El cuadrilátero Oxia Palus 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 Oxia Palus también se conoce como MC-11 (Mars Chart-11). [1]
Coordenadas | 15 ° 00'N 22 ° 30'W / 15 ° N 22,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00'N 22 ° 30'W / 15 ° N 22,5 ° W |
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El cuadrilátero cubre la región de 0 ° a 45 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud norte en Marte . Este cuadrilátero contiene partes de muchas regiones: Chryse Planitia , Arabia Terra , Xanthe Terra , Margaritifer Terra , Meridiani Planum y Oxia Planum .
Mars Pathfinder aterrizó en el cuadrilátero Oxia Palus a 19.13 ° N 33.22 ° W , el 4 de julio de 1997, en la intersección de Tiu Valles y Ares Vallis .19 ° 08′N 33 ° 13′W /
Muchos cráteres dentro de Oxia Palus llevan el nombre de científicos famosos. Además de Galilei y da Vinci , algunas de las personas que descubrieron el átomo y la radiación son honradas allí: Curie , Becquerel y Rutherford . [2]
Mawrth Vallis fue fuertemente considerado como un lugar de aterrizaje para el rover Curiosity de la NASA , el Laboratorio Científico de Marte . [3] Llegó al menos a los dos mejores sitios para la misión EXoMars 2020 Rover de la NASA. La ubicación exacta propuesta para este aterrizaje es 22.16 N y 342.05 E. [4]
La región de Mawrth Vallis está bien estudiada con más de 40 artículos publicados en publicaciones revisadas por pares. Cerca del canal Mawrth hay una meseta de 200 metros de altura con muchas capas expuestas. Los estudios espectrales han detectado minerales arcillosos que se presentan como una secuencia de capas. [5] [6] [7] [8] [9] [10] [11] [12] [13] [14] [15] Los minerales arcillosos probablemente se depositaron en el período Noéico temprano al medio . La meteorización posterior expuso una variedad de minerales como el caolín , la alunita y la jarosita . Posteriormente, material volcánico cubrió la región. Este material volcánico habría protegido de la radiación cualquier posible material orgánico. [dieciséis]
Otro sitio en el cuadrilátero Oxia Palus que se ha elegido para el aterrizaje de EXoMars 2020 está en 18,14 N y 335,76 E. Este sitio es de interés debido a un sistema acuoso de larga duración que incluye un delta, posibles biofirmas y una variedad de arcillas. [4] [17] [18]
Este cuadrilátero contiene abundante evidencia de agua pasada en formas tales como valles de ríos, lagos, manantiales y áreas de caos donde el agua fluyó del suelo. En Oxia Palus se han encontrado una variedad de minerales arcillosos . La arcilla se forma en el agua y es buena para preservar evidencia microscópica de vida antigua. [19] Recientemente, los científicos han encontrado una fuerte evidencia de un lago ubicado en el cuadrilátero Oxia Palus que recibió drenaje de Shalbatana Vallis. El estudio, realizado con imágenes de HiRISE, indica que el agua formó un cañón de 30 millas de largo que se abrió a un valle, depositó sedimentos y creó un delta. Este delta y otros alrededor de la cuenca implican la existencia de un lago grande y longevo. De especial interés es la evidencia de que el lago se formó después de que se pensaba que había terminado el período cálido y húmedo. Por lo tanto, los lagos pueden haber existido mucho más tiempo de lo que se pensaba. [20] [21] En octubre de 2015, se informó que Oxia Planum , una llanura ubicada cerca de 18.275 ° N 335.368 ° E , [22] era el lugar de aterrizaje preferido para el rover ExoMars . [23] [24] Una capa resistente a la erosión en la parte superior de las unidades de arcilla puede haber conservado evidencia de vida. [25] [26]18 ° 16′30 ″ N 335 ° 22′05 ″ E / / 18,275; 335.368
Apariencia superficial
El Mars Pathfinder encontró que su lugar de aterrizaje contenía una gran cantidad de rocas. El análisis muestra que el área tiene una densidad de rocas mayor que el 90% de Marte. Algunas de las rocas se apoyaron unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se cree que en el pasado, las fuertes inundaciones empujaron las rocas para alejarlas del flujo. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haberlos caído en un arroyo. Algunas rocas tienen agujeros en sus superficies que parecen haber sido acanalados por la acción del viento. Hay pequeñas dunas de arena. Partes del suelo tienen costras, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. En general, las rocas muestran un color gris oscuro con manchas de polvo rojo o apariencia desgastada en sus superficies. El polvo cubre los 5-7 cm inferiores de algunas rocas, por lo que es posible que alguna vez hayan sido enterradas, pero ahora se hayan exhumado. Tres protuberancias, un gran cráter y dos pequeños cráteres eran visibles en el horizonte. [27]
Tipos de rocas
Los resultados del espectrómetro de rayos X Alpha Proton de Mars Pathfinder indicaron que algunas rocas en el cuadrilátero Oxia Palus son como las andesitas de la Tierra . El descubrimiento de andesitas muestra que algunas rocas marcianas han sido refundidas y reprocesadas. En la Tierra, la andesita se forma cuando el magma se asienta en bolsas de roca mientras que parte del hierro y el magnesio se depositan. En consecuencia, la roca final contiene menos hierro y magnesio y más sílice. Las rocas volcánicas generalmente se clasifican comparando la cantidad relativa de álcalis (Na 2 O y K 2 O) con la cantidad de sílice (SiO 2 ). La andesita es diferente de las rocas que se encuentran en los meteoritos que provienen de Marte. [27] [28] [29]
Cuando se describieron los resultados finales de la misión en una serie de artículos en el Journal Science (5 de diciembre de 1997), se creía que la roca Yogi contenía una capa de polvo, pero era similar a la roca Barnacle Bill. Los cálculos sugieren que las dos rocas contienen principalmente los minerales ortopiroxeno (silicato de magnesio-hierro), feldespatos (silicatos de aluminio de potasio, sodio y calcio), cuarzo (dióxido de silicio), con cantidades más pequeñas de magnetita , ilmenita , sulfuro de hierro y calcio. fosfato. [27] [28] [29]
Mapa de Oxia Palus etiquetado con características principales.
Vista desde Mars Pathfinder.
El Sojourner Rover está tomando su medición de espectrómetro de rayos X de protones alfa de la Roca Yogi ( NASA ). Nota: Sojourner Rover era la parte rover del Mars Pathfinder. Salió del módulo de aterrizaje. Esta fotografía fue tomada por el módulo de aterrizaje.
Otros resultados de Pathfinder
Al tomar múltiples imágenes del cielo a diferentes distancias del sol, los científicos pudieron determinar que el tamaño de las partículas en la neblina rosada era de aproximadamente 1 micrómetro de radio. El color de algunos suelos era similar al de una fase de oxihidróxido de hierro que soportaría un clima más cálido y húmedo en el pasado. [30] Pathfinder llevaba una serie de imanes para examinar el componente magnético del polvo. Finalmente, todos los imanes, excepto uno, desarrollaron una capa de polvo. Dado que el imán más débil no atraía ningún suelo, se concluyó que el polvo en el aire no contenía magnetita pura o un tipo de maghemita. El polvo probablemente era un agregado posible cementado con óxido férrico (Fe 2 O 3 ). [31]
Los vientos solían ser inferiores a 10 m / s. Se detectaron diablos de polvo a primera hora de la tarde. El cielo tenía un color rosa. Había evidencia de nubes y tal vez niebla. [27]
Valles fluviales y caos
En esta área se encuentran muchos valles fluviales grandes y antiguos; junto con características colapsadas, llamadas Caos. Es posible que las características caóticas se hayan derrumbado cuando el agua salió de la superficie. Los ríos marcianos comienzan con una región del Caos. Una región caótica puede ser reconocida por un nido de ratas de mesetas, montículos y colinas, atravesado por valles que en algunos lugares parecen casi estampados. Algunas partes de esta zona caótica no se han derrumbado por completo; todavía están formadas en grandes mesas, por lo que es posible que todavía contengan hielo de agua. [32] El terreno caótico ocurre en numerosos lugares de Marte, y siempre da la fuerte impresión de que algo alteró abruptamente el suelo. Se puede encontrar más información y más ejemplos de caos en el terreno del Caos . Las regiones del caos se formaron hace mucho tiempo. Al contar los cráteres (más cráteres en un área dada significa una superficie más antigua) y al estudiar las relaciones de los valles con otras características geológicas, los científicos han concluido que los canales se formaron hace 2.0 a 3.8 mil millones de años. [33]
Un punto de vista generalmente aceptado para la formación de grandes canales de salida es que fueron formados por catastróficas inundaciones de agua liberadas de gigantes depósitos de agua subterránea. Quizás, el agua comenzó a salir del suelo debido a fallas o actividad volcánica. A veces, el magma caliente simplemente viaja bajo la superficie. Si ese es el caso, el suelo se calentará, pero es posible que no haya evidencia de lava en la superficie. Después de que el agua se escapa, la superficie se derrumba. Moviéndose por la superficie, el agua se habría congelado y evaporado simultáneamente. Los trozos de hielo que se habrían formado rápidamente pueden haber aumentado el poder erosivo de la inundación. Además, el agua puede haberse congelado en la superficie, pero continúa fluyendo por debajo, erosionando el suelo a medida que avanza. Los ríos en los climas fríos de la Tierra a menudo se cubren de hielo, pero continúan fluyendo.
Tales inundaciones catastróficas han ocurrido en la Tierra. Un ejemplo comúnmente citado es el Canal Canalizado del Estado de Washington ; fue formado por la ruptura de agua del lago Pleistoceno Missoula . Esta región se asemeja a los canales de salida de Marte . [34]
Lagos
La investigación, publicada en enero de 2010, sugiere que Marte tenía lagos, cada uno de unos 20 km de ancho, a lo largo de partes del ecuador, en el cuadrilátero Oxia Palus. Aunque investigaciones anteriores mostraron que Marte tenía una historia temprana cálida y húmeda que se secó hace mucho tiempo, estos lagos existieron en la Época Hespérica, un período mucho más temprano. Usando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y haciéndola lo suficientemente cálida para que exista agua líquida. En este nuevo estudio, se descubrieron canales que conectaban las cuencas de los lagos cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenó, sus aguas desbordaron las orillas y abrieron los canales hacia un área más baja donde se formó otro lago. [35] [36] Estos lagos serían otro lugar para buscar evidencia de vida presente o pasada.
Aram Chaos
Aram Chaos es un antiguo cráter de impacto cerca del ecuador marciano, cerca de Ares Vallis . Con unos 280 kilómetros (170 millas) de ancho, Aram se encuentra en una región llamada Margaritifer Terra , donde muchos canales tallados por agua muestran que las inundaciones se derramaron desde las tierras altas hacia las tierras bajas del norte hace siglos. El Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS) del orbitador Mars Odyssey encontró hematita cristalina gris en el suelo de Aram. La hematita es un mineral de óxido de hierro que puede precipitar cuando el agua subterránea circula a través de rocas ricas en hierro, ya sea a temperaturas normales o en aguas termales. El piso de Aram contiene enormes bloques de terreno colapsado o caótico que se formó cuando el agua o el hielo fueron removidos catastróficamente. En otras partes de Marte, la liberación de agua subterránea produjo inundaciones masivas que erosionaron los grandes canales vistos en Ares Vallis y valles de desagüe similares. En Aram Chaos, sin embargo, el agua liberada permaneció principalmente dentro de las murallas del cráter, erosionando solo un pequeño canal de salida poco profundo en la pared este. Varios minerales que incluyen hematita, minerales de sulfato y silicatos alterados por el agua en Aram sugieren que probablemente existió un lago dentro del cráter. Debido a que la formación de hematita requiere agua líquida, que no podría existir durante mucho tiempo sin una atmósfera espesa, Marte debe haber tenido una atmósfera mucho más espesa en algún momento del pasado, cuando se formó la hematita. [37]
Erosión en Aram Chaos , visto por THEMIS .
Bloques en Aram que muestran una posible fuente de agua, como los ve THEMIS .
Valles colgantes en Aram Chaos , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Sedimentos estratificados
Oxia Palus es un área interesante con muchos cráteres que muestran sedimentos en capas. [38] Estos sedimentos pueden haber sido depositados por el agua, el viento o los volcanes . El grosor de las capas es diferente en diferentes cráteres. En Becquerel muchas capas tienen unos 4 metros de espesor. En el cráter Crommelin, las capas tienen un espesor promedio de 20 metros. A veces, la capa superior puede ser resistente a la erosión y formará una característica llamada mensa , la palabra latina para mesa. [39]
El patrón de capas dentro de capas medidas en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de aproximadamente 100.000 años. Además, cada 10 capas se pueden agrupar en paquetes más grandes. Entonces, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse (100,000 años / capa × 10 capas). El patrón de diez capas se repite al menos diez veces, es decir, hay al menos diez paquetes, cada uno de los cuales consta de diez capas. Se cree que las capas se relacionan con el ciclo de cambio de inclinación de Marte.
La inclinación del eje de la Tierra cambia solo un poco más de 2 grados. Por el contrario, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Hoy, la inclinación (u oblicuidad) de Marte es baja, por lo que los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono , migren hacia los polos, donde se convierten en hielo. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar y esos materiales se alejan. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que puede causar una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Con más agua en la atmósfera, los granos de arena depositados en la superficie pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio se realizó utilizando mapas topográficos estéreo obtenidos mediante el procesamiento de datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [40]
Se puede encontrar una discusión detallada de las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentaria Geología de Marte . [41]
Buttes, visto por HiRISE bajo el programa HiWish . Buttes tiene rocas en capas con una capa de roca dura y resistente en la parte superior que protege las rocas subyacentes de la erosión.
Capas de Becquerel , vistas por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver la falla.
Los montículos en cráteres que muestran capas están formados por la erosión de capas que se depositaron después del impacto.
Cráter Punsk , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver posibles capas finas en el suelo. La imagen de la derecha es una ampliación de la pared sur (inferior) del cráter.
Hydraotes Chaos , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver canales y capas. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Cráter Grindavik , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
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.
Mesas en capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . Ubicación en Terra Meridiani .
Primer plano de una de las mesas de la foto anterior que muestra capas. Mesa puede ser los restos de un lago en el que se depositaron sedimentos. Imagen obtenida con HiRISE, bajo el programa HiWish.
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de características en capas y crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas en un montículo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Pequeños conjuntos de capas en Aram Chaos , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas y yardangs, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas yardangs.
Amplia vista de capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Se ve una falla.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas, como las ve 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. [42] 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. [43] [44] [45] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Posibles diques y estructuras en capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Estos pueden ser parte de redes de crestas lineales que se producen con cráteres de impacto.
Posible falla a lo largo de una loma, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Estas pueden ser parte de redes de crestas lineales que se producen con cráteres de impacto.
Capas y redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas en redes de montículos y crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Redes de crestas de varios tamaños, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Ridge Networks, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas de arrugas
Muchas áreas de Marte muestran arrugas en la superficie, llamadas crestas de arrugas. Son alargados y a menudo se encuentran en áreas lisas de Marte. Debido a que son alturas topográficas amplias y suaves, a veces son difíciles de ver. Aunque al principio se pensó que eran causados por flujos de lava , ahora se cree que es más probable que sean causados por fuerzas tectónicas de compresión que causan plegamientos y fallas . En la imagen a la derecha de Ares Vallis se ve una cresta de arrugas. [46]
Fallas
Una imagen de abajo a la derecha, tomada de capas en el cráter Becquerel, muestra una línea recta que representa una falla. [47] Las fallas son roturas en rocas donde se ha producido movimiento. El movimiento puede ser de solo pulgadas o mucho más. Las fallas pueden ser muy importantes, ya que la ruptura de la roca es un foco de erosión y, lo que es más importante, puede permitir que los fluidos que contienen minerales disueltos se eleven y luego se depositen. Algunos de los principales depósitos de mineral de la Tierra se forman mediante este proceso.
muelles
Un estudio de imágenes tomadas con el Experimento científico de imágenes de alta resolución ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter sugiere fuertemente que alguna vez existieron fuentes termales en el cráter Vernal , en el cuadrilátero Oxia Palus. Estos manantiales pueden haber proporcionado una ubicación de por vida durante mucho tiempo. Además, los depósitos minerales asociados con estos manantiales pueden haber conservado rastros de vida marciana. En el cráter Vernal, en una parte oscura del suelo, dos estructuras elípticas de tonos claros se parecen mucho a las fuentes termales de la Tierra. Tienen halos internos y externos, con depresiones aproximadamente circulares. Un gran número de colinas se alinean cerca de los manantiales. Se cree que se han formado por el movimiento de fluidos a lo largo de los límites de los lechos de inmersión. Una imagen a continuación muestra estos resortes. Una de las depresiones es visible. El descubrimiento de sílice opalina por los Mars Rovers en la superficie también sugiere la presencia de fuentes termales. La sílice opalina a menudo se deposita en fuentes termales. [48] Los científicos propusieron que esta área debería ser visitada por el Laboratorio Científico de Marte . [49]
Cráter Vernal, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Manantiales en el cráter Vernal , visto por HIRISE
Cráter de mojave
El cráter Mojave , en la región de Xanthe Terra , tiene abanicos aluviales que se parecen notablemente a los accidentes geográficos del desierto de Mojave en el suroeste de Estados Unidos. Como en la Tierra, las rocas más grandes se encuentran cerca de las bocas de los abanicos. Debido a que los canales comienzan en la parte superior de las crestas, se cree que fueron formados por fuertes aguaceros. Los investigadores han sugerido que la lluvia pudo haber sido iniciada por impactos. [50]
Mojave tiene aproximadamente 2.604 metros (1.618 millas) de profundidad. Su profundidad relativa a su diámetro y su sistema de rayos son indicios de que es muy joven. Los recuentos de cráteres de su manto de eyección dan una edad de aproximadamente 3 millones de años. Se considera el cráter más reciente de su tamaño en Marte, y ha sido identificado como la fuente probable de los meteoritos shergottitas recolectados en la Tierra. [51]
Abanicos aluviales en Mojave, vistos por HiRISE. El borde del cráter está a la derecha. Una red ramificada de canales corre hacia la izquierda.
Otra vista de Mojave desde HiRISE (el norte está en la parte inferior).
Cráter Firsoff
Mapa MOLA que muestra el cráter Firsoff y otros cráteres cercanos. Los colores indican elevaciones.
Capas en el cráter Firsoff, visto por HiRISE
Primer plano de las capas en el cráter Firsoff, visto por HiRISE Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Firsoff.
Parte superior de las imágenes anteriores, vista por HiRISE Nota: las partes oscuras son arena de basalto.
Falla a través de capas en una mesa en el cráter Firsoff, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de las capas en el cráter Firsoff, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de la superficie estratificada en el cráter Firsoff, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas en el cráter Firsoff con un recuadro que muestra el tamaño de un campo de fútbol. Fotografía tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas y fallas en el cráter Firsoff, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas muestran una falla grande, pero hay otras más pequeñas en la imagen.
Cráter Crommelin
Crommelin (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Cráter Crommelin que muestra capas y huellas de polvo , como lo ve la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
Cráter Crommelin que muestra capas dispuestas en forma de óvalos, como se ve por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
Cráter Crommelin que muestra capas en las colinas y dentro de un pequeño cráter, como lo ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
Cráter Crommelin, mostrando capas, visto por HiRISE
Butte en Crommelin (cráter marciano) , visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Oxia Palus.
Capas en el cráter Crommelin, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Oxia Palus.
Capas en el cráter Crommelin, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La flecha indica falla. La ubicación es cuadrilátero Oxia Palus.
Depósito estratificado del cráter Crommelin , visto por HiRISE. El color azul de la foto es un color falso.
Amplia vista de las capas en el cráter Crommelin, como las ve HiRISE en el programa HiWish Algunas partes de esta foto están ampliadas en las siguientes imágenes.
Vista cercana del montículo en capas en el cráter Crommelin, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro indica el tamaño de un campo de fútbol para la escala.
Vista cercana de las capas en el cráter Crommelin, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter Crommelin, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter Crommelin, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una falla.
Vista cercana de las capas en el cráter Crommelin, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el cráter Crommelin, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una falla.
Cráter Danielson
Lado oeste del cráter Danielson , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Danielson tiene muchas capas regulares.
Algunas de las capas del cráter Danielson son visibles en esta imagen CTX. Las dunas también son visibles.
Muchas capas son visibles en esta imagen HiRISE del cráter Danielson. El polvo oscuro sirve para resaltar algunas de las capas.
Amplia vista de las capas en el cráter Danielson, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen. Las partes oscuras de la imagen son arena oscura de basalto asentada en lugares nivelados.
Ampliación de la imagen anterior del cráter Danielson que muestra una falla y capas. Imagen tomada con HiRISE, bajo el programa HiWish.
Amplia vista de parte del cráter Danielson, según lo visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Ampliación de la imagen anterior del cráter Danielson, visto por HiRISE en el programa HiWish. El recuadro representa el tamaño de un campo de fútbol.
Primer plano de las capas del cráter Danielson, como las ve HiRISE en el programa HiWish: se ven rocas y arena oscura.
Capas en el cráter Danielson con huellas de polvo en la parte superior de la imagen, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las capas en el cráter Danielson, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de las capas en el cráter Danielson, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish La banda de color central de la imagen de HiRISE es visible.
Capas en el cráter Danielson, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Se muestra la escala.
Capas y polvo oscuro en el cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas y polvo oscuro en el cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas, cráter y montículos en el piso del cráter Danielson, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del cráter en el piso del cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Montículo en capas en el piso del cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color de capas y polvo oscuro en el piso del cráter Danielson, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color de las capas y el polvo oscuro en el piso del cráter Danielson, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los cantos rodados son visibles en la imagen.
Vista cercana en color de las capas y el polvo oscuro en el piso del cráter Danielson, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Las fallas se indican con flechas.
Vista cercana de las capas en el piso del cráter Danielson, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Algunas fallas son visibles en la imagen.
Vista cercana a color de las capas y el polvo oscuro en el piso del cráter Danielson, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Algunas pequeñas fallas son visibles en la imagen.
Cráter de pedestal
Un cráter de pedestal es un cráter con su eyección sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. Algunos pedestales se han medido con precisión a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección sobresalen de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [52] [53] [54] [55]
Cráter de pedestal y cresta en el cuadrilátero Oxia Palus, visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver el detalle del borde del cráter del pedestal. La cresta de cima plana cerca de la parte superior de la imagen fue una vez un río que se invirtió. El cráter del pedestal se superpone a la cresta, por lo que es más joven.
Los cráteres de pedestal se forman cuando la eyección de los impactos protege el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen encaramados sobre su entorno.
El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. En esta forma de pensar, un proyectil impactante entra en una capa rica en hielo, pero no más. El calor y el viento del impacto endurecen la superficie contra la erosión. Este endurecimiento se puede lograr mediante el derretimiento del hielo que produce una solución de sal / mineral que cementa la superficie.
Amplia imagen CTX de capas debajo de la superficie de eyección de un cráter de pedestal.
Capas debajo de la capa superior del cráter del pedestal, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas debajo de la superficie de eyección del cráter del pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas debajo de la superficie de eyección del cráter del pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen bordes con eyección a su alrededor; por el contrario, los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de eyecta. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro), generalmente tienen un pico central. [56] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [46] 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 mostrar lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.
Fondo del cráter Trouvelot , visto por HiRISE
Pico central del cráter Radau , visto por HiRISE
Borde sur del cráter Kipini , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Anillo de pico central del cráter Sagan , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter Curie , visto por HiRISE
Primer plano de las capas en el montículo central del cráter Curie, visto por HiRISE Las capas pueden haberse formado en un lago.
Cráter Tayray , visto por HiRISE
Rocas de tonos claros rodeadas de material oscuro a lo largo de la pared de un cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Haga clic en la imagen para verla mejor.
Lado occidental del cráter Rutherford , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ) Se ven depósitos de tonos claros.
Dunas en el suelo del cráter Rutherford, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Da Vinci (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter)
Piso del cráter Masursky , visto por HiRISE
Marth Crater , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Marth Crater mostrando las dunas, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del Marth Crater.
Margen de eyección del cráter sin nombre, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vallis
Vallis (plural valles ) es lapalabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrarcaracterísticasde accidentes geográficos en otros planetas.
Vallis se utilizó para los antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando las sondas se enviaron por primera vez a Marte. Los Viking Orbiters causaron una revolución en nuestro [ ¿quién? ] ideas sobre el agua en Marte; En muchas áreas se encontraron enormes valles fluviales. Las cámaras de la nave espacial mostraron que las inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y viajaron miles de kilómetros. [46] [57] [58]
Shalbatana Vallis , vista por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Shalbatana Vallis Floor, visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Primer plano de Simud Valles , visto por HiRISE.
Ares Vallis , visto por Viking. El canal tiene 25 km de ancho y aproximadamente 1 km de profundidad.
Canales de la Comarca de Ares Vallis, vistos por HiRISE.
Ares Valles, visto por HiRISE
Crestas de Tiu Valles , vistas por HiRISE. Las crestas probablemente se formaron con agua corriente. La barra de escala tiene 1 km de largo.
Islas en forma de lágrima causadas por las inundaciones de Maja Valles , vistas por Viking Orbiter. La imagen está ubicada en el cuadrilátero Oxia Palus. Las islas se forman en la eyección del cráter Lod , el cráter Bok y el cráter Gold .
Valley, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Valles colgantes en Aram Chaos , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Otros primeros planos en el cuadrilátero Oxia Palus
La erosión ha creado enormes pozos con paredes empinadas. Imagen de Mars Odyssey THEMIS .
Eos Chasma con Mensa, una prominencia plana con bordes de acantilado, como la ve THEMIS. En muchos lugares se ven capas de rocas.
Hydaspis Chaos , visto por HiRISE.
Caos a lo largo de Shalbatana Vallis visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Ropa de cama cíclica en Arabia Terra, vista por HiRISE.
Acantilados y cañones en Arabia, como los ve HiRISE.
Cap Rock se rompe en bloques grandes, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
La roca se rompe en bloques grandes, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Relevancia cultural
Gran parte de la popular película El marciano se desarrolla en el cuadrilátero Oxia Palus.
Gran parte del viaje del astronauta tiene lugar en el cuadrilátero Oxia Palus.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Terreno del caos
- Clima de Marte
- Falla (geología)
- Geología de Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Cráter de impacto
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Lista de rocas en Marte
- Cráteres marcianos
- Cráter McLaughlin
- Canales de salida
- Cráter de pedestal
- El marciano (película)
- Vallis
- Agua en Marte
- Cresta de arrugas
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enlaces externos
- Animaciones precisas de vuelos sobre Marte a 100 metros de altitud [ enlace muerto permanente ]
- Video de Seán Doran de un sobrevuelo de sur a norte de partes de Tiu Valles y Chryse Chaos , pasando sobre el cráter Mojave aproximadamente en el medio, basado en imágenes de Mars Express de la parte suroeste del cuadrilátero