Vastitas Borealis ( América 'basura del norte' [1] ) es laregión de tierras bajas más grandede Marte . Se encuentra en las latitudes septentrionales del planeta y rodea la región polar norte . [2] Vastitas Borealis a menudo se conoce simplemente como las llanuras del norte , las tierras bajas del norte o el ergio polar del norte [3] de Marte. Las llanuras se encuentran 4-5 km por debajo del radio medio del planeta, y está centrada en 87.73 ° N 32.53 ° E . [4] Una pequeña parte de Vastitas Borealis se encuentra en el cuadrángulo de Ismenius Lacus .87 ° 44'N 32 ° 32'E /
Localización | Hemisferio norte, Marte |
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Coordenadas | 87 ° 44'N 32 ° 32'E / 87,73 ° N 32,53 ° ECoordenadas : 87 ° 44'N 32 ° 32'E / 87,73 ° N 32,53 ° E |
Largo | 0-360 E |
Ancho | 48.25-82.08 N |
Diámetro | 2002,91 kilometros |
Profundidad | 4-5 kilometros |
Nombrar | latín |
La región fue nombrada por Eugene Antoniadi , quien notó la característica distintiva del albedo de las llanuras del norte en su libro La Planète Mars (1930). El nombre fue adoptado oficialmente por la Unión Astronómica Internacional en 1973. [5]
Aunque no es una característica oficialmente reconocida, la Cuenca del Polo Norte constituye la mayor parte de las tierras bajas del hemisferio norte de Marte. [6] [7] Como resultado, Vastitas Borealis se encuentra dentro de la Cuenca Polar Norte, mientras que Utopia Planitia , otra cuenca muy grande, está adyacente a ella. Algunos científicos han especulado que las llanuras estaban cubiertas por un océano hipotético en algún momento de la historia de Marte y se han sugerido costas putativas para sus bordes sur. Hoy en día, estas llanuras de pendiente suave están marcadas por crestas, colinas bajas y cráteres dispersos. Vastitas Borealis es notablemente más suave que áreas topográficas similares en el sur.
En 2005, la Agencia Espacial Europea 's Mars Express de la nave espacial fotografiada una cantidad considerable de hielo de agua en un cráter en la región Vastitas Borealis. Las condiciones ambientales en la localidad de esta característica son adecuadas para que el hielo de agua permanezca estable. Se reveló después de superponer dióxido de carbono congelado sublimado al comienzo del verano del hemisferio norte y se cree que es estable durante todo el año marciano. [8]
Una sonda de la NASA llamada Phoenix aterrizó de forma segura en una región de Vastitas Borealis llamada extraoficialmente Green Valley el 25 de mayo de 2008 (a principios del verano marciano). Phoenix aterrizó en 68.218830 ° N 234.250778 ° E. [9] La sonda, que permanecerá estacionaria, recogió y analizó muestras de suelo en un esfuerzo por detectar agua y determinar qué tan hospitalario pudo haber sido el planeta para que creciera la vida. Permaneció activo allí hasta que las condiciones invernales se volvieron demasiado duras alrededor de cinco meses después. [10]
Superficie
A diferencia de algunos de los sitios visitados por los módulos de aterrizaje Viking y Pathfinder , casi todas las rocas cercanas al sitio de aterrizaje de Phoenix en Vastitas Borealis son pequeñas. Hasta donde alcanza la vista de la cámara, la tierra es plana, pero tiene forma de polígonos. Los polígonos tienen entre 2 y 3 m de diámetro y están delimitados por depresiones de 20 a 50 cm de profundidad. Estas formas son causadas por el hielo en el suelo que reacciona a cambios importantes de temperatura. [11] La parte superior del suelo tiene una costra. El microscopio mostró que el suelo está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Cuando se recoge la tierra, se aglutina. Aunque otros módulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondas y dunas, no se ven ondas ni dunas en el área de Phoenix . El hielo está presente a unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos. A lo largo del borde de los polígonos, el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad. Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, desaparece lentamente. [12] En el invierno habría acumulaciones de nieve en la superficie. [13]
Química de superficie
Los resultados publicados en la revista Science después de que terminó la misión Phoenix informaron que se detectaron cloruro , bicarbonato, magnesio , sodio , potasio , calcio y posiblemente sulfato en las muestras. El pH se redujo a 7,7 + o - 0,5. Se detectó perclorato (ClO 4 ), un oxidante fuerte. Este fue un descubrimiento significativo. La sustancia química tiene el potencial de ser utilizada como combustible para cohetes y como fuente de oxígeno para futuros colonos. En determinadas condiciones, el perclorato puede inhibir la vida; sin embargo, algunos microorganismos obtienen energía de la sustancia (por reducción anaeróbica). El producto químico cuando se mezcla con agua puede reducir considerablemente los puntos de congelación, de una manera similar a como se aplica la sal a las carreteras para derretir el hielo. El perclorato atrae fuertemente el agua; en consecuencia, podría extraer la humedad del aire y producir una pequeña cantidad de agua líquida en Marte hoy. [14] Los barrancos, que son comunes en ciertas áreas de Marte, pueden haberse formado a partir de perclorato que derrite el hielo y hace que el agua erosione el suelo en pendientes pronunciadas. [15] Dos series de experimentos demostraron que el suelo contiene 3-5% de carbonato de calcio. Cuando una muestra se calentó lentamente en el Analizador Térmico y de Gas Evolucionado (TEGA), se produjo un pico a 725 ° C, que es lo que sucedería si hubiera carbonato de calcio presente. En un segundo experimento , se añadió ácido a una muestra de suelo en el Laboratorio de Química Húmeda (WCL) mientras un electrodo de pH medía el pH. Dado que el pH subió de 3,3 a 7,7, se concluyó que estaba presente carbonato de calcio. El carbonato de calcio cambia la textura del suelo al cementar las partículas. Tener carbonato de calcio en el suelo puede ser más fácil para las formas de vida porque amortigua los ácidos, creando un pH más amigable con la vida. [dieciséis]
Suelo estampado
Gran parte de la superficie de Vastitas Borealis está cubierta con un suelo estampado. A veces, el suelo tiene forma de polígonos. El módulo de aterrizaje Phoenix proporcionó vistas en primer plano del terreno modelado en forma de polígonos . En otros lugares, la superficie tiene montículos bajos dispuestos en cadenas. Algunos científicos primero llamaron a las características terreno de huellas dactilares porque las muchas líneas parecían las huellas dactilares de alguien. [17] Características similares tanto en forma como en tamaño se encuentran en regiones periglaciales terrestres como la Antártida. Los polígonos de la Antártida están formados por la expansión y contracción repetidas de la mezcla de suelo y hielo debido a los cambios estacionales de temperatura. Cuando el suelo seco cae en las grietas, se forman cuñas de arena que aumentan este efecto. Este proceso da como resultado redes poligonales de fracturas por tensión. [18]
Olympia Planitia Dunes, visto por HiRISE . El yeso ha sido detectado aquí por MRO . [19]
El suelo estampado alguna vez se llamó terreno de huellas dactilares porque parecía huellas dactilares gigantes. Los puntos oscuros son en realidad cadenas de montículos bajos. La característica circular central es un anillo de rocas oscuras en el borde de un cráter enterrado. Imagen de Mars Global Surveyor .
Cráter Lomonosov con suelo de patrón poligonal, como se ve con Mars Global Surveyor.
Fondo del cráter Korolev , visto por HiRISE .
Antihielo
En la primavera, aparecen varias formas porque la escarcha está desapareciendo de la superficie, exponiendo el suelo oscuro subyacente. Además, en algunos lugares el polvo se expulsa en erupciones parecidas a géiseres que a veces se denominan "arañas". Si sopla viento, el material crea una franja o abanico largo y oscuro.
Arañas y escarcha en los polígonos durante la primavera del norte, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Vista de primer plano de la araña entre polígonos o suelos con patrones, como la ve HiRISE en el programa HiWish.
Arañas moldeadas por el viento en racha o abanicos, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La superficie del polígono tiene escarcha en los canales a lo largo de los bordes.
Grupo de dunas con la mayor parte de las heladas desaparecidas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Algunas ondas son visibles.
Primer plano de las dunas descongeladas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. También son visibles algunas ondulaciones y un pequeño canal.
Glaciares
Los glaciares formaron gran parte de la superficie observable en grandes áreas de Marte. Se cree que gran parte del área en latitudes altas todavía contiene enormes cantidades de hielo de agua. [20] En marzo de 2010, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de un área llamada Deuteronilus Mensae que encontró evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros rocosos. El hielo probablemente se depositó en forma de nieve durante un clima anterior cuando los polos estaban más inclinados. [21] Se cree que algunas características de Vastitas Borealis son glaciares antiguos, como se muestra en las imágenes a continuación.
Restos de un glaciar después de la desaparición del hielo, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.
Probable glaciar visto por HiRISE bajo el programa HiWish . Los estudios de radar han descubierto que está compuesto casi por completo de hielo puro. Parece moverse desde el terreno elevado (una mesa) a la derecha.
Glaciar pie de elefante del lago Romer en el Ártico de la Tierra, visto por Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características de Marte que se cree que también son glaciares.
Capas
Donde la capa de hielo está expuesta en ciertos lugares, se encuentra que contiene muchas capas. Algunos se muestran en la siguiente imagen.
Capas visibles a lo largo del borde de la capa de hielo, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Dunas
Dunas en el suelo de un cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Primer plano de las dunas en un cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Primer plano de las dunas en el suelo de un cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish
Clima
Tiempo
El módulo de aterrizaje Phoenix proporcionó varios meses de observaciones meteorológicas desde Mare Boreum. Las velocidades del viento oscilaron entre 11 y 58 km por hora. La velocidad media habitual era de 36 km por hora. [22] La temperatura más alta medida durante la misión fue de -19,6 ° C, mientras que la más fría fue de -97,7 ° C. [23] Se observaron diablos de polvo. [24]
Las nubes cirros que producían nieve se avistaron en imágenes de Phoenix . Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera de alrededor de -65 ° C, por lo que las nubes tendrían que estar compuestas de hielo de agua, en lugar de hielo de dióxido de carbono porque la temperatura para formar hielo de dióxido de carbono es mucho más baja, menos que -120 ° C. Como resultado de la misión, ahora se cree que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más adelante en el año en este lugar. [13]
Los científicos creen que el hielo de agua fue transportado hacia abajo por la nieve durante la noche. Se sublimó (pasó directamente del hielo al vapor) por la mañana. A lo largo del día, la convección y la turbulencia lo mezclaron con la atmósfera. [13]
Ciclos climáticos
La interpretación de los datos transmitidos desde la nave Phoenix se publicó en la revista Science . Según los datos revisados por pares, se ha confirmado la presencia de hielo de agua y que el sitio tenía un clima más húmedo y cálido en el pasado reciente. Encontrar carbonato de calcio en el suelo marciano lleva a los científicos a creer que el sitio había estado húmedo o húmedo en el pasado geológico. Durante los ciclos diurnos estacionales o de períodos más prolongados, el agua puede haber estado presente como películas delgadas. La inclinación u oblicuidad de Marte cambia mucho más que la Tierra; de ahí que sean probables tiempos de mayor humedad. [25]
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Lagos en Marte
Referencias
- ^ Charlton T. Lewis, Charles Short, Un diccionario latino , Oxford. Prensa de Clarendon. 1879. ISBN 0-19-864201-6 [1]
- ^ "Vastitas Borealis" . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias de Astrogeología de USGS . Archivado desde el original el 23 de abril de 2018 . Consultado el 22 de abril de 2021 .
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( ayuda ) [ enlace muerto ] - ^ Hecht, M. et al. 2009. Detección de perclorato y química soluble del suelo marciano en el sitio Phoenix Lander. Ciencia: 325. 64-67
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- ^ Smith, P. et al. H 2 O en el sitio de aterrizaje de Phoenix. 2009. Ciencia: 325. p58-61
- ^ Boynton y col. 2009. Evidencia de carbonato de calcio en el lugar de aterrizaje de Mars Phoenix. Ciencias. 325: 61-64
Otras lecturas
- Martel, LMV (julio de 2003) Antiguas inundaciones y mares en Marte. Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias . http://www.psrd.hawaii.edu/July03/MartianSea.html
enlaces externos
- Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte