La Cuenca del Polo Norte , más comúnmente conocida como Cuenca Borealis, es una gran cuenca en el hemisferio norte de Marte que cubre el 40% del planeta. [1] [2] Algunos científicos han postulado que la cuenca se formó durante el impacto de un solo cuerpo grande, aproximadamente el 2% de la masa de Marte, con un diámetro de aproximadamente 1.900 km (1.200 millas). [1] [3] Sin embargo, la IAU no reconoce actualmente la cuenca como cuenca de impacto . La cuenca es una de las áreas más planas del Sistema Solar y tiene una forma elíptica . [1] [2] Chryse Planitia , el lugar de aterrizaje del módulo de aterrizaje Viking 1 , es una bahía que se abre a esta cuenca.
Localización | Hemisferio norte, Marte |
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Coordenadas | 67 ° N 208 ° E / 67 ° N 208 ° ECoordenadas : 67 ° N 208 ° E / 67 ° N 208 ° E |
Grandes regiones dentro de la cuenca Borealis [2]
Debido a que la cuenca Borealis cubre el 40% de la superficie de Marte y gran parte del hemisferio norte, muchas regiones de Marte actualmente reconocidas se encuentran dentro de ella:
Impacto boreal
Formación de la cuenca Borealis
Una posible explicación de la topografía baja, plana y relativamente libre de cráteres de la cuenca es que la cuenca se formó por un solo gran impacto. Dos simulaciones de un posible impacto esbozaron un perfil para la colisión: baja velocidad (de 6 a 10 km (3,7 a 6,2 millas) por segundo), ángulo oblicuo y un diámetro de 1.600 a 2.700 km (990 a 1.680 millas). [3] [4] Los datos topográficos de Mars Global Surveyor son consistentes con los modelos y también sugieren que el cráter elíptico tiene ejes de 10.600 km (6.600 millas) y 8.500 km (5.300 millas) de longitud, centrados en 67 ° N 208 ° E / 67 ° N 208 ° E, aunque esto ha sido parcialmente oscurecido por erupciones volcánicas posteriores que crearon el abultamiento de Tharsis a lo largo de su borde. [2] También hay evidencia de una llanta secundaria. [2] [5] Esto convertiría a la Cuenca Polar Norte, con mucho, en el cráter de impacto más grande del Sistema Solar , aproximadamente cuatro veces el diámetro de los siguientes cráteres más grandes: Utopia Planitia , que está incrustado dentro de la Cuenca Polar Norte, el Polo Sur –La cuenca de Aitken en la Luna y Hellas Planitia en el hemisferio sur de Marte. [6]
Este impacto habría resultado en un derretimiento significativo de la corteza y un aumento general en la tasa de formación de la corteza durante un período de 40 millones de años después del impacto. [7] Un impacto tan grande habría perturbado el manto , alterando las corrientes de convección normales y provocando afloramientos que aumentan aún más la cantidad de fusión en el lugar del impacto. [7] En general, tal evento en realidad aumentaría la tasa de enfriamiento del interior marciano. [7] La falta de anomalías magnéticas observadas en el hemisferio norte podría explicarse por tal impacto, ya que las ondas de choque producidas podrían haber desmagnetizado la corteza. [7]
Formación potencial de Fobos y Deimos a través del impacto de Borealis
El origen de las lunas de Marte , Fobos y Deimos (en la foto de la derecha), se desconoce y sigue siendo controvertido. Una teoría es que las lunas son asteroides capturados. Sin embargo, las órbitas casi circulares de las lunas y la baja inclinación en relación con el ecuador marciano no están de acuerdo con la hipótesis de captura. [8] La detección de minerales en Fobos similares a los de la litosfera marciana , y la inusualmente baja densidad y alta porosidad de Fobos, de modo que no se esperaría que la luna permaneciera agregada si se capturara dinámicamente, sugiere que las lunas podrían haberse formado. a través de la acreción en la órbita marciana, similar a cómo se formó la Luna de la Tierra . [8]
Si bien las estimaciones de la masa expulsada por un gran impacto del tamaño de Borealis varían, las simulaciones sugieren que un cuerpo de aproximadamente 0,02 masas de Marte (~ 0,002 masas de la Tierra) de tamaño es capaz de producir un disco de escombros considerable en la órbita marciana, del orden de 5x10 20 kg, con una fracción significativa del material que permanece cerca de Marte. [3] [8] Esta cifra se encuentra dentro del rango de masa estimado necesario para formar las dos lunas, ya que otros datos sugieren que solo el 1% de la masa de un disco de acreción forma lunas con éxito. [8] Hay varias otras grandes cuencas de impacto en Marte que podrían haber expulsado suficientes escombros para formar las lunas. [8]
Tsunamis antiguos
El análisis de los datos de Mars Global Surveyor encontró depósitos minerales similares a las morrenas terminales en la Tierra a lo largo del borde sur de las tierras bajas del norte. Los científicos han desarrollado varias teorías para explicar su presencia, que incluyen: actividad volcánica, actividad glacial y una serie de tsunamis marcianos . [9] La disposición de los depósitos se asemeja a los depósitos observados en los recientes tsunamis en la Tierra , y otras características de los depósitos son inconsistentes con las hipótesis volcánica y glacial. [9] Una investigación reciente identificó tres cráteres de impacto en Acidalia Planitia como la fuente probable de los tsunamis hipotéticos, siendo el cráter Lomonosov (en la foto de la derecha) el candidato más probable. [9] Aquí, el tsunami generado por el impactador habría alcanzado alturas de 75 m (250 pies) y viajado 150 km (90 millas) más allá del borde sur. [9] Las técnicas de datación sitúan el origen de los depósitos en algún momento entre los períodos Hesperiano tardío y Amazónico temprano, hace unos 3.000 millones de años, lo que proporciona evidencia de la presencia de un océano durante este período. [9]
Ver también
- Cuenca del Ártico ("Cuenca del Polo Norte" de la Tierra)
- Hipótesis del océano de Marte (Oceanus Borealis)
- Planum Boreum
- Utopía Planitia
- Vastitas Borealis
Referencias
- Martel, LMV (junio de 2001), "Los canales de salida pueden defender un océano pasado en Marte" , Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias . (consultado el 17 de agosto de 2005)
- ^ a b c "NASA - La nave espacial de la NASA revela el cráter más grande del sistema solar" . www.nasa.gov . Consultado el 6 de abril de 2017 .
- ^ a b c d e Andrews-Hanna; et al. (2008). "La cuenca Borealis y el origen de la dicotomía cortical marciana". Naturaleza . 453 (7199): 1212–1215. Código Bibliográfico : 2008Natur.453.1212A . doi : 10.1038 / nature07011 . PMID 18580944 .
- ^ a b c Marinova; et al. (2008). "Formación de mega-impacto de la dicotomía hemisférica de Marte". Naturaleza . 453 (7199): 1216–1219. Código Bibliográfico : 2008Natur.453.1216M . doi : 10.1038 / nature07070 . PMID 18580945 .
- ^ Nimmo; et al. (2008). "Implicaciones de un origen de impacto para la dicotomía hemisférica marciana". Naturaleza . 453 (7199): 1220–1223. Código Bibliográfico : 2008Natur.453.1220N . doi : 10.1038 / nature07025 . PMID 18580946 .
- ^ "Gran impacto creó la personalidad dividida de Marte" . Space.com . Consultado el 1 de julio de 2008 .
- ^ Chandler, David (25 de junio de 2008). "Descubierta la mayor cicatriz de impacto del sistema solar: los científicos del MIT resuelven el enigma de la naturaleza de dos caras de Marte" . Noticias del MIT . Consultado el 1 de enero de 2015 .
- ^ a b c d Ghods, Abdolreza; Arkani-Hamed, Jafar (1 de septiembre de 2011). "Efectos del impacto de Borealis en la dinámica del manto de Marte". Física de la Tierra e Interiores Planetarios . 188 (1–2): 37–46. Código Bibliográfico : 2011PEPI..188 ... 37G . doi : 10.1016 / j.pepi.2011.06.010 .
- ^ a b c d e Citron, Robert I .; Genda, Hidenori; Ida, Shigeru (15 de mayo de 2015). "Formación de Fobos y Deimos a través de un impacto gigante". Ícaro . 252 : 334–338. arXiv : 1503.05623 . Bibcode : 2015Icar..252..334C . doi : 10.1016 / j.icarus.2015.02.011 .
- ^ a b c d e Costard, Francois; Séjourné, Antoine; Kelfoun, Karim; Clifford, Stephen; Lavigne, Franck; Di Pietro, Ilaria; Bouley, Sylvain (1 de enero de 2017). "Modelado de la propagación de tsunamis y el emplazamiento del terreno de huellas dactilares en un océano de Marte temprano". Revista de investigación geofísica: planetas . 122 (3): 2016JE005230. Código Bib : 2017JGRE..122..633C . doi : 10.1002 / 2016JE005230 . ISSN 2169-9100 .