Protonilus Mensae es un área de Marte en el cuadrángulo de Ismenius Lacus . Se centra en las coordenadas 43,86 ° N y 49,4 ° E. Sus longitudes occidental y oriental son 37 ° E y 59,7 ° E. Las latitudes norte y sur son 47,06 ° N y 39,87 ° N. [1] Protonilus Mensae está entre Deuteronilus Mensae y Nilosyrtis Mensae ; todos se encuentran a lo largo del límite de la dicotomía marciana . Su nombre fue adaptado por la IAU en 1973.
Coordenadas | 43 ° 52'N 49 ° 24'E / 43,86 ° N 49,4 ° ECoordenadas : 43 ° 52'N 49 ° 24'E / 43,86 ° N 49,4 ° E |
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La superficie se describe como terreno trasteado . Este terreno contiene acantilados, mesetas y amplios valles planos. Se cree que las características de la superficie fueron causadas por glaciares cubiertos de escombros. [2] [3] Estos glaciares se denominan delantales de escombros lobulados (LDA) cuando rodean montículos y mesetas. Cuando los glaciares están en valles, se les llama relleno de valle lineal (LVF). Partes de la superficie muestran patrones de flujo que comienzan en numerosos nichos ubicados dentro de las paredes de las mesetas. Los pequeños lóbulos de flujo en la parte superior de los flujos principales demuestran que hubo más de un período glacial, al igual que en la Tierra. [4] Se cree firmemente que debajo de una fina capa de roca y polvo se encuentran grandes depósitos de hielo. [5] [6] Los datos de radar del SHAllow RADar (SHARAD) a bordo del MRO han encontrado hielo puro bajo LDA y LVF. [7]
Algunos lugares en Protonilus Mensae muestran líneas de pozos. Estos pozos pueden haberse formado cuando el hielo molido se convirtió en gas, dejando así un vacío. Cuando el material de la superficie se colapsa en huecos, se crean hoyos. [8]
Dunas
Amplia vista de las dunas en el cráter Moreux , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
El cambio climático provocó características ricas en hielo
Se cree que muchas características de Marte, incluidas las de Protonilus Mensae, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados [9] [10] Los grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.
Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus actuales 25 grados, el hielo ya no es estable en los polos. [11] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad de la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [12] [13] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [14] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo. [15] [16] El depósito de retardo cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [17] Tenga en cuenta que la capa de manto de la superficie lisa probablemente representa sólo material relativamente reciente.
Terreno cerebral
El terreno del cerebro es una región de crestas en forma de laberinto de 3-5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos. [18]
Glaciares
Mesa en el cuadrilátero de Ismenius Lacus , visto por CTX. Mesa tiene varios glaciares erosionándola. Uno de los glaciares se ve con mayor detalle en las siguientes dos imágenes de HiRISE.
Glaciar visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El área en rectángulo se amplía en la siguiente foto. Zona de acumulación de nieve en la cima. El glaciar se mueve valle abajo y luego se extiende por la llanura. La evidencia de flujo proviene de las muchas líneas en la superficie. La ubicación está en Protonilus Mensae en el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Pits en Protonilus Mensae, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish .
Fin de un glaciar, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La superficie a la derecha de la morrena final exhibe un patrón de suelo, que es común donde el agua subterránea se ha congelado.
Formas superficiales en Ismenius Lacus, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de CTX que muestra mesetas y lomas con delantales de escombros Lobate y relleno de valle alineado a su alrededor. La ubicación es el cuadrilátero de Ismenius Lacus .
Primer plano del relleno de valle lineado (LVF), como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen CTX anterior.
Glaciares moviéndose en dos valles diferentes, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Ver también
- Deuteronilus Mensae
- Geología de Marte
- glaciar
- Glaciares en Marte
- Dicotomía marciana
- Nilosyrtis Mensae
Referencias
- ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature [ enlace muerto permanente ]
- ^ Sharp, R. 1973. Mars Terrenos caóticos y trastentados. J. Geophys. Res .: 78. 4073-4083
- ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01502
- ^ Baker, M. et al. 2010. Patrones de flujo de las plataformas de escombros lobulados y el relleno de valles alineados al norte de Ismeniae Fossae, Marte: evidencia de una extensa glaciación en latitudes medias en la Amazonía tardía. Ícaro: 207, 186-209.
- ^ Morgan, G. y J. Head III. 2009. Cráter Sinton, Marte: Evidencia de impacto en un campo de hielo de meseta y derretimiento para producir redes de valles en el límite Hesperiano-Amazónico. Ícaro: 202. 39-59.
- ^ Morgan, G. et al. 2009. Relleno de valle lineado (LVF) y delantales de escombros lobulados (LDA) en la región límite de dicotomía norte de Deuteronilus Mensae, Marte: Restricciones en la extensión, edad y periodicidad de los eventos glaciales amazónicos. Ícaro: 202, 22-38.
- ^ Plaut, J., A. Safaeinili ,, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Evidencia de radar de hielo en delantales de escombros lobulados en las latitudes medias del norte de Marte. Geophys. Res. Letón. 36. doi: 10.1029 / 2008GL036379.
- ^ "HiRISE | Travesía del valle del terreno trastentado (PSP_009719_2230)" . Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 19 de diciembre de 2010 .
- ^ Touma J. y J. Wisdom. 1993. La oblicuidad caótica de Marte. Science 259, 1294-1297.
- ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard y P. Robutel. 2004. Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte. Ícaro 170, 343-364.
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identificación de polígonos de grietas de contracción térmica de tipo sublimación en el sitio de aterrizaje propuesto por la NASA en Phoenix: Implicaciones para las propiedades del sustrato y la evolución morfológica impulsada por el clima. Geophys. Res. Letón. 35. doi: 10.1029 / 2007GL032813.
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polígonos de grietas por contracción térmica en Marte: clasificación, distribución e implicaciones climáticas de las observaciones de HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
- ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo . 2011. Evolución del paisaje en regiones de latitudes medias de Marte: conocimientos de accidentes geográficos periglaciares análogos en Svalbard. En: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Geomorfología marciana. Sociedad Geológica, Londres. Publicaciones especiales: 356. 111-131
- ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard y P. Robutel. 2004. Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte. Ícaro 170, 343-364.
- ↑ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. La distribución y comportamiento del hielo terrestre marciano durante épocas pasadas y presentes. J. Geophys. Res. 100, 11781-11799.
- ^ Schorghofer, N., 2007. Dinámica de las edades de hielo en Marte. Nature 449, 192-194.
- ^ Madeleine, J., F. Olvídese, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Explorando la glaciación de latitudes medias del norte con un modelo de circulación general. En: Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Resumen 3096.
- ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Relleno de cráteres concéntricos en Utopia Planitia: Historia e interacción entre el "terreno cerebral" glacial y los procesos del manto periglacial. Ícaro 202, 462–476.