Tempe Terra es una región montañosa con muchos cráteres en el hemisferio norte del planeta Marte . Ubicada en el borde noreste de la provincia volcánica de Tharsis , Tempe Terra se destaca por su alto grado de fractura y deformación de la corteza. La región también contiene muchos pequeños volcanes en escudo , flujos de lava y otras estructuras volcánicas.
La región lleva el nombre de la característica del albedo Tempe, utilizada por primera vez por el astrónomo EM Antoniadi en 1930 para describir un parche brillante de terreno centrado cerca de 40 ° N, 70 ° W. El nombre proviene del Valle de Tempe , un valle ubicado al sur del Monte Olimpo y celebrado por los antiguos griegos por su belleza. La Unión Astronómica Internacional (IAU) designó formalmente la región Tempe Terra en 1979. Terra (pl. Terrae) es un término descriptor en latín que se usa en geología planetaria para las regiones montañosas similares a continentes (es decir, masas terrestres extensas) en otros planetas. [1]
Ubicación y descripción
Tempe Terra se encuentra en la mitad oriental del cuadrilátero Arcadia (MC-03) y el borde occidental del cuadrilátero Mare Acidalium (MC-04) en el hemisferio occidental de Marte. Está centrado en39 ° 42'N 289 ° 00'E / 39,7 ° N 289 ° ECoordenadas : 39 ° 42'N 289 ° 00'E / 39,7 ° N 289 ° Ey se extiende alrededor de 2.700 km en su extensión más amplia. [1] La región se extiende desde aproximadamente 30 ° a 54 ° N y desde 265 ° a 310 ° E, cubriendo aproximadamente 2,1 millones de km 2 , [2] o un área aproximadamente equivalente a la de Arabia Saudita . Limita al este con Chryse y Acidalia Planitiae, al norte con las llanuras bajas de Arcadia y Vastitas Borealis , y al sur con el enorme sistema de canales de salida de Kasei Valles .
Geología
Tempe Terra ocupa una zona de transición entre las viejas tierras altas del sur de Marte repletas de cráteres y las tierras bajas geológicamente más jóvenes del norte. Tempe Terra contiene las exposiciones más septentrionales de la antigua corteza de las tierras altas del planeta. [3] La región está atravesada por un gran número de fallas y grabens normales lineales a curvilíneos con edades que abarcan gran parte de la historia geológica de Marte. La investigación sobre la extensión , o fisuras en la corteza, ha sugerido que Tempa Terra puede ser la región geológica más tensa de Marte [4] con una gran cantidad de volcanes de escudo bajo .
Hay evidencia de valles en Tempe Terra, incluidos meandros de arroyos, como en la imagen de abajo.
Barrancos
Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos de pendiente descendente asociados , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , ocurren en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene un nicho dendrítico en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, dando a todo el barranco una forma de reloj de arena. [5] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos tallados en las caras de las dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre las características y la aparente interacción con las características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creían que los procesos que excavan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa. Las imágenes a continuación muestran una variedad de barrancos y características de barrancos.
Una variedad de barrancos que se originan en diferentes niveles son visibles en esta imagen de HiRISE que fue tomada bajo el programa HiWish .
Esta ampliación de una pequeña parte de la imagen anterior muestra terrazas a lo largo de un canal de barranco. Las terrazas se crearon cuando un nuevo canal atravesó la superficie anterior. Esto significa que el barranco no estuvo en un solo evento. El agua debe haber corrido más de una vez en este lugar.
Barrancos en un cráter. Algunos parecen jóvenes, otros están bien desarrollados. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos a lo largo de la pared de la mesa en North Tempe Terra, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del delantal del barranco, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana de la alcoba del barranco, como la ve HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Barrancos en la pared de la mesa, como los 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. [6] Estas características también se han denominado "redes de crestas poligonales", "crestas en forma de caja" y "crestas reticuladas". [7] 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 red de crestas, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una cresta pequeña y recta.
Vista cercana de crestas pequeñas y grandes, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de crestas pequeñas y grandes, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Pozos y abrevaderos
Los pozos y depresiones son comunes 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 lo tanto, fossa es singular y fossae es plural. [8] Varios mecanismos pueden formarlos. Fossae se puede formar 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. [9] Los estudios han encontrado que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura de la roca desciende a 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material de la superficie se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráter de pozo. En Marte, los cráteres de fosas individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar depresiones que a veces son festoneadas. [10]
Línea de pozos, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Fossae a menudo parece comenzar con una línea de pozos.
Pozos en canales poco profundos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Comederos (Fossae), visto por HiRISE en el programa HiWish
Otras imágenes de Tempe Terra
Las siguientes imágenes probablemente se hayan formado a partir de hielo. La superficie marciana muestra muchos tipos diferentes de agujeros, hoyos, depresiones y huecos que se cree que fueron causados por la desaparición de grandes cantidades de hielo del suelo. Cuando el hielo se va, el suelo se derrumba. Debido a la fina atmósfera del planeta, el hielo se sublima, pasa directamente de una fase sólida a una fase gaseosa. El hielo seco hace eso en la Tierra. Los eskers se forman cuando un arroyo pasa por debajo de un glaciar y deposita material que queda cuando el glaciar desaparece.
Tempe Terra como se ve en la imagen coloreada de MOLA . Las áreas rojas muestran las elevaciones más altas; azul, más bajo. Acidalia Planitia es el área azul en el extremo derecho. Los inmensos canales de salida de Kasei Valles están en la parte inferior derecha.
Huecos formados por erosión en el suelo del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Esker, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es Tempe Terra en el cuadrilátero de Arcadia .
Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish La ubicación es Tempe Terra Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima en Marte
- Glaciares
- Glaciares en Marte
- Barrancos marcianos
- Agua en Marte
Referencias
- ^ a b Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria. http://planetarynames.wr.usgs.gov Archivado el 31 de marzo de 2016 en Wayback Machine .
- ^ Neesemann, A .; van Gasselt, S; Hauber, E; Neukum, G. (2010) Perspectivas de la evolución de la región de Tempe Terra, Marte: refinamientos de unidades geológicas y tectónicas. 41ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria; LPI: Houston, TX, Resumen n. ° 2685. "Copia archivada" (PDF) . Archivado (PDF) desde el original el 29 de junio de 2011 . Consultado el 19 de febrero de 2011 .CS1 maint: copia archivada como título ( enlace ).
- ^ Frey, HV; Grant, TD 1990. Resurfacing History of Tempe Terra y sus alrededores. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14,249-14,263.
- ^ Golombek, diputado; Tanaka, KL; Franklin, BJ (1996). "Extensión a través de Tempe Terra, Marte, a partir de mediciones de anchos de fallas escarpadas y cráteres deformados" . Revista de investigación geofísica: planetas . 101 (E11). Archivado desde el original el 2 de octubre de 2012.
- ^ Malin, M., Edgett, K. 2000. Evidencia de filtración reciente de agua subterránea y escorrentía superficial en Marte. Science 288, 2330–2335.
- ^ Jefe, J., J. Mostaza. 2006. Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto en Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
- ^ Moore, J., D. Wilhelms. 2001. Hellas como posible sitio de antiguos lagos cubiertos de hielo en Marte. Ícaro: 154, 258-276.
- ^ "Nomenclatura del nombre de la característica marciana de la galería de arte de Marte" . www.marsartgallery.com . Archivado desde el original el 24 de julio de 2016 . Consultado el 7 de mayo de 2018 .
- ^ Skinner, J., L. Skinner y J. Kargel. 2007. Reevaluación del resurgimiento basado en hidrovolcanismo dentro de la región de Galaxias Fossae de Marte. Ciencia lunar y planetaria XXXVIII (2007)
- ^ Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims y S. Colton. 2003. Distribución, morfología y asociaciones estructurales de las cadenas de cráteres del pozo marciano. Ciencia lunar y planetaria XXXIV (2003)
enlaces externos
- Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
- Mars Express
- Imagen HiRISE de una colina en Tempe Terra