Terra Cimmeria es una gran región marciana, centrada en 34,7 ° S 145 ° E y que cubre 5.400 km (3.400 millas) en su extensión más amplia. Cubre las latitudes 15 N a 75 S y longitudes 170 a 260 W. [1] Se encuentra en el cuadrilátero de Eridania . Terra Cimmeria es una parte de la región montañosa del sur del planeta, llena de cráteres. El rover Spirit aterrizó cerca del área.34 ° 42′S 145 ° 00′E / Coordenadas : 34 ° 42′S 145 ° 00′E / 34,7 ° S 145 ° E
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La palabra Cimmerium proviene de un antiguo pueblo marinero tracio. La tierra siempre estuvo cubierta de nubes y niebla. [2]
Un fenómeno visual de gran altitud, probablemente una nube de condensación, [3] fue visto sobre esta región a finales de marzo de 2012. [4] La NASA intentó observarlo con algunos de sus orbitadores de Marte, incluido el instrumento THEMIS en la nave espacial Mars Odyssey de 2001 y MARCI en el Mars Reconnaissance Orbiter . [3] [4]
Barrancos marcianos
Terra Cimmeria es la ubicación de barrancos que pueden deberse al reciente flujo de agua. [5] [6] 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 o ningún cráter. 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, [7] otros han encontrado que el mayor número de barrancos se encuentra en pendientes que miran hacia los polos, especialmente entre 30 y 44 S. [8] [9]
Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, [10] 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. [11] [12]
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. [13] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y haber provocado que el agua fluyera 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. [14] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [15]
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. [16] [17] [18] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, suaviza 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. [19] [20] [21] 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 . [22] El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [23] 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 (0,79 pulgadas) 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 m (33 pies) de espesor. [24] [25] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. [26] 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. [8] [27] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire tenue de la altitud más alta. [28]
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. [29] 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. [30] [31] 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. [32]
Grupo de barrancos cerca del cráter Newton ( 41 ° 18′17 ″ S 192 ° 53′24 ″ E / 41.3047 ° S 192.89 ° E / -41,3047; 192,89) ( Mars Global Surveyor ).
Barrancos ( HiRISE ).
Barrancos - Primer plano ( HiRISE ).
Delantal Gullies - Close-up ( HiRISE ).
Barrancos en dos niveles diferentes en el cráter, como los 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 ). [33] [34] El magnetómetro en MGS descubrió franjas de 100 km (62 millas) de ancho de corteza magnetizada que corren aproximadamente paralelas hasta 2,000 kilómetros (1,200 millas). 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. [35] [36] 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. [37] [38] [39] Cuando las rocas se solidificaron, retuvieron 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. Los datos iniciales se obtuvieron cuando MGS viajó cerca del planeta durante el aerofrenado. Sin embargo, mediciones posteriores, recopiladas durante un período de 2 años desde una altitud de 400 km (250 millas), revelaron que las características magnéticas incluso coincidían con las características conocidas en la superficie. [40] 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. [41]
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. [42]
Glaciares
Se cree que muchas características de Marte son glaciares con una capa relativamente delgada de escombros que evita que el hielo se derrita. Algunas de estas características se muestran en las imágenes siguientes. Se puede encontrar una descripción detallada de ellos en el artículo Glaciares en Marte .
Fondo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish . La superficie rugosa fue producida por el hielo que dejó el suelo. El cráter ha acumulado mucho hielo que está cubierto por rocas y tierra.
Capas del manto, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El manto es rico en hielo y cae del cielo durante ciertos climas. La presencia de varias capas sugiere que ha venido del cielo en diferentes momentos.
Cráter Arrhenius, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Características glaciales en el cráter Arrhenius, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . Las flechas apuntan a viejos glaciares.
Cráter Cruls , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Las flechas indican glaciares antiguos.
Viejos glaciares en el cráter Cruls, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish.
Dunas
Cuando hay condiciones perfectas para producir dunas de arena, viento constante en una dirección y suficiente arena, se forma una duna de arena barchan. Los graneros tienen una pendiente suave en el lado del viento y una pendiente mucho más pronunciada en el lado de sotavento, donde a menudo se forman cuernos o una muesca. [43] Puede parecer que toda la duna se mueve con el viento. Observar las dunas de Marte puede decirnos qué tan fuertes son los vientos, así como su dirección. Si se toman fotografías a intervalos regulares, se pueden ver cambios en las dunas o posiblemente ondas en la superficie de la duna. En Marte, las dunas suelen ser de color oscuro porque se formaron a partir del basalto de roca volcánica común. En el ambiente seco, los minerales oscuros del basalto, como el olivino y el piroxeno, no se descomponen como lo hacen en la Tierra. Aunque es raro, se encuentra algo de arena oscura en Hawai, que también tiene muchos volcanes que descargan basalto. Barchan es un término ruso porque este tipo de duna se vio por primera vez en las regiones desérticas de Turkestán. [44] Parte del viento en Marte se crea cuando el hielo seco en los polos se calienta en la primavera. En ese momento, el dióxido de carbono sólido (hielo seco) se sublima o cambia directamente a un gas y se precipita a altas velocidades. Cada año marciano, el 30% del dióxido de carbono en la atmósfera se congela y cubre el polo que está experimentando el invierno, por lo que existe un gran potencial para vientos fuertes. [45]
Dunas oscuras, como las ve HiRISE en el programa HiWish . Las dunas oscuras están compuestas por basalto de roca ígnea . El cuadro oscuro en el centro de la foto muestra el área ampliada en la siguiente imagen. La escala tiene 500 metros de largo.
Cerca de dunas oscuras, como las ve HiRISE en el programa HiWish . La imagen tiene poco más de 1 km en su dimensión más larga. La ubicación de esta imagen se muestra en la imagen anterior.
Dunes, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Eridania .
Dunas en el suelo del cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de las dunas cerca de los cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las dunas cerca del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color de las dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Galería
Superficie en el suelo del cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal en el suelo del cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish
Grupo de cráteres posiblemente debido a la ruptura de un asteroide.
Crestas expuestas debajo de una capa oscura, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Canal que se ha erosionado a través de una cresta arrugada, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra el punto donde el canal se erosionó a través de la cresta.
Mapa interactivo de Marte
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Ver también
- Barchan
- Geografía de Marte
- Glaciares en Marte
- Barrancos marcianos
- Agua en Marte
Referencias
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enlaces externos
- Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte