El cuadrilátero Phaethontis 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 Phaethontis también se conoce como MC-24 (Mars Chart-24). [1]
Coordenadas | 47 ° 30′S 150 ° 00′W / 47,5 ° S 150 ° WCoordenadas : 47 ° 30′S 150 ° 00′W / 47,5 ° S 150 ° W |
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El nombre proviene de Faetón , el hijo de Helios . [2]
El cuadrilátero Phaethontis se encuentra entre 30 ° y 65 ° de latitud sur y 120 ° y 180 ° de longitud oeste en Marte . Este rango de latitud es donde se han descubierto numerosos barrancos. Un antiguo rasgo de esta zona, llamado Terra Sirenum, se encuentra en este cuadrilátero; Mars Reconnaissance Orbiter descubrió esmectitas de hierro / magnesio allí. [3] Parte de este cuadrilátero contiene lo que se llama depósitos de Electris , un depósito que tiene un espesor de 100 a 200 metros (330 a 660 pies). Tiene un tono claro y parece débil debido a los pocos cantos rodados. [4] Entre un grupo de cráteres grandes se encuentra el cráter Mariner , observado por primera vez por la nave espacial Mariner IV en el verano de 1965. Fue nombrado en honor a esa nave espacial. [5] [ página necesaria ] Se cree que una zona baja en Terra Sirenum tuvo una vez un lago que finalmente drenó a través de Ma'adim Vallis . [6] [7] [8] [ página necesaria ] La sonda rusa Mars 3 aterrizó en el cuadrilátero Phaethontis a 44,9 ° S y 160,1 ° W en diciembre de 1971. Aterrizó a una velocidad de 75 km por hora, pero sobrevivió a la radio. 20 segundos de señal, luego se apagó. Su mensaje apareció como una pantalla en blanco. [9] [ página necesaria ]
Barrancos marcianos
El cuadrilátero Phaethontis es la ubicación de muchos barrancos que pueden deberse al reciente flujo de agua. Algunos se encuentran en Gorgonum Chaos [10] [11] y en muchos cráteres cerca de los grandes cráteres Copérnico y Newton (cráter marciano) . [12] [13] Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Algunos estudios han encontrado que los barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia todas las direcciones, [14] otros han encontrado que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia los polos, especialmente desde 30-44 S. [15]
Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [16] las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero , del derretimiento en la base de viejos glaciares o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [17] [18] Debido a la buena posibilidad de que haya agua líquida involucrada en su formación y que podrían ser muy jóvenes, los científicos están entusiasmados. Tal vez los barrancos sean donde deberíamos ir para encontrar vida.
Hay evidencia para las tres 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 los acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [17] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y haber causado que el agua fluya en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden consistir en arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada encima de otra capa que evita que el agua descienda (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero descienda, la única dirección en la que el agua atrapada puede fluir es horizontalmente. Eventualmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero se rompa, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos. [19] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [20]
En cuanto a la siguiente teoría, 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. [21] [22] [23] 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. El manto puede ser como un glaciar y, bajo ciertas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [24] [25] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter de Ptolemaeus, visto por HiRISE . [26] El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [27] 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 condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional del recubrimiento de agua. Cuando Marte se encuentra en su mayor inclinación u oblicuidad, se podrían quitar hasta 2 cm de hielo de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [28] [29] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [30] Las mediciones de altitudes y pendientes de barrancos apoyan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [15] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire tenue de las altitudes más altas. [31]
La tercera teoría podría ser posible ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir simplemente que el hielo en el suelo se derrita y así se formen los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la seca y fría costa este de Groenlandia. [32] Dado que los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para comenzar el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo molido derretido podrían ser suficientes. [33] [34] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [35]
Depósito de Electris, visto por HiRISE El depósito de Electris es de tono claro y suave en la imagen en contraste con los materiales rugosos de abajo. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Capas en el Depósito Electris de tonos claros, como las ve HiRISE en el Mars Reconnaissance Orbiter. Los barrancos son visibles a la izquierda.
Gorgonum Chaos visto por Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE . Imagen de unos 4 km de ancho.
Grupo de barrancos en la pared norte del cráter que se encuentra al oeste del cráter Newton (41.3047 grados de latitud sur, 192.89 de longitud este). Imagen tomada con Mars Global Surveyor en el marco del Programa de focalización pública del MOC .
Pared del cráter dentro del cráter Mariner que muestra un gran grupo de barrancos, como lo ve HiRISE.
Borde del cráter de Ptolemaeus , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver una excelente vista del depósito del manto.
Barrancos. Observe cómo los canales se curvan alrededor de los obstáculos, como los ve HiRISE.
Barrancos con ramas, vistos por HiRISE.
Grupo de barrancos profundos, visto por HiRISE.
Imagen CTX de la siguiente imagen que muestra una vista amplia del área. Dado que la colina está aislada, sería difícil que se desarrollara un acuífero. Rectángulo muestra la ubicación aproximada de la siguiente imagen.
Barranco en el montículo visto por Mars Global Surveyor , bajo el Programa de focalización pública del MOC . Las imágenes de barrancos en picos aislados, como este, son difíciles de explicar con la teoría del agua proveniente de los acuíferos porque los acuíferos necesitan grandes áreas de recolección.
Otra vista del barranco anterior en un montículo. Éste es con HiRISE, bajo el programa HiWish . Esta vista muestra la mayor parte de la plataforma y dos antiguos glaciares asociados a ella. Todo lo que queda de los glaciares son morrenas terminales.
Imagen de contexto MOLA para la serie de tres imágenes siguientes de barrancos en un canal y cráter cercano.
Barrancos en un canal y cráter cercano, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish . La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Primer plano de barrancos en el cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de los barrancos en el canal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Estos son algunos de los barrancos más pequeños visibles en Marte.
Barrancos cerca del cráter Newton, vistos por HiRISE, bajo el programa HiWish . Se etiqueta el lugar donde había un antiguo glaciar.
Imagen HiRISE, tomada bajo el programa HiWish, de barrancos en un cráter en Terra Sirenum .
Barrancos con restos de un antiguo glaciar en el cráter de Terra Sirenum , visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos cerca del cráter Newton, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish.
Barrancos en un cráter en Terra Sirenum , visto por HiRISE bajo el Programa HiWish.
Primer plano de un barranco que muestra varios canales y un suelo modelado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Barrancos en dos niveles de la pared de un cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los barrancos en dos niveles sugieren que no se hicieron con un acuífero, como se sugirió por primera vez. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Imagen de barrancos con las partes principales etiquetadas. Las partes principales de un barranco marciano son alcoba, canal y delantal. Dado que no hay cráteres en este barranco, se cree que es bastante joven. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Primer plano de delantales de barrancos que muestran que están libres de cráteres; por tanto, muy joven. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en el cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Cerca de barrancos en el cráter que muestran canales dentro de valles más grandes y curvas en canales. Estas características sugieren que fueron hechas por agua corriente. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Cerca de la red de barrancos que muestra canales y curvas ramificados; estas características sugieren la creación por un fluido. Nota: esta es una ampliación de una vista anterior amplia de barrancos en un cráter, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Características asociadas de los barrancos
A veces, aparecen otras características cerca de los barrancos. En la base de algunos barrancos puede haber depresiones o crestas curvas. Estos se han denominado "depresiones espatuladas". Estas depresiones se forman después de que desaparece el hielo glacial. Las paredes empinadas a menudo desarrollan glaciares durante ciertos climas. Cuando el clima cambia, el hielo de los glaciares se sublima en la fina atmósfera marciana. La sublimación es cuando una sustancia pasa directamente de un estado sólido a un estado gaseoso. El hielo seco en la Tierra hace esto. Entonces, cuando el hielo en la base de una pared empinada se sublima, se produce una depresión. Además, más hielo de más arriba tenderá a fluir hacia abajo. Este flujo estirará los escombros rocosos de la superficie formando grietas transversales. Estas formaciones se han denominado "terreno de tablas de lavar" porque se asemejan a las tablas de lavar antiguas. [36] Las partes de los barrancos y algunas características asociadas de los barrancos se muestran a continuación en imágenes de HiRISE.
Amplia vista del cráter que muestra barrancos y otras características, como lo ve HiRISE
Vista cercana del cráter etiquetado con "depresión espatulada" y otras características, como lo ve HiRISE Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior. [36]
Vista cercana del cráter etiquetado con "terreno de tablas de lavar" y otras características, como lo ve HiRISE Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior. El terreno de la tabla de lavar se formó antes que el delantal del barranco, ya que el delantal del barranco atraviesa el terreno de la tabla de lavar. [36]
Glaciares en forma de lengua
Glaciar en forma de lengua, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Amplia vista de varios glaciares en forma de lengua en la pared del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los glaciares son de diferentes tamaños y se encuentran en diferentes niveles. Algunos de ellos están muy ampliados en las imágenes que siguen.
Primer plano de los hocicos de dos glaciares de la imagen anterior, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Estos están hacia la parte inferior izquierda de la imagen anterior.
Primer plano de pequeños glaciares de una imagen anterior, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Algunos de estos glaciares parecen estar comenzando a formarse.
Primer plano del borde de uno de los glaciares en la parte inferior de la vista amplia de una imagen anterior La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Posibles pingos
Las grietas radiales y concéntricas visibles aquí son comunes cuando las fuerzas penetran en una capa frágil, como una piedra arrojada a través de una ventana de vidrio. Estas fracturas particulares probablemente fueron creadas por algo que emergió de debajo de la frágil superficie marciana. Es posible que el hielo se haya acumulado debajo de la superficie en forma de lente; haciendo así estos montículos agrietados. El hielo, al ser menos denso que la roca, empujó hacia arriba en la superficie y generó estos patrones en forma de telaraña. Un proceso similar crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra. Estas características se denominan "pingos", una palabra inuit. [37] Los pingos contendrían agua helada pura; por tanto, podrían ser fuentes de agua para los futuros colonos de Marte.
Posible pingo, visto por HiRISE en el programa HiWish
Posibles pingos con escala, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de un posible pingo con escala, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Ejemplo de un pingo en la Tierra. En la Tierra, el hielo que causó el pingo se derretiría y llenaría las fracturas con agua; en Marte, el hielo se convertiría en gas en la fina atmósfera marciana.
Relleno de cráter concéntrico
Se cree que el relleno de cráter concéntrico, como las plataformas de escombros lobulados y el relleno de valle alineado , es rico en hielo. [38] Con base en medidas topográficas precisas de altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de la profundidad de los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. [39] [40] [41] [42] Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con unas pocas decenas de metros de escombros en la superficie. [43] [44] El hielo acumulado en el cráter por nevadas en climas anteriores. [45] [46] [47] Un modelo reciente sugiere que el relleno del cráter concéntrico se desarrolla durante muchos ciclos en los que la nieve se deposita y luego se mueve hacia el cráter. Una vez dentro del cráter, la sombra y el polvo conservan la nieve. La nieve se convierte en hielo. Las muchas líneas concéntricas son creadas por los muchos ciclos de acumulación de nieve. Generalmente, la nieve se acumula cuando la inclinación axial alcanza los 35 grados. [48]
Cráter que muestra un relleno de cráter concéntrico , visto por CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Vista cercana del relleno de un cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de un cráter concéntrico. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Amplia vista del relleno del cráter concéntrico, visto por CTX
Relleno de cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color del relleno de cráter concéntrico, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas magnéticas y tectónica de placas
El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió bandas magnéticas en la corteza de Marte, especialmente en los cuadrángulos Phaethontis y Eridania ( Terra Cimmeria y Terra Sirenum ). [49] [ página necesaria ] [50] [ página necesaria ] El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que corrían aproximadamente paralelas hasta 2000 km. Estas franjas alternan en polaridad con el polo norte magnético de uno apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo norte magnético del siguiente apuntando hacia abajo. [51] [ página necesaria ] Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de la tectónica de placas . Los investigadores creen que estas bandas magnéticas en Marte son evidencia de un período corto y temprano de actividad tectónica de placas. Cuando las rocas se solidificaron, conservaron el magnetismo que existía en ese momento. Se cree que un campo magnético de un planeta es causado por movimientos de fluidos debajo de la superficie. [52] [53] [54] Sin embargo, existen algunas diferencias entre las bandas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, mucho más fuertemente magnetizadas y no parecen extenderse desde una zona de extensión de la corteza media. Debido a que el área que contiene las bandas magnéticas tiene aproximadamente 4 mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo los primeros cientos de millones de años de la vida de Marte, cuando la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber aumentado. sido lo suficientemente alto como para mezclarlo en una dinamo magnética. No hay campos magnéticos cerca de grandes cuencas de impacto como Hellas. El impacto del impacto pudo haber borrado la magnetización remanente en la roca. Por lo tanto, el magnetismo producido por el movimiento temprano de un fluido en el núcleo no habría existido después de los impactos. [55]
Cuando la roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo se pierde solo si la roca se calienta posteriormente por encima de una temperatura particular (el punto de Curie, que es de 770 ° C para el hierro). El magnetismo que queda en las rocas es un registro del campo magnético cuando la roca se solidificó. [56]
Mapa global de anomalías magnéticas Los grandes cráteres y volcanes están en verde oscuro. La línea continua representa el límite de la dicotomía.
Depósitos de cloruro
Utilizando datos de Mars Global Surveyor , Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter , los científicos han encontrado depósitos extensos de minerales de cloruro . Una imagen a continuación muestra algunos depósitos dentro del cuadrilátero Phaethontis. La evidencia sugiere que los depósitos se formaron a partir de la evaporación de aguas enriquecidas con minerales. La investigación sugiere que los lagos pueden haber estado esparcidos por grandes áreas de la superficie marciana. Por lo general, los cloruros son los últimos minerales en salir de la solución. Los carbonatos , sulfatos y sílice deben precipitarse delante de ellos. Los Mars Rovers han encontrado sulfatos y sílice en la superficie. Los lugares con minerales de cloruro pueden haber tenido varias formas de vida. Además, estas áreas deberían conservar rastros de vida antigua. [57]
Basado en depósitos de cloruro y filosilicatos hidratados, Alfonso Dávila y otros creen que hay un antiguo lecho de lago en Terra Sirenum que tenía un área de 30.000 km 2 (12.000 millas cuadradas) y 200 metros (660 pies) de profundidad. Otra evidencia que sustenta este lago son los canales normales e invertidos como los que se encuentran en el desierto de Atacama . [58]
Evidencia de agua de depósitos de cloruro en Phaethontis. Imagen de HiRISE.
Fossae
El cuadrilátero Elysium alberga grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) llamadas fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Los comederos se crean 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. [59]
Icaria Fossae Graben, vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver mejor las pistas de Dust Devil .
Capas de Sirenum Fossae , vistas por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Pozos en comederos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Superficies extrañas
Superficie del suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Superficie del suelo del cráter que muestra detalles de la imagen tomada con HiRISE, bajo el programa HiWish. Esto puede ser una transición de un tipo de estructura a otro diferente, quizás debido a la erosión.
Superficie que muestra grandes huecos de origen desconocido, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de la superficie con grandes huecos, como se ve por HiRISE en el programa HiWish.
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. [60] 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. [61] Estudios en la tierra han documentado que se producen grietas y que en las grietas se depositan vetas de minerales secundarios. [62] [63] [64] Las imágenes de los satélites que orbitan alrededor de Marte han detectado grietas cerca de los cráteres de impacto. [65] Se producen grandes cantidades de calor durante los impactos. El área alrededor de un gran impacto puede tardar cientos de miles de años en enfriarse. [66] [67] [68] Muchos cráteres alguna vez contuvieron lagos. [69] [70] [71] Debido a que algunos suelos de cráteres muestran deltas, sabemos que el agua tenía que estar presente durante algún tiempo. Se han detectado docenas de deltas en Marte. [72] Los deltas se forman cuando el sedimento es arrastrado por un arroyo que ingresa a una masa de agua tranquila. Se necesita un poco de tiempo para formar un delta, por lo que la presencia de un delta es emocionante; significa que el agua estuvo allí por un tiempo, tal vez por muchos años. Es posible que en esos lagos se hayan desarrollado organismos primitivos; por lo tanto, algunos cráteres pueden ser objetivos principales para la búsqueda de evidencia de vida en el Planeta Rojo. [73]
Lista de cráteres
La siguiente es una lista de cráteres en el cuadrilátero. La ubicación central del cráter es el cuadrilátero, los cráteres que su ubicación central se encuentra en otro cuadrilátero se enumeran por parte este, oeste, norte o sur.
Nombre | Localización | Diámetro | Año de aprobación |
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Avire | 40 ° 49′S 159 ° 46′W / 40,82 ° S 159,76 ° W / -40,82; -159,76 | 6,85 kilometros | 2008 |
Belyov | |||
Bunnik | |||
Clark | |||
Copérnico | 48 ° 48′S 168 ° 48′W / 48,8 ° S 168,8 ° W / -48,8; -168,8 | 300 kilometros | 1973 |
Cruz 1 | Parte sur | ||
Dechu | 42 ° 15′S 157 ° 59′W / 42,25 ° S 157,99 ° W / -42,25; -157,99 | 22 kilometros | 2018 |
Dokuchaev | |||
Dunkassa | |||
Eudoxo | 44 ° 54′S 147 ° 30′W / 44,9 ° S 147,5 ° W / -44,9; -147,5 | 98 kilometros | 1973 |
Galap | |||
Henbury | |||
Hussey | |||
Kamnik | |||
Keeler | 61 ° 00′S 151 ° 18′W / 61 ° S 151,3 ° W / -61; -151,3 | 95 kilometros | 1973 |
Koval'sky 1 | Parte sur | 297 kilometros 1 | 1973 |
Kuiper | 57 ° 24′S 157 ° 18′W / 57,4 ° S 157,3 ° W / -57,4; -157,3 | 87 kilometros | 1973 |
Langtang | |||
Li Fan | 47 ° 12′S 153 ° 12′W / 47,2 ° S 153,2 ° W / -47,2; -153,2 | 104,8 kilometros | 1973 |
Liu Hsin | 53 ° 36′S 171 ° 36′W / 53,6 ° S 171,6 ° W / -53,6; -171,6 | 137 kilometros | 1973 |
Magelhaens | 32 ° 22′S 194 ° 41′W / 32,36 ° S 194,68 ° W / -32,36; -194,68 | 105 kilometros | |
Marinero | 35 ° 06′S 164 ° 30′W / 35,1 ° S 164,5 ° W / -35,1; -164,5 | 170 kilometros | 1967 |
Millman | |||
Nansen | 50 ° 18′S 140 ° 36′W / 50,3 ° S 140,6 ° W / -50,3; -140,6 | 81 kilometros | 1967 |
Naruko | |||
Newton | 40 ° 48′S 158 ° 06′W / 40,8 ° S 158,1 ° W / -40,8; -158,1 | 298 kilometros | 1973 |
Niquero | |||
Nordenskiöld | |||
Palikir | 41 ° 34′S 158 ° 52′W / 41,57 ° S 158,86 ° W / -41,57; -158,86 | 15,57 kilometros | 2011 |
Pickering | 1973 | ||
Ptolomeo | 48 ° 13′S 157 ° 36′W / 48,21 ° S 157,6 ° W / -48,21; -157,6 | 165 kilometros | 1973 |
Reutov | |||
Selevac | |||
Sitrah | |||
Taltal | |||
Triolet | |||
Trumpler | |||
Tyutaram | 2013 | ||
Muy | 49 ° 36′S 177 ° 06′W / 49,6 ° S 177,1 ° W / -49,6; -177,1 | 114,8 kilometros | 1973 |
Wright | 58 ° 54′S 151 ° 00′W / 58,9 ° S 151 ° O / -58,9; -151 | 113,7 kilometros | 1973 |
Yaren |
1 Ubicado parcialmente en el cuadrilátero mientras que otra parte está en un cuadrilátero diferente junto con el diámetro del cráter
Mesa en un cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas en manto, 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. [74] 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. [75] [76] [77] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Redes de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de las redes de crestas lineales de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Redes de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Redes de crestas lineales, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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 . [78] [79] Se puede encontrar arena negra en la Tierra en Hawai y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur. [80] 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. [81] [82] 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). [83] Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondas en sus superficies. [84] Estos son causados por los 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.
Dunas en Newton (cráter marciano) , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas en el cráter Newton, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas en el cráter Newton, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas en el cráter Newton que muestran ondulaciones en la superficie, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Manto
Gran parte de la superficie marciana está cubierta por una gruesa capa de manto rica en hielo que ha caído del cielo varias veces en el pasado. [85] [86] [87] En algunos lugares, varias capas son visibles en el manto. [88]
Tader Valles , visto por THEMIS . El material liso en los canales puede ser un manto en forma de nieve sucia.
Imagen de HiRISE que muestra un manto liso que cubre partes de un cráter en el cuadrilátero Phaethontis. A lo largo del borde exterior del cráter, el manto se muestra en capas. Esto sugiere que el manto se depositó varias veces en el pasado. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish. Las capas se amplían en la siguiente imagen.
Ampliación de la imagen anterior de las capas del manto. Se ven de cuatro a cinco capas. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.
Superficie que muestra la apariencia con y sin cobertura de manto, como la ve HiRISE, bajo el programa HiWish. La ubicación es Terra Sirenum en el cuadrilátero Phaethontis.
Aspecto de la superficie con y sin manto, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish
Atlantis Chaos , dentro de la cuenca de Atlantis , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver la cobertura del manto y los posibles barrancos. Las dos imágenes son partes diferentes de la imagen original. Tienen diferentes escalas.
Canales
Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de Marte. [89] [90] 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 . [91] [92] [93] [94] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para tallar todos los canales de 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. [95] [96]
Canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish Las formas aerodinámicas se indican con flechas.
Oxbow lake , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Canal que conecta dos cráteres, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Pistas del diablo de polvo
Debido a que una fina capa de polvo fino y brillante cubre gran parte de la superficie de Marte, los remolinos de polvo que pasan eliminan el polvo brillante y exponen la superficie oscura subyacente. [97] [98] Se han visto diablos de polvo desde el suelo y desde naves espaciales en órbita. Incluso han quitado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, extendiendo así enormemente sus vidas. [99]
Amplia vista de las huellas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las pistas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las pistas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las pistas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las pistas del diablo de polvo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Otras escenas en el cuadrilátero Phaethontis
Este mapa topográfico muestra picos volcánicos en blanco por su gran altura. Cerca del ecuador, una línea de tres volcanes apunta hacia el sur hasta Phaethontis y tres grandes cráteres, el área donde hay muchos barrancos. Haga clic en la imagen para una buena vista.
Mapa del cuadrilátero Phaethontis. Haga clic en para ampliar y ver algunos nombres de cráteres.
Imagen de cerca de la superficie de Phaethontis tomada con Mars Global Surveyor . Se cree que los agujeros se deben a que el hielo enterrado se convierte en gas.
Pozos en el suelo del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish Los pozos pueden formarse cuando el hielo deja el suelo. ESP 050933 1355channel.jpg
Vista amplia de los huecos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish Los huecos se pueden formar cuando el hielo abandona el suelo.
Vista cercana de los huecos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los huecos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- Relleno de cráter concéntrico
- Dunas
- Depósitos de electris
- Fossa (geología)
- Geología de Marte
- Glaciares en Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Programa HiWish
- Cráter de impacto
- Manto dependiente de la latitud
- Redes de crestas lineales
- Lista de áreas de terreno caótico en Marte
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Terreno del caos marciano
- Dicotomía marciana
- Barrancos marcianos
- Programa de focalización pública del MOC
- Newton (cráter marciano)
- lago Oxbow
- Tectónica de Marte
- Agua en Marte
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enlaces externos
- Revisión general de muchas de las teorías sobre el origen de los barrancos.
- Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). "Barrancos marcianos en las latitudes medias del sur de Marte: evidencia de la formación de clima controlado de características fluviales jóvenes basadas en la topografía local y global" (PDF) . Ícaro . 188 (2): 315–323. Código bibliográfico : 2007Icar..188..315D . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 . Da una buena reseña de la historia del descubrimiento de barrancos.
- Martian Ice - Jim Secosky - XVI Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte