El cuadrilátero de Memnonia 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 Memnonia también se conoce como MC-16 (Mars Chart-16). [1]
Coordenadas | 15 ° 00′S 157 ° 30′W / 15 ° S 157,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00′S 157 ° 30′W / 15 ° S 157,5 ° W |
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El cuadrilátero es una región de Marte que cubre una latitud de -30 ° a 0 ° y una longitud de 135 ° a 180 °. [2] La parte occidental de Memnonia es una región montañosa con muchos cráteres que exhibe una amplia gama de degradación de cráteres.
Memnonia incluye estas regiones topográficas de Marte:
Recientemente, se encontró evidencia de agua en el área. Se encontraron rocas sedimentarias estratificadas en la pared y el suelo del cráter Columbus . Estas rocas pudieron haber sido depositadas por el agua o por el viento. Se encontraron minerales hidratados en algunas de las capas, por lo que el agua puede haber estado involucrada. [3]
En el cuadrilátero de Memnonia se han encontrado muchos valles fluviales antiguos, incluido Mangala Vallis . Mangala parece haber comenzado con la formación de un graben , un conjunto de fallas que pueden haber expuesto un acuífero . [4] En este cuadrilátero están presentes franjas oscuras de pendiente y depresiones (fosas). Parte de la Formación Medusae Fossae se encuentra en el cuadrilátero Memnonia .
Capas
El cráter Columbus contiene capas, también llamadas estratos. Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. A veces, las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros de Marte se han asociado con minerales hidratados como los sulfatos . El Mars Rover Opportunity examinó estas capas de cerca con varios instrumentos. Es probable que algunas capas estén formadas por partículas finas porque parecen romperse en polvo fino. Otras capas se rompen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, se encuentra en las capas que forman los cantos rodados. El basalto se ha identificado en Marte en muchos lugares. Los instrumentos de las naves espaciales en órbita han detectado arcilla (también llamada filosilicato ) en algunas capas. Una investigación reciente con un espectrómetro de infrarrojo cercano en órbita , que revela los tipos de minerales presentes en función de las longitudes de onda de la luz que absorben, encontró evidencia de capas de arcilla y sulfatos en el cráter Columbus. [5] Esto es exactamente lo que aparecería si un gran lago se hubiera evaporado lentamente. [6] Además, debido a que algunas capas contenían yeso , un sulfato que se forma en agua relativamente dulce, la vida podría haberse formado en el cráter. [7]
Los científicos están entusiasmados por encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque generalmente se forman en presencia de agua. [8] Los lugares que contienen arcillas y / u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [9]
La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [10]
Capas en Monument Valley. Estos se aceptan como formados, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas expuestas en la base de un grupo de colinas en Mangala Valles en el cuadrilátero de Memnonia, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas apuntan a rocas asentadas en pozos. Los pozos pueden haberse formado por los vientos, el calor de las rocas que derriten el hielo molido o algún otro proceso.
Cráter que muestra capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Valley, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Mangala Vallis
Mangala Vallis es un sistema de canales importante que contiene varias cuencas que se llenaron, luego el desbordamiento pasó por una serie de aliviaderos. [11] [12] Una fuente de agua para el sistema era Memonia Fossae, pero el agua probablemente también provenía de una gran cuenca centrada en 40 grados S. [13] [14]
Mangala Valles , vista por HiRISE.
Mangala Vallis con una isla aerodinámica, vista por THEMIS .
Característica optimizada en Mangala Vallis, como la ve HiRISE en el programa HiWish. Muchas rayas pendiente oscura son visibles. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Parte de Mangala Valles, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
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. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro), generalmente tienen un pico central. [15] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [16] A veces, los cráteres mostrarán 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. A veces, los rayos brillantes rodean los cráteres porque el impacto ha bajado a una capa brillante de rocas y luego ha arrojado las rocas brillantes a la superficie más oscura. Una imagen a continuación de Mars Global Surveyor muestra esto.
Rayos brillantes causados por impacto que arrojan una capa inferior brillante. Algunas capas brillantes contienen minerales hidratados. Fotografía tomada con Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública del MOC .
Pequeños cráteres con eyecta delgada, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano de Columbus (cráter marciano) , visto por HiRISE.
Montículo central del cráter Nicholson , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver la racha oscura de la pendiente desviada por un obstáculo.
Piso del cráter Bernard , visto por HiRISE. Se ven grandes grietas en el suelo.
Depresiones en el suelo del cráter Bernard que muestran muchas rocas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Comederos en el suelo del cráter Bernard , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Piso del cráter Dejnev , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver grandes pozos.
Erosión del depósito del cráter en Lucus Planum, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de las capas en un pozo en el suelo del cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish.
Cráter Williams , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Sección central del cráter Burton , que muestra el montículo central, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Montículo central del cráter Burton, que muestra rayas oscuras en la pendiente , como se ve por la cámara CTX (en [Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Burton.
Lado este del cráter Ejriksson , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Crestas
Las crestas en Marte pueden deberse a diferentes causas. Se cree que las crestas largas y rectas son diques. Las crestas curvas y ramificadas pueden ser ejemplos de topografía invertida , y los grupos de crestas rectas que se cruzan entre sí pueden ser el resultado de impactos. Estas crestas en forma de caja que se cruzan se denominan redes de crestas lineales . Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [17] 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.
Amplia vista de la región que muestra las crestas cuando se amplía. Fotografía tomada con HiRISE en el programa HiWish.
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas crestas.
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas crestas rectas.
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Líneas rectas y crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Yardangs
Los yardangs son comunes en algunas regiones de Marte, especialmente en lo que se llama la " Formación Medusae Fossae ". [18] Se forman por la acción del viento sobre partículas del tamaño de la arena; por lo tanto, a menudo apuntan en la dirección en la que soplaban los vientos cuando se formaron.
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Amplia vista de yardangs en Lucus Planum , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de yardangs en la imagen anterior, como se ve por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de yardangs de una imagen anterior, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Cerca del suelo del cráter que muestra yardangs y rayas oscuras de pendiente, como se ve por HiRISE en el programa HiWish
Yardangs, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Yardangs, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de yardangs, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Esta imagen es extraña porque las yardangs están alineadas en diferentes direcciones en la parte superior e inferior de la imagen. La dirección del viento probablemente cambió para causar esto.
Rayas de pendiente oscura
Muchos lugares de Marte muestran franjas oscuras de pendiente en pendientes empinadas como paredes de cráteres. Parece que las rayas más jóvenes son oscuras; se vuelven más ligeros con la edad. [19] A menudo comienzan como un pequeño punto estrecho y luego se ensanchan y se extienden cuesta abajo por cientos de metros. Se han adelantado varias ideas para explicar las rachas. Algunos involucran agua. [20] o incluso el crecimiento de organismos. [21] [22] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita en la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo. La potencia de los Rovers se ha salvado muchas veces gracias al viento, en forma de remolinos de polvo , que han despejado los paneles y aumentado la potencia. A partir de estas observaciones con los Rovers, sabemos que el proceso del polvo que sale de la atmósfera y luego regresa ocurre una y otra vez. [23]
En general, se acepta que las rayas representan avalanchas de polvo. [24] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se quita una fina capa de polvo, la superficie subyacente se oscurece. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo leve para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se pudo ver nada a través de la tormenta de polvo. [16] [25] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces. Se pueden ver rayas oscuras en la imagen de abajo tomada con HiRISE del montículo central en el cráter Nicholson . Al menos una racha de la imagen se divide en dos cuando se encuentra con un obstáculo.
La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por chorros de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos fue dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del sitio del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficientemente suelto como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas. [26] [27]
Valles Colgantes de Minio Vallis , visto por HiRISE. Se ven dos valles colgantes, así como muchas franjas oscuras de ladera.
Tinia Valles , vista por HiRISE La imagen de tamaño completo muestra franjas oscuras de pendiente .
Labou Vallis , visto por HiRISE La imagen de tamaño completo muestra vetas oscuras de pendiente antiguas y nuevas (más oscuras).
Rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Fossa en Marte
Las depresiones grandes (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por tanto, fossa es singular y fossae es plural. [28] Los canales se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Un abrevadero a menudo tiene dos descansos con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando escarpados acantilados a los lados; tal artesa se llama graben. [29] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben.
Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas. 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. En Islandia se encuentran diques causados tanto por estiramiento tectónico (extensión) como por diques . [30] Un ejemplo de graben causado por un dique se muestra a continuación en la imagen Memnonia Fossae, visto por HiRISE .
Parece que el agua comenzó a salir de la superficie para formar Mangala Vallis cuando se formó un graben. [4] [31]
Graben en Memnonia Fossae, visto por HiRISE. Se cree que este graben es el resultado de diques magmáticos en lugar de un estiramiento tectónico regional. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Sirenum Fossae , visto por HiRISE. Se puede encontrar más información en Fossa (geología) .
Pozos grandes en Sirenum Fossae , como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canal de corte a través de un cráter de impacto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Valles
Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de 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. [32] [33] [34] [35] 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. [16] [36] [37] 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. [38] [39]
Asopus Vallis , visto por HiRISE.
Samara Valles , vista por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Padus Vallis , visto por THEMIS. Padus Vallis desemboca en la Formación Medusae Fossae .
Primer plano de Padus Vallis, visto por THEMIS.
Minio Vallis , visto por THEMIS. Minio Vallis es un pequeño canal de río cerca del Mangala Vallis, mucho más grande .
Minio Vallis, visto por HiRISE bajo el programa HiWish Hay muchas rayas oscuras de pendiente .
Sabis Vallis , visto por THEMIS. Los pequeños canales se van uniendo para formar Sabis Vallis.
Canal que muestra un oxbow viejo y un corte, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Amplia vista del canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canal con yardangs, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal con rayas oscuras en pendiente como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Ampliación de la imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Formularios optimizados en un canal, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Valle curvo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Flujos de lava
La lava es común en Marte, como lo es en muchos otros cuerpos planetarios.
Flujo de lava. El flujo de lava se detuvo cuando se encontró con el terreno más alto de un montículo. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish.
Cincuenta años de imágenes de Marte: de Mariner 4 a HiRISE
El 3 de octubre de 2017, HiRISE adquirió una imagen de Marte en el cuadrángulo de Memnonia de un lugar que ha sido fotografiado por 7 cámaras diferentes en diferentes naves espaciales durante los últimos 50 años. [40] Las imágenes del Planeta Rojo comenzaron con una de las imágenes del Mariner 4 en el verano de 1965. Las siguientes imágenes muestran estas imágenes con su resolución creciente a lo largo de los años. La resolución de la primera imagen de Mariner 4 fue de 1,25 Km / píxel; que se compara con la resolución aproximada de 50 cm / píxel de HiRISE.
Compuesto que muestra la resolución relativa de 7 cámaras diferentes que tomaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS ( Mars Odyssey ), MOC-WAC ( Mars Global Surveyor ), HRSC ( Mars Express ), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Marinero 4 . La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Compuesto que muestra la resolución relativa de 7 cámaras diferentes que tomaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS (Mars Odyssey), MOC-WAC (Mars Global Surveyor), HRSC (Mars Express), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Mariner 4. La ubicación es el cuadrilátero Memnonia. La flecha azul en algunas imágenes apunta a la misma ubicación con diferentes cámaras. El cuadro rojo con la imagen CTX muestra la ubicación del siguiente cuadro de HiRISE.
Mapa que muestra el área cubierta en las fotos de arriba con un rectángulo negro. La flecha azul indica el punto finalmente fotografiado por HiRISE. Las posiciones relativas de Columbus cráter , Williams cráter , Ejriksson cráter , Dejnev cráter , y Bernard cráter se muestran.
Más características del cuadrilátero Memnonia
Características de la superficie a lo largo de una escarpa en la formación Medusae Fossae, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Memnonia.
Canales dentro y fuera de un cráter, como los ve HiRISE en el programa HiWish Los canales ramificados están fuera del cráter (en la parte superior de la imagen). El canal luego entra en un cráter, formando más ramas que probablemente tengan una forma similar a un delta.
Canal que se ha erosionado a través de una cresta de arrugas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra el punto donde el canal se erosionó a través de la cresta.
Característica optimizada, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las capas en el cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los cantos rodados que se encuentran en los pozos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter exhumado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish Después de su formación, el cráter fue enterrado, ahora está siendo expuesto por la erosión.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- Rayas de pendiente oscura
- Fossa (geología)
- Geología de Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Cámara estéreo de alta resolución - HRSC
- Programa HiWish
- Cráter de impacto
- Lagos en Marte
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Redes de crestas lineales
- Lucus Planum
- Marinero 4
- Mars Express
- Mars Global Surveyor
- Cámara Mars Orbiter
- Misión Mars Orbiter
- 2001 Mars Odyssey
- MAVEN
- Sistema de imágenes de emisión térmica - THEMIS
- Programa vikingo
- Vallis
- Redes del valle (Marte)
- Agua en Marte
- Yardang
- Yardangs en Marte
Referencias
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enlaces externos
- Lpi.usra.edu
- Ralphaeschliman.com
- Uapress.arizona.edu