La flecha indica crestas. Las dunas de arena están presentes cerca de la parte superior de la imagen.
Vista cercana de las crestas de la imagen anterior de HiRISE La flecha indica una cresta en forma de "X".
Vista cercana de la sección central de Auki que muestra las crestas con una flecha La imagen es una ampliación de una imagen anterior de HiRISE.
Canales
Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles y canales de los ríos en Marte. 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. [23] [24] [25] [26] Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar características de accidentes geográficos en otros planetas, incluidos los que podrían ser antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando las sondas se enviaron por primera vez a Marte. Los orbitadores vikingos provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte ; En muchas áreas se encontraron enormes valles fluviales. Las cámaras de las naves espaciales mostraron que las inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [27] [28] [29] Algunos valles en Marte ( Mangala Vallis , Athabasca Vallis , Granicus Vallis y Tinjar Valles) claramente comienzan en graben. Por otro lado, algunos de los grandes canales de salida comienzan en áreas bajas llenas de escombros llamadas caos o terreno caótico. Se ha sugerido que grandes cantidades de agua quedaron atrapadas bajo presión debajo de una gruesa criosfera (capa de suelo congelado), luego el agua se liberó repentinamente, tal vez cuando la criosfera se rompió por una falla. [30] [ cita requerida ] [31]
Pequeño canal serpenteante en el lecho del arroyo de un canal más grande. El agua probablemente erosionó los dos canales en diferentes momentos. Imagen de HiRISE bajo el programa HiWish.
Canal en Ausonia Mensa , visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Licus Vallis , visto por HiRISE
Canal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [32] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, estas fracturas luego actuaron como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás duras crestas. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador para la arcilla que requiere agua para su formación. [33] [34] [35] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Red de crestas lineales, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de varios grupos de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas curvas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana de las crestas, de una imagen anterior, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas, de una imagen anterior, como la ve HiRISE en el programa HiWish Las flechas indican fracturas en la cresta
Probablemente se formaron bloques después de fracturarse en las crestas Imagen, como se ve por HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Algunas partes de esto se amplían en las siguientes tres imágenes.
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Dado que algunas crestas están en la parte inferior de la depresión, las crestas pueden ser de una capa inferior.
Dunas
Se han encontrado dunas de arena en muchos lugares de Marte. La presencia de dunas muestra que el planeta tiene una atmósfera con viento, ya que las dunas requieren que el viento apile la arena. La mayoría de las dunas de Marte son negras debido a la erosión del basalto de roca volcánica . [36] [37] Se puede encontrar arena negra en la Tierra en Hawai y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur. [38] La arena es común en Marte debido a la vejez de la superficie que ha permitido que las rocas se erosionen y se conviertan en arena. Se ha observado que las dunas de Marte se mueven muchos metros. [39] [40] Algunas dunas se mueven a lo largo. En este proceso, la arena sube por el lado de barlovento y luego cae por el lado de sotavento de la duna, lo que provoca que la duna vaya hacia el lado de sotavento (o cara de deslizamiento). [41] Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondas en sus superficies. [42] Estos son causados por granos de arena que ruedan y rebotan en la superficie de barlovento de una duna. Los granos que rebotan tienden a aterrizar en el lado de barlovento de cada ondulación. Los granos no rebotan muy alto por lo que no se necesita mucho para detenerlos.
Dunes, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana a color de las dunas como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Las ondulaciones son visibles en la superficie de la duna.
Dunes, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las dunas entre pequeños cráteres, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de una duna, vista por HiRISE en el programa HiWish
Capas
Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [43]
Amplia vista de funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran dónde están algunas capas.
Funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Unión columnar
Los flujos de lava a veces se enfrían para formar grandes grupos de columnas más o menos del mismo tamaño. [44] [45] Estas articulaciones se han visto en Marte. [46]
Amplia vista del cráter que tiene una unión columnar que es visible en las imágenes ampliadas que siguen a Fotografía tomada con HiRISE.
Pared del cráter con junta columnar en la ubicación de la caja Las juntas columna se ven fácilmente en la imagen ampliada que sigue. Fotografía tomada con HiRISE.
Vista cercana de la pared del cráter con unión columnar etiquetada Imagen tomada con HiRISE.
Articulación columnar en la Tierra.
Articulación columnar en la Tierra.
Articulación columnar en el Parque Nacional de Yellowstone .
Otras vistas en el cuadrilátero Mare Tyrrhenum
Mapa del cuadrilátero Mare Tyrrhenum. Tyrrhenus Mons es un volcán importante .
Los Montes Ausonia en Mare Tyrrhenum vista por CTX .
Tyrrhenus Mons, visto por HiRISE y sugerido por el club de astronomía de la escuela secundaria de Ehsan Sanaei en Yazd, Irán. Haga clic en la imagen para ver una excelente vista de las cadenas de cráteres y las características concéntricas alrededor de un volcán.
Amplia vista de las crestas que en su mayoría son curvas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Sobre todo crestas curvas Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas de diferentes tamaños, algunas indicadas por flechas son rectas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Sobre todo crestas curvas Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas, algunas de las cuales parecen tener capas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de las características lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de características lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana en color de las características lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Deslizamiento de tierra, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish El piso parece haber caído un poco.
Lóbulos eyectados en un cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Fondo del cráter fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
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Ver también
- Barchan
- Unión columnar
- Dunas
- Fossa (geología)
- Geología de Marte
- Programa HiWish
- HiRISE
- Cráter de impacto
- Redes de crestas lineales
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Vallis
Referencias
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Otras lecturas
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- 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
- Video de alta resolución de Seán Doran del sobrevuelo de parte del cuadrilátero centro norte de Mare Tyrrhenum, incluidos Tinto Vallis y Amenthes Planum (continúa a través del ecuador hacia el cuadrilátero de Amenthes )