Geología de Marte

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Mapa geológico generalizado de Marte [1]
Marte visto por el telescopio espacial Hubble

La geología de Marte es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Marte . Enfatiza la composición, estructura, historia y procesos físicos que dan forma al planeta. Es análogo al campo de la geología terrestre . En ciencia planetaria , el término geología se usa en su sentido más amplio para referirse al estudio de las partes sólidas de planetas y lunas. El término incorpora aspectos de geofísica , geoquímica , mineralogía , geodesia y cartografía . [2] Un neologismo ,La areología , de la palabra griega Arēs (Marte), a veces aparece como sinónimo de la geología de Marte en los medios de comunicación populares y en las obras de ciencia ficción (por ejemplo, la trilogía de Marte de Kim Stanley Robinson ). [3] El término areología también se utiliza en el subreddit "r / Areology" [4] y en la Areological Society. [5]

Mapa geológico de Marte (2014)

Marte - mapa geológico ( USGS ; 14 de julio de 2014) ( imagen completa ) [6] [7] [8]
  • Figura 2 para el mapa geológico de Marte

Topografía marciana global y características a gran escala

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clic
( ver • discutir )
Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte , superpuesto con las ubicaciones de los sitios Mars Lander y Rover . Pase el mouse sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica las elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojos+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares .
(Ver también: mapa de Marte ; mapa / lista de monumentos conmemorativos de Marte )
( ROVER activoInactivoLANDER activoInactivoFuturo )          
← Beagle 2 (2003)
Curiosidad (2012) →
Deep Space 2 (1999) →
Rover Rosalind Franklin (2023) ↓
InSight (2018) →
Marte 2 (1971) →
← Marte 3 (1971)
Marte 6 (1973) →
Lander polar (1999) ↓
↑ Oportunidad (2004)
← Perseverancia (2021)
← Fénix (2008)
Schiaparelli EDM (2016) →
← Sojourner (1997)
Espíritu (2004) ↑
↓ Zhurong (2021)
Vikingo 1 (1976) →
Vikingo 2 (1976) →

Composición de Marte

Marte es un planeta terrestre diferenciado [se necesita aclaración ] . [ cita requerida ]

La misión del módulo de aterrizaje InSight está diseñada para estudiar el interior profundo de Marte. [9] La misión aterrizó el 26 de noviembre de 2018, [10] y desplegará un sismómetro sensible que permitirá mapas de estructura en 3D del interior profundo. [ necesita actualización ]

Fisiografía global

Marte tiene una serie de características superficiales distintas a gran escala que indican los tipos de procesos geológicos que han operado en el planeta a lo largo del tiempo. Esta sección presenta varias de las regiones fisiográficas más grandes de Marte. Juntas, estas regiones ilustran cómo los procesos geológicos que involucran vulcanismo , tectonismo , agua, hielo e impactos han dado forma al planeta a escala global.

Dicotomía hemisférica

Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) mapas coloreados en relieve sombreado que muestran elevaciones en los hemisferios occidental y oriental de Marte. (Izquierda): el hemisferio occidental está dominado por la región de Tharsis (rojo y marrón). Los volcanes altos parecen blancos. Valles Marineris (azul) es la característica larga en forma de tajo a la derecha. (Derecha): el hemisferio oriental muestra las tierras altas llenas de cráteres (de amarillo a rojo) con la cuenca de Hellas (azul oscuro / violeta) en la parte inferior izquierda. La provincia de Elysium está en el borde superior derecho. Las áreas al norte del límite de la dicotomía aparecen como tonos de azul en ambos mapas.

Los hemisferios norte y sur de Marte son sorprendentemente diferentes entre sí en topografía y fisiografía. Esta dicotomía es una característica geológica global fundamental del planeta. La parte norte es una enorme depresión topográfica. Aproximadamente un tercio de la superficie (principalmente en el hemisferio norte) se encuentra de 3 a 6 km más baja en elevación que los dos tercios del sur. Esta es una característica de relieve de primer orden a la par con la diferencia de elevación entre los continentes de la Tierra y las cuencas oceánicas. [11] La dicotomía también se expresa de otras dos formas: como una diferencia en la densidad del cráter de impacto y el espesor de la corteza entre los dos hemisferios. [12]El hemisferio al sur del límite de la dicotomía (a menudo llamado las tierras altas del sur) está muy lleno de cráteres y es antiguo, caracterizado por superficies rugosas que se remontan al período de fuertes bombardeos . En contraste, las tierras bajas al norte del límite de la dicotomía tienen pocos cráteres grandes, son muy lisas y planas, y tienen otras características que indican que se ha producido un resurgimiento extenso desde que se formaron las tierras altas del sur. La tercera distinción entre los dos hemisferios está en el grosor de la corteza. Los datos de gravedad topográfica y geofísica indican que la corteza en las tierras altas del sur tiene un grosor máximo de aproximadamente 58 km (36 millas), mientras que la corteza en las tierras bajas del norte "alcanza un pico" de alrededor de 32 km (20 millas) de grosor. [13] [14]La ubicación del límite de la dicotomía varía en latitud a lo largo de Marte y depende de cuál de las tres expresiones físicas de la dicotomía se esté considerando.

El origen y la edad de la dicotomía hemisférica aún se debate. Las hipótesis de origen generalmente se dividen en dos categorías: una, la dicotomía fue producida por un evento de mega impacto o varios impactos grandes al principio de la historia del planeta (teorías exógenas) [15] [16] [17] o dos, la dicotomía se produjo por adelgazamiento de la corteza en el hemisferio norte por convección del manto, vuelco u otros procesos químicos y térmicos en el interior del planeta (teorías endógenas). [18] [19] Un modelo endógeno propone un episodio temprano de tectónica de placas que produce una corteza más delgada en el norte, similar a lo que ocurre en los límites de las placas en expansión en la Tierra. [20]Cualquiera que sea su origen, la dicotomía marciana parece ser extremadamente antigua. Una nueva teoría basada en el Impacto del Gigante Polar Sur [21] y validada por el descubrimiento de doce alineaciones hemisféricas [22] muestra que las teorías exógenas parecen ser más fuertes que las teorías endógenas y que Marte nunca tuvo tectónica de placas [23] [24]que podría modificar la dicotomía. Los datos de sondeo por radar y altímetro láser de naves espaciales en órbita han identificado una gran cantidad de estructuras del tamaño de una cuenca que antes estaban ocultas en imágenes visuales. Llamadas depresiones cuasi-circulares (QCD), estas características probablemente representan cráteres de impacto abandonados del período de bombardeos intensos que ahora están cubiertos por una capa de depósitos más jóvenes. Los estudios de recuento de cráteres de QCD sugieren que la superficie subyacente en el hemisferio norte es al menos tan antigua como la corteza expuesta más antigua de las tierras altas del sur. [25] La antigüedad de la dicotomía impone una restricción significativa a las teorías sobre su origen. [26]

Provincias volcánicas de Tharsis y Elysium

A caballo entre el límite de la dicotomía en el hemisferio occidental de Marte se encuentra una provincia volcánica-tectónica masiva conocida como la región de Tharsis o el abultamiento de Tharsis. Esta inmensa y elevada estructura tiene miles de kilómetros de diámetro y cubre hasta el 25% de la superficie del planeta. [27] Con un promedio de 7 a 10 km sobre el nivel de referencia (nivel del "mar" marciano), Tharsis contiene las elevaciones más altas del planeta y los volcanes más grandes conocidos del Sistema Solar. Tres volcanes enormes, Ascraeus Mons , Pavonis Mons y Arsia Mons (conocidos colectivamente como Tharsis Montes ), se encuentran alineados NE-SW a lo largo de la cresta del bulto. La vasta Alba Mons(antes Alba Patera) ocupa la parte norte de la comarca. El enorme volcán en escudo Olympus Mons se encuentra frente a la protuberancia principal, en el extremo occidental de la provincia. La extrema masividad de Tharsis ha ejercido una tremenda tensión en la litosfera del planeta . Como resultado, inmensas fracturas extensionales ( grabens y valles de rift ) irradian hacia afuera desde Tharsis, extendiéndose hasta la mitad del planeta. [28]

Un centro volcánico más pequeño se encuentra a varios miles de kilómetros al oeste de Tharsis en Elysium . El complejo volcánico Elysium tiene unos 2.000 kilómetros de diámetro y consta de tres volcanes principales, Elysium Mons , Hecates Tholus y Albor Tholus . Se cree que el grupo de volcanes Elysium es algo diferente del Tharsis Montes, ya que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [29]

Cuencas de gran impacto

En Marte hay varias cuencas de impacto circulares enormes. La más grande que es fácilmente visible es la cuenca Hellas ubicada en el hemisferio sur. Es la segunda estructura de impacto confirmada más grande del planeta, centrada aproximadamente a 64 ° E de longitud y 40 ° S de latitud. La parte central de la cuenca (Hellas Planitia) tiene 1.800 km de diámetro [30] y está rodeada por una estructura de borde anular amplia y muy erosionada caracterizada por montañas irregulares escarpadas muy poco espaciadas ( macizos ), que probablemente representan bloques levantados y empujados de antiguas -corteza de lavabo. [31] (Ver Anseris Mons, por ejemplo.) Las construcciones volcánicas antiguas de bajo relieve (paterae de las tierras altas) están ubicadas en las porciones noreste y suroeste del borde. El piso de la cuenca contiene depósitos sedimentarios gruesos y estructuralmente complejos que tienen una larga historia geológica de deposición, erosión y deformación interna. Las elevaciones más bajas del planeta se encuentran dentro de la cuenca de Hellas, con algunas áreas del piso de la cuenca que se encuentran a más de 8 km por debajo de la referencia. [32]

Las otras dos grandes estructuras de impacto del planeta son las cuencas de Argyre e Isidis . Al igual que Hellas, Argyre (800 km de diámetro) se encuentra en las tierras altas del sur y está rodeado por un amplio anillo de montañas. Las montañas en la parte sur del borde, Charitum Montes , pueden haber sido erosionadas por los glaciares del valle y las capas de hielo en algún momento de la historia de Marte. [33] La cuenca de Isidis (aproximadamente 1.000 km de diámetro) se encuentra en el límite de la dicotomía a unos 87 ° E de longitud. La porción noreste del borde de la cuenca ha sido erosionada y ahora está enterrada por depósitos de las llanuras del norte, lo que le da a la cuenca un contorno semicircular. El borde noroeste de la cuenca se caracteriza por grabens arqueados ( Nili Fossae) que son circunferenciales a la cuenca. Una gran cuenca adicional, Utopia , está completamente enterrada por depósitos de las llanuras del norte. Su contorno es claramente discernible solo a partir de datos altimétricos. Todas las grandes cuencas de Marte son extremadamente antiguas y se remontan al último bombardeo intenso. Se cree que son comparables en edad a las cuencas Imbrium y Orientale en la Luna.

Sistema de cañones ecuatoriales

Viking Orbiter 1 ver imagen de Valles Marineris.

Cerca del ecuador en el hemisferio occidental se encuentra un inmenso sistema de profundos cañones y depresiones interconectados conocidos colectivamente como Valles Marineris . El sistema de cañones se extiende hacia el este desde Tharsis por una longitud de más de 4.000 km, casi una cuarta parte de la circunferencia del planeta. Si se coloca en la Tierra, Valles Marineris abarcaría todo el ancho de América del Norte. [34] En algunos lugares, los cañones tienen hasta 300 km de ancho y 10 km de profundidad. A menudo comparado con el Gran Cañón de la Tierra , el Valles Marineris tiene un origen muy diferente al de su supuesta contraparte más pequeña en la Tierra. El Gran Cañón es en gran parte producto de la erosión hídrica. Los cañones ecuatoriales marcianos eran de origen tectónico, es decir, se formaron principalmente por fallas. Podrían ser similares a losValles del Rift de África Oriental . [35] Los cañones representan la expresión superficial de una poderosa tensión extensional en la corteza marciana, probablemente debido a la carga de la protuberancia de Tharsis. [36]

Terreno caótico y canales de salida

El terreno en el extremo oriental de los Valles Marineris se gradúa en densos revoltijos de colinas bajas y redondeadas que parecen haberse formado por el colapso de las superficies de las tierras altas para formar amplios huecos llenos de escombros. [37] Llamado terreno caótico , estas áreas marcan las cabeceras de enormes canales de desagüe que emergen a tamaño completo del terreno caótico y se vacían ( desembocan ) hacia el norte en Chryse Planitia . La presencia de islas aerodinámicas y otras características geomórficas indican que los canales probablemente se formaron por descargas catastróficas de agua de los acuíferos.o el derretimiento del hielo subterráneo. Sin embargo, estas características también podrían estar formadas por abundantes flujos de lava volcánica provenientes de Tharsis. [38] Los canales, que incluyen Ares , Shalbatana , Simud y Tiu Valles, son enormes para los estándares terrestres, y los flujos que los formaron son igualmente inmensos. Por ejemplo, se estima que la descarga máxima requerida para excavar el Ares Vallis de 28 km de ancho fue de 14 millones de metros cúbicos (500 millones de pies cúbicos) por segundo, más de diez mil veces la descarga promedio del río Mississippi. [39]

Altímetro láser orbital de Marte (MOLA) imagen derivada de Planum Boreum . La exageración vertical es extrema. Tenga en cuenta que la capa de hielo residual es solo la fina capa (que se muestra en blanco) en la parte superior de la meseta.

Capas de hielo

Los casquetes polares son características telescópicas bien conocidas de Marte, identificadas por primera vez por Christiaan Huygens en 1672. [40] Desde la década de 1960, sabemos que los casquetes estacionales (los que se ven en el telescopio para crecer y disminuir estacionalmente) se componen de hielo de dióxido de carbono (CO 2 ) que se condensa fuera de la atmósfera cuando la temperatura desciende a 148 K, el punto de congelación del CO 2 , durante el invierno polar. [41] En el norte, el hielo de CO 2 se disipa completamente ( sublima ) en verano, dejando una capa residual de hielo de agua (H 2 O). En el polo sur, queda una pequeña capa residual de hielo de CO 2 en verano.

Ambos casquetes polares residuales se superponen a depósitos gruesos de capas de hielo y polvo intercalados. En el norte, los depósitos estratificados forman una meseta de 3 km de altura y 1000 km de diámetro llamada Planum Boreum . Una meseta similar de kilómetros de espesor, Planum Australe , se encuentra en el sur. Ambos planos (el plural latino de planum) a veces se tratan como sinónimos de los casquetes polares, pero el hielo permanente (visto como el albedo alto, superficies blancas en las imágenes) forma solo un manto relativamente delgado en la parte superior de los depósitos en capas. Los depósitos en capas probablemente representan ciclos alternos de deposición de polvo y hielo causados ​​por cambios climáticos relacionados con variaciones en los parámetros orbitales del planeta a lo largo del tiempo (ver también Ciclos de Milankovitch). Los depósitos de capas polares son algunas de las unidades geológicas más jóvenes de Marte.

Historia geologica

Características de Albedo

Proyección de Mollweide de las características del albedo en Marte desde el Telescopio Espacial Hubble. Las áreas de color ocre brillante a la izquierda, centro y derecha son Tharsis, Arabia y Elysium, respectivamente. La región oscura en la parte superior central izquierda es Acidalium Planitia. Syrtis Major es el área oscura que se proyecta hacia arriba en el centro a la derecha. Observe las nubes orográficas sobre Olympus y Elysium Montes (izquierda y derecha, respectivamente).

No hay topografía visible en Marte desde la Tierra. Las áreas brillantes y las marcas oscuras que se ven a través de un telescopio son características del albedo . Las áreas brillantes de ocre rojo son lugares donde el polvo fino cubre la superficie. Las áreas brillantes (excluyendo los casquetes polares y las nubes) incluyen Hellas, Tharsis y Arabia Terra . Las marcas de color gris oscuro representan áreas que el viento ha limpiado de polvo, dejando atrás la capa inferior de material rocoso oscuro. Las marcas oscuras son más distintas en un cinturón ancho de 0 ° a 40 ° S de latitud. Sin embargo, la marca oscura más prominente, Syrtis Major Planum , se encuentra en el hemisferio norte. [42] La característica clásica del albedo, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia), es otra zona oscura prominente en el hemisferio norte. Un tercer tipo de área, de color intermedio y albedo, también está presente y se cree que representa regiones que contienen una mezcla del material de las áreas brillantes y oscuras. [43]

Cráteres de impacto

Los cráteres de impacto fueron identificados por primera vez en Marte por la nave espacial Mariner 4 en 1965. [44] Las primeras observaciones mostraron que los cráteres marcianos eran generalmente más superficiales y suaves que los cráteres lunares, lo que indica que Marte tiene una historia más activa de erosión y deposición que la Luna. [45]

En otros aspectos, los cráteres marcianos se parecen a los cráteres lunares. Ambos son productos de impactos de hipervelocidad y muestran una progresión de tipos de morfología con un tamaño creciente. Los cráteres marcianos por debajo de unos 7 km de diámetro se denominan cráteres simples; tienen forma de cuenco con bordes elevados afilados y tienen relaciones de profundidad / diámetro de aproximadamente 1/5. [46]Los cráteres marcianos cambian de tipos simples a más complejos con diámetros de aproximadamente 5 a 8 km. Los cráteres complejos tienen picos centrales (o complejos de picos), pisos relativamente planos y terrazas o hundimientos a lo largo de las paredes internas. Los cráteres complejos son menos profundos que los cráteres simples en proporción a su ancho, con relaciones de profundidad / diámetro que van desde 1/5 en el diámetro de transición simple a complejo (~ 7 km) hasta aproximadamente 1/30 para un cráter de 100 km de diámetro. Otra transición ocurre en los diámetros de cráter de alrededor de 130 km cuando los picos centrales se convierten en anillos concéntricos de colinas para formar cuencas de múltiples anillos . [47]

Marte tiene la mayor diversidad de tipos de cráteres de impacto de cualquier planeta del Sistema Solar. [48] Esto se debe en parte a que la presencia de capas rocosas y ricas en volátiles en el subsuelo produce una variedad de morfologías incluso entre cráteres dentro de las mismas clases de tamaño. Marte también tiene una atmósfera que juega un papel en el emplazamiento de eyecciones y la erosión subsiguiente. Además, Marte tiene una tasa de actividad volcánica y tectónica lo suficientemente baja como para que los antiguos cráteres erosionados aún se conserven, pero lo suficientemente alto como para haber resurgido grandes áreas, produciendo una amplia gama de poblaciones de cráteres de edades muy diferentes. En Marte se han catalogado más de 42.000 cráteres de impacto de más de 5 km de diámetro, [49]y el número de cráteres más pequeños es probablemente innumerable. La densidad de cráteres en Marte es más alta en el hemisferio sur, al sur del límite de dicotomía. Aquí es donde se encuentran la mayoría de los grandes cráteres y cuencas.

La morfología del cráter proporciona información sobre la estructura física y la composición de la superficie y el subsuelo en el momento del impacto. Por ejemplo, el tamaño de los picos centrales de los cráteres marcianos es mayor que el de los cráteres comparables de Mercurio o la Luna. [50] Además, los picos centrales de muchos cráteres grandes en Marte tienen cráteres de pozo en sus cumbres. Los cráteres del pozo central son raros en la Luna, pero son muy comunes en Marte y los satélites helados del Sistema Solar exterior. Los grandes picos centrales y la abundancia de cráteres probablemente indiquen la presencia de hielo cerca de la superficie en el momento del impacto. [48] Hacia los polos de 30 grados de latitud, la forma de los cráteres de impacto más antiguos se completa (" ablanda ") por la aceleración de la fluencia del suelo.por hielo molido. [51]

La diferencia más notable entre los cráteres marcianos y otros cráteres del Sistema Solar es la presencia de mantos de eyecta lobulados (fluidizados). Muchos cráteres en latitudes ecuatoriales y medias de Marte tienen esta forma de morfología de eyección, que se cree que surge cuando el objeto impactante derrite el hielo en el subsuelo. El agua líquida en el material expulsado forma una lechada fangosa que fluye a lo largo de la superficie, produciendo las características formas de los lóbulos. [52] [53] El cráter Yuty es un buen ejemplo de un cráter de muralla , que se llama así por el borde en forma de muralla de su manto de eyección. [54]

  • Imagen HiRISE de un cráter simple con rayos en el flanco sureste de Elysium Mons.

  • Imagen THEMIS de un cráter complejo con eyección fluidizada. Nótese el pico central con el cráter del pozo.

  • Imagen del orbitador vikingo del cráter Yuty que muestra eyección lobulada.

  • Vista cercana de THEMIS de eyecciones de un cráter de 17 km de diámetro a 21 ° S, 285 ° E. Nótese la muralla prominente.

Los cráteres marcianos se clasifican comúnmente por su eyección. Los cráteres con una capa de eyección se denominan cráteres de eyección de una sola capa (LES). Los cráteres con dos capas de eyección superpuestas se denominan cráteres de eyección de doble capa (DLE), y los cráteres con más de dos capas de eyección se denominan cráteres de eyección de múltiples capas (MLE). Se cree que estas diferencias morfológicas reflejan diferencias de composición (es decir, hielo, roca o agua entre capas) en el subsuelo en el momento del impacto. [55] [56]

Cráter de pedestal en el cuadrilátero de Amazonis visto por HiRISE .

Los cráteres marcianos muestran una gran diversidad de estados de conservación, desde extremadamente frescos hasta viejos y erosionados. Los cráteres de impacto degradados y rellenos registran variaciones en la actividad volcánica , fluvial y eólica a lo largo del tiempo geológico. [57] Los cráteres de pedestal son cráteres con sus eyecciones asentadas sobre el terreno circundante para formar plataformas elevadas. Ocurren porque la eyección del cráter forma una capa resistente de modo que el área más cercana al cráter se erosiona más lentamente que el resto de la región. Algunos pedestales están a cientos de metros por encima del área circundante, lo que significa que cientos de metros de material fueron erosionados. Los cráteres del pedestal se observaron por primera vez durante el Mariner9 misión en 1972. [58] [59] [60]

Vulcanismo

Primera vista de difracción de rayos X del suelo marciano : el análisis CheMin revela feldespato , piroxenos , olivino y más ( rover Curiosity en " Rocknest ", 17 de octubre de 2012). [61]

Las estructuras volcánicas y los accidentes geográficos cubren grandes porciones de la superficie marciana. Los volcanes más conspicuos de Marte se encuentran en Tharsis y Elysium . Los geólogos creen que una de las razones por las que los volcanes en Marte pudieron crecer tanto es que Marte tiene menos límites tectónicos en comparación con la Tierra. [62] La lava de un punto caliente estacionario pudo acumularse en un lugar de la superficie durante muchos cientos de millones de años.

Los científicos nunca han registrado una erupción volcánica activa en la superficie de Marte. [63] Las búsquedas de firmas térmicas y cambios en la superficie durante la última década no han arrojado evidencia de vulcanismo activo. [64]

El 17 de octubre de 2012, el rover Curiosity en el planeta Marte en " Rocknest " realizó el primer análisis de difracción de rayos X del suelo marciano . Los resultados del analizador CheMin del rover revelaron la presencia de varios minerales, incluidos feldespato , piroxenos y olivino , y sugirieron que el suelo marciano de la muestra era similar a los " suelos basálticos erosionados " de los volcanes hawaianos . [61] En julio de 2015, el mismo rover identificó tridimitaen una muestra de roca del cráter Gale, lo que llevó a los científicos a concluir que el vulcanismo silícico podría haber jugado un papel mucho más frecuente en la historia volcánica del planeta de lo que se pensaba anteriormente. [sesenta y cinco]

Sedimentologia

Colección de esferas, cada una de aproximadamente 3 mm de diámetro vista por el rover Opportunity

El agua que fluye parece haber sido común en la superficie de Marte en varios puntos de su historia, y especialmente en el antiguo Marte. [66] Muchos de estos flujos tallaron la superficie, formando redes de valles y produciendo sedimentos. Este sedimento se ha vuelto a depositar en una amplia variedad de ambientes húmedos, incluidos abanicos aluviales , canales serpenteantes, deltas , lagos y quizás incluso océanos. [67] [68] [69] Los procesos de deposición y transporte están asociados con la gravedad. Debido a la gravedad, las diferencias relacionadas en los flujos de agua y las velocidades de flujo, inferidas de las distribuciones del tamaño de grano, los paisajes marcianos fueron creados por diferentes condiciones ambientales.[70] Sin embargo, hay otras formas de estimar la cantidad de agua en el antiguo Marte (ver: Agua en Marte ). El agua subterránea se ha visto implicada en la cementación desedimentos eólicos y en la formación y transporte de una amplia variedad de minerales sedimentarios que incluyen arcillas, sulfatos y hematites . [71]

Cuando la superficie ha estado seca, el viento ha sido un agente geomórfico importante. Los cuerpos de arena impulsados ​​por el viento como megaripples y dunas son extremadamente comunes en la superficie marciana moderna, y Opportunity ha documentado abundantes areniscas eólicas en su recorrido. [72] Ventifacts , como Jake Matijevic (roca) , son otra forma de relieve eólica en la superficie marciana. [73]

Una amplia variedad de otras facies sedimentológicas también están presentes localmente en Marte, incluidos depósitos glaciares , fuentes termales , depósitos de movimiento de masa seca (especialmente deslizamientos de tierra ) y material criogénico y periglacial , entre muchos otros. [67] Evidencia de ríos antiguos, [74] un lago, [75] [76] y campos de dunas [77] [78] [79] han sido observados en los estratos preservados por rovers en Meridiani Planum y el cráter Gale.

Características comunes de la superficie

Agua subterránea en Marte

Un grupo de investigadores propuso que algunas de las capas de Marte fueron causadas por el agua subterránea que subió a la superficie en muchos lugares, especialmente dentro de los cráteres. Según la teoría, el agua subterránea con minerales disueltos subió a la superficie, dentro y más tarde alrededor de los cráteres, y ayudó a formar capas al agregar minerales (especialmente sulfato) y cementar sedimentos. Esta hipótesis está respaldada por un modelo de aguas subterráneas y por sulfatos descubiertos en una amplia zona. [80] [81] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con el Opportunity Rover , los científicos descubrieron que el agua subterránea había subido y depositado sulfatos repetidamente. [71] [82] [83] [84] [85] Estudios posteriores con instrumentos a bordo delMars Reconnaissance Orbiter mostró que existen los mismos tipos de materiales en una gran área que incluía Arabia. [86]

Interesantes características geomorfológicas

Avalanchas

El 19 de febrero de 2008, las imágenes obtenidas por la cámara HiRISE en el Mars Reconnaissance Orbiter mostraron una avalancha espectacular, en la que los escombros que se pensaba eran hielo de grano fino, polvo y grandes bloques cayeron desde un acantilado de 700 metros (2,300 pies) de altura. . La evidencia de la avalancha incluyó nubes de polvo que se elevaron desde el acantilado después. [87] Se teoriza que tales eventos geológicos son la causa de patrones geológicos conocidos como rayas de pendiente.

  • Imagen de la avalancha de Marte del 19 de febrero de 2008 capturada por el Mars Reconnaissance Orbiter.

  • Plano más cercano de la avalancha.

  • Las nubes de polvo se elevan por encima del acantilado de 700 metros (2300 pies) de profundidad.

  • Una foto con escala demuestra el tamaño de la avalancha.

Posibles cuevas

Los científicos de la NASA que estudian imágenes de la nave espacial Odyssey han descubierto lo que podrían ser siete cuevas en los flancos del volcán Arsia Mons en Marte . Las entradas al pozo miden de 100 a 252 metros (328 a 827 pies) de ancho y se cree que tienen al menos 73 a 96 metros (240 a 315 pies) de profundidad. Vea la imagen a continuación: los pozos han sido nombrados informalmente (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (izquierda) y Nikki, y (F) Jeanne. Se observó el piso de Dena y se encontró que tenía 130 m de profundidad. [88] Investigaciones posteriores sugirieron que no se trataba necesariamente de "tragaluces" de tubos de lava. [89] La revisión de las imágenes ha dado como resultado aún más descubrimientos de pozos profundos.[90] Recientemente, el Centro de Ciencias de Astrogeología del USGS ha desarrolladouna base de datos global (MG C 3 ) de más de 1.000 candidatos a cuevas marcianas en Tharsis Montes . [91] En 2021, los científicos están aplicandoalgoritmos de aprendizaje automático para extender labase de datosMG C 3 por toda la superficie de Marte. [92]

Se ha sugerido que los exploradores humanos en Marte podrían usar tubos de lava como refugios. Las cuevas pueden ser las únicas estructuras naturales que ofrecen protección contra los micrometeoroides , la radiación ultravioleta , las erupciones solares y las partículas de alta energía que bombardean la superficie del planeta. [93] Estas características pueden mejorar la preservación de biofirmas durante largos períodos de tiempo y hacer de las cuevas un objetivo atractivo para la astrobiología en la búsqueda de evidencia de vida más allá de la Tierra. [94] [95] [96]

  • Una cueva en Marte ("Jeanne") vista por el Mars Reconnaissance Orbiter .

  • HiRISE primer plano de Jeanne que muestra la iluminación de la tarde de la pared este del pozo.

  • Imagen THEMIS de entradas a cuevas en Marte.

  • Mapa de más de 1000 posibles entradas a cuevas en Tharsis Montes

Alivio invertido

Algunas áreas de Marte muestran un relieve invertido, donde las características que alguna vez fueron depresiones, como arroyos, ahora están sobre la superficie. Se cree que materiales como rocas grandes se depositaron en áreas bajas. Más tarde, la erosión eólica eliminó gran parte de las capas superficiales, pero dejó los depósitos más resistentes. Otras formas de hacer un relieve invertido podrían ser la lava que fluye por el lecho de un arroyo o los materiales cementados por minerales disueltos en el agua. En la Tierra, los materiales cementados con sílice son altamente resistentes a todo tipo de fuerzas erosivas. Se encuentran ejemplos de canales invertidos en la Tierra en la Formación Cedar Mountain cerca de Green River, Utah . El relieve invertido en forma de arroyos es una prueba más del agua que fluía por la superficie marciana en épocas pasadas. [97] El relieve invertido en forma de canales de arroyos sugiere que el clima era diferente, mucho más húmedo, cuando se formaron los canales invertidos.

En un artículo publicado en enero de 2010, un gran grupo de científicos apoyó la idea de buscar vida en el cráter Miyamoto debido a los canales de corrientes invertidos y minerales que indicaban la presencia pasada de agua. [98]

A continuación se muestran imágenes de otros ejemplos de terreno invertido de varias partes de Marte.

  • Corrientes invertidas cerca de Juventae Chasma, vistas por Mars Global Surveyor . Estos arroyos comienzan en la cima de una cresta y luego corren juntos.

  • Canal invertido con muchas ramas en el cuadrilátero Syrtis Major .

  • Canales de corriente invertida en el cráter Antoniadi , visto por HiRISE . Imagen en el cuadrilátero Syrtis Major .

  • Canal invertido en el cráter Miyamoto , visto por HiRISE . La imagen está ubicada en el cuadrilátero Margaritifer Sinus . La barra de escala tiene 500 metros de largo.

Ver también

  • Carbonatos en Marte
  • Jardinería química
  • Depósitos que contienen cloruro en Marte
  • Composición de Marte
  • Elysium Planitia
  • Terreno agitado
  • Geografía de Marte
  • Glaciares en Marte
  • Agua subterránea en Marte
  • Hécates Tholus
  • Lagos en Marte
  • Vida en Marte
  • Lista de cuadrángulos en Marte
  • Lista de rocas en Marte
  • Tolva del géiser de Marte
  • Cráteres marcianos
  • Dicotomía marciana
  • Géiser marciano
  • Barrancos marcianos
  • Suelo marciano
  • Mineralogía de Marte
  • Recursos minerales en Marte
  • Información científica de la misión Mars Exploration Rover
  • Flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas
  • Vallis
  • Agua en Marte

Referencias

  1. ^ P. Zasada (2013) Mapa geológico generalizado de Marte, 1: 140.000.000, Enlace fuente .
  2. ^ Greeley, Ronald (1993). Paisajes planetarios (2ª ed.). Nueva York: Chapman & Hall. pags. 1. ISBN 0-412-05181-8.
  3. ^ "Palabras de todo el mundo: areólogo" . Palabras de todo el mundo . Consultado el 11 de octubre de 2017 .
  4. ^ "r / Areología" . reddit . Consultado el 7 de noviembre de 2021 .
  5. ^ "La sociedad areológica" . La Sociedad Areológica . Consultado el 7 de noviembre de 2021 .
  6. Tanaka, Kenneth L .; Skinner, James A. Jr .; Dohm, James M .; Irwin, Rossman P., III; Kolb, Eric J .; Fortezzo, Corey M .; Platz, Thomas; Michael, Gregory G .; Hare, Trent M. (14 de julio de 2014). "Mapa geológico de Marte - 2014" . USGS . Consultado el 22 de julio de 2014 .CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  7. ^ Krisch, Joshua A. (22 de julio de 2014). "Nueva mirada a la cara de Marte" . New York Times . Consultado el 22 de julio de 2014 .
  8. ^ Personal (14 de julio de 2014). "Marte - Mapa geológico - Video (00:56)" . USGS . Consultado el 22 de julio de 2014 .
  9. ^ Chang, Kenneth (30 de abril de 2018). "Mars InSight: viaje de la NASA hacia los misterios más profundos del planeta rojo" . The New York Times . Consultado el 30 de abril de 2018 .
  10. ^ Chang, Kenneth (5 de mayo de 2018). "Lanzamientos de InSight de la NASA para un viaje de seis meses a Marte" . The New York Times . Consultado el 5 de mayo de 2018 .
  11. ^ Watters, Thomas R .; McGovern, Patrick J .; Irwin III, Rossman P. (2007). "Hemisferios aparte: la dicotomía cortical en Marte" (PDF) . Annu. Rev. Planeta Tierra. Sci . 35 (1): 621–652 [624, 626]. Código Bibliográfico : 2007AREPS..35..621W . doi : 10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 . Archivado desde el original (PDF) el 20 de julio de 2011.
  12. Carr , 2006 , págs. 78–79.
  13. ^ Zuber, MT; Solomon, SC; Phillips, RJ; Smith, DE; Tyler, GL; Aharonson, O; Balmino, G; Banerdt, WB; et al. (2000). "Estructura interna y evolución térmica temprana de Marte de la topografía y la gravedad de Mars Global Surveyor". Ciencia . 287 (5459): 1788–93. Código Bibliográfico : 2000Sci ... 287.1788Z . doi : 10.1126 / science.287.5459.1788 . PMID 10710301 . 
  14. ^ Neumann, GA (2004). "Estructura de la corteza de Marte a partir de la gravedad y la topografía" (PDF) . Revista de Investigaciones Geofísicas . 109 (E8). Código Bibliográfico : 2004JGRE..10908002N . doi : 10.1029 / 2004JE002262 .
  15. ^ Wilhelms, DE; Squyres, SW (1984). "La dicotomía hemisférica marciana puede deberse a un impacto gigante". Naturaleza . 309 (5964): 138–140. Código de Bibliografía : 1984Natur.309..138W . doi : 10.1038 / 309138a0 . S2CID 4319084 . 
  16. ^ Frey, Herbert; Schultz, Richard A. (1988). "Grandes cuencas de impacto y el origen del mega impacto para la dicotomía cortical en Marte". Cartas de investigación geofísica . 15 (3): 229–232. Código Bibliográfico : 1988GeoRL..15..229F . doi : 10.1029 / GL015i003p00229 .
  17. ^ Andrews-Hanna, JC; et al. (2008). "La cuenca Borealis y el origen de la dicotomía cortical marciana". Naturaleza . 453 (7199). págs. 1212–5; ver p. 1212. Código Bibliográfico : 2008Natur.453.1212A . doi : 10.1038 / nature07011 . PMID 18580944 . S2CID 1981671 .  
  18. ^ Wise, Donald U .; Golombek, Matthew P .; McGill, George E. (1979). "Evolución tectónica de Marte". Revista de Investigaciones Geofísicas . 84 (B14): 7934–7939. Código bibliográfico : 1979JGR .... 84.7934W . doi : 10.1029 / JB084iB14p07934 .
  19. ^ Elkins-Tanton, Linda T .; Hess, Paul C .; Parmentier, EM (2005). "Posible formación de la corteza antigua en Marte a través de procesos oceánicos de magma" (PDF) . Revista de Investigaciones Geofísicas . 110 (E12): E120S01. Código Bibliográfico : 2005JGRE..11012S01E . doi : 10.1029 / 2005JE002480 .
  20. ^ Sueño, Norman H. (1994). "Tectónica de placas marcianas". Revista de Investigaciones Geofísicas . 99 (E3): 5639–5655. Código bibliográfico : 1994JGR .... 99.5639S . doi : 10.1029 / 94JE00216 .
  21. ^ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J .; Gerya, Taras V .; May, Dave A .; Zhu, Guizhi (28 de diciembre de 2014). "Simulaciones tridimensionales de la hipótesis de impacto del gigante polar sur para el origen de la dicotomía marciana" . Cartas de investigación geofísica . 41 (24): 2014GL062261. Código Bibliográfico : 2014GeoRL..41.8736L . doi : 10.1002 / 2014GL062261 . ISSN 1944-8007 . 
  22. Leone, Giovanni (1 de enero de 2016). "Alineaciones de características volcánicas en el hemisferio sur de Marte producidas por plumas de manto migratorias". Revista de Investigación de Vulcanología y Geotermia . 309 : 78–95. Código bibliográfico : 2016JVGR..309 ... 78L . doi : 10.1016 / j.jvolgeores.2015.10.028 .
  23. ^ O'Rourke, Joseph G .; Korenaga, junio (1 de noviembre de 2012). "Evolución del planeta terrestre en el régimen de tapa estancada: efectos de tamaño y formación de corteza autodesestabilizadora". Ícaro . 221 (2): 1043–1060. arXiv : 1210.3838 . Código bibliográfico : 2012Icar..221.1043O . doi : 10.1016 / j.icarus.2012.10.015 . S2CID 19823214 . 
  24. ^ Wong, Teresa; Solomatov, Viatcheslav S (2 de julio de 2015). "Hacia leyes de escala para el inicio de la subducción en planetas terrestres: limitaciones de las simulaciones bidimensionales de convección en estado estacionario" . Progreso en Ciencias de la Tierra y Planetarias . 2 (1): 18. Bibcode : 2015PEPS .... 2 ... 18W . doi : 10.1186 / s40645-015-0041-x . ISSN 2197-4284 . 
  25. ^ Watters, TR; McGovern, Patrick J .; Irwin, RP (2007). "Hemisferios aparte: la dicotomía cortical en Marte". Annu. Rev. Planeta Tierra. Sci . 35 (1): 630–635. Código Bibliográfico : 2007AREPS..35..621W . doi : 10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 . S2CID 129936814 . 
  26. ^ Salomón, SC; Aharonson, O; Aurnou, JM; Banerdt, WB; Carr, MH; Dombard, AJ; Frey, HV; Golombek, diputado; et al. (2005). "Nuevas perspectivas sobre el antiguo Marte". Ciencia . 307 (5713): 1214–20. Código bibliográfico : 2005Sci ... 307.1214S . doi : 10.1126 / science.1101812 . hdl : 2060/20040191823 . PMID 15731435 . S2CID 27695591 .  
  27. ^ Salomón, Sean C .; Jefe, James W. (1982). "Evolución de la provincia de Tharsis de Marte: la importancia del espesor litosférico heterogéneo y la construcción volcánica". J. Geophys. Res . 87 (B12): 9755–9774. Código Bibliográfico : 1982JGR .... 87.9755S . doi : 10.1029 / JB087iB12p09755 .
  28. ^ Carr, MH (2007). Mars: Surface and Interior in Encyclopedia of the Solar System, 2da ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 319
  29. ^ Cattermole, Peter John (2001). Marte: el misterio se desarrolla . Oxford: Prensa de la Universidad de Oxford. pags. 71. ISBN 0-19-521726-8.
  30. ^ Boyce, JM (2008) El libro Smithsonian de Marte; Konecky y Konecky: Old Saybrook, CT, pág. 13.
  31. ^ Carr, MH; Saunders, RS; Strom RG (1984). Geología de los planetas terrestres; Subdivisión de Información Científica y Técnica de la NASA: Washington DC, 1984, pág. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  32. ^ Hartmann 2003 , págs. 70-73
  33. ^ Kargel, JS; Strom, RG (1992). "Glaciación antigua en Marte". Geología . 20 (1): 3–7. Bibcode : 1992Geo .... 20 .... 3K . doi : 10.1130 / 0091-7613 (1992) 020 <0003: AGOM> 2.3.CO; 2 .
  34. Kargel, JS (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: Londres, pág. 52.
  35. ^ Carr , 2006 , p. 95
  36. ^ Hartmann 2003 , p. 316
  37. ^ Carr , 2006 , p. 114
  38. Leone, Giovanni (1 de mayo de 2014). "Una red de tubos de lava como origen de Labyrinthus Noctis y Valles Marineris en Marte". Revista de Investigación de Vulcanología y Geotermia . 277 : 1–8. Código Bibliográfico : 2014JVGR..277 .... 1L . doi : 10.1016 / j.jvolgeores.2014.01.011 .
  39. ^ Baker, Victor R. (2001). "Agua y paisaje marciano" . Naturaleza . 412 (6843). págs. 228–36; ver p. 231 Fig. 5. doi : 10.1038 / 35084172 . PMID 11449284 . S2CID 4431293 .  
  40. ^ Sheehan, W. (1996). El planeta Marte: una historia de observación y descubrimiento; Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, pág. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm .
  41. ^ Leighton, RB; Murray, BC (1966). "Comportamiento del dióxido de carbono y otros volátiles en Marte". Ciencia . 153 (3732): 136-144. Código Bibliográfico : 1966Sci ... 153..136L . doi : 10.1126 / science.153.3732.136 . PMID 17831495 . S2CID 28087958 .  
  42. ^ Carr , 2006 , p. 1
  43. ^ Arvidson, Raymond E .; Guinness, Edward A .; Dale-Bannister, Mary A .; Adams, John; Smith, Milton; Christensen, Philip R .; Cantante, Robert B. (1989). "Naturaleza y distribución de los depósitos superficiales en Chryse Planitia y alrededores, Marte". J. Geophys. Res . 94 (B2): 1573-1587. Código bibliográfico : 1989JGR .... 94.1573A . doi : 10.1029 / JB094iB02p01573 .
  44. ^ Leighton, RB; Murray, BC; Sharp, RP; Allen, JD; Sloan, RK (1965). "Fotografía Mariner IV de Marte: resultados iniciales". Ciencia . 149 (3684): 627–630. Código Bibliográfico : 1965Sci ... 149..627L . doi : 10.1126 / science.149.3684.627 . PMID 17747569 . S2CID 43407530 .  
  45. ^ Leighton, RB; Horowitz, NH; Murray, BC; Sharp, RP; Herriman, AH; Young, AT; Smith, BA; Davies, ME; Leovy, CB (1969). "Imágenes de televisión Mariner 6 y 7: análisis preliminar". Ciencia . 166 (3901): 49–67. Código Bibliográfico : 1969Sci ... 166 ... 49L . doi : 10.1126 / science.166.3901.49 . PMID 17769751 . 
  46. ^ Pike, RJ (1980). "Formación de cráteres de impacto complejos: evidencia de Marte y otros planetas". Ícaro . 43 (1): 1–19 [5]. Código Bibliográfico : 1980Icar ... 43 .... 1P . doi : 10.1016 / 0019-1035 (80) 90083-4 .
  47. ^ Carr , 2006 , págs. 24-27.
  48. ^ a b Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992). "El registro de cráteres de impacto marciano" . En Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; et al. (eds.). Marte . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 384–385. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  49. ^ Barlow, NG (1988). "Distribuciones de frecuencia de tamaño de cráter y una cronología relativa marciana revisada". Ícaro . 75 (2): 285-305. Código Bibliográfico : 1988Icar ... 75..285B . doi : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90006-1 .
  50. ^ Hale, WS; Jefe, JW (1981). Planeta lunar. Sci. XII, págs. 386-388. (resumen 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf
  51. ^ Squyres, Steven W .; Carr, Michael H. (1986). "Evidencia geomórfica de la distribución de hielo terrestre en Marte" . Ciencia . 231 (4735): 249–252. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 231..249S . doi : 10.1126 / science.231.4735.249 . PMID 17769645 . S2CID 34239136 .  
  52. ^ Walter S. Kiefer (2004). "Máximo impacto - cráteres de impacto en el sistema solar" . Exploración del sistema solar de la NASA . Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2006 . Consultado el 14 de mayo de 2007 .
  53. ^ Hartmann 2003 , págs. 99-100
  54. ^ "Vistas del orbitador vikingo de Marte" . NASA . Consultado el 16 de marzo de 2007 .
  55. ^ Boyce, JM El libro Smithsonian de Marte; Konecky y Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, pág. 203.
  56. ^ Barlow, NG; Boyce, Joseph M .; Costard, Francois M .; Craddock, Robert A .; Garvin, James B .; Sakimoto, Susan EH; Kuzmin, Ruslan O .; Roddy, David J .; Soderblom, Laurence A. (2000). "Normalización de la nomenclatura de las morfologías de eyección del cráter de impacto marciano" . J. Geophys. Res . 105 (E11): 26, 733–8. Bibcode : 2000JGR ... 10526733B . doi : 10.1029 / 2000JE001258 . hdl : 10088/3221 .
  57. ^ Nadine Barlow. "Piedras, viento y hielo" . Instituto Lunar y Planetario . Consultado el 15 de marzo de 2007 .
  58. ^ http: //hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ enlace muerto permanente ]
  59. ^ Blanqueador, J. y S. Sakimoto. Cráteres de pedestal, una herramienta para interpretar historias geológicas y estimar tasas de erosión . LPSC
  60. ^ "Cráteres de pedestal en Utopía - Misión de la Odisea de Marte THEMIS" . themis.asu.edu . Consultado el 29 de marzo de 2018 .
  61. ↑ a b Brown, Dwayne (30 de octubre de 2012). "Los primeros estudios de suelo de NASA Rover ayudan a los minerales marcianos de huellas dactilares" . NASA . Consultado el 31 de octubre de 2012 .
  62. ^ Wolpert, Stuart (9 de agosto de 2012). "Científico de UCLA descubre la tectónica de placas en Marte" . Yin, An . UCLA. Archivado desde el original el 14 de agosto de 2012 . Consultado el 11 de agosto de 2012 .
  63. ^ "El metano marciano revela que el planeta rojo no es un planeta muerto" . NASA . Julio de 2009 . Consultado el 7 de diciembre de 2010 .
  64. ^ "Caza de flujos de lava jóvenes" . Cartas de investigación geofísica . Planeta rojo. 1 de junio de 2011 . Consultado el 4 de octubre de 2013 .
  65. ^ Noticias de la NASA (22 de junio de 2016), "Los científicos de la NASA descubren un mineral inesperado en Marte" , Medios de la NASA , obtenido el 23 de junio de 2016
  66. ^ Craddock, RA; Howard, AD (2002). "El caso de la lluvia en un Marte temprano cálido y húmedo" (PDF) . J. Geophys. Res . 107 (E11): 21-1–21-36. Código bibliográfico : 2002JGRE..107.5111C . doi : 10.1029 / 2001je001505 .
  67. ^ a b Carr, M. 2006. La superficie de Marte. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-87201-0 
  68. ^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.) 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM
  69. ^ Salese, F .; Di Achille, G .; Neesemann, A .; Ori, GG; Hauber, E. (2016). "Análisis hidrológicos y sedimentarios de sistemas paleofluvial-paleolacustres bien conservados en Moa Valles, Marte". J. Geophys. Res. Planetas . 121 (2): 194–232. Código Bibliográfico : 2016JGRE..121..194S . doi : 10.1002 / 2015JE004891 .
  70. Patrick Zasada (2013/14): Gradación de sedimentos fluviales extraterrestres, relacionada con la gravedad. - Z. geol. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Abstracto
  71. ^ a b "Opportunity Rover encuentra pruebas sólidas de que Meridiani Planum estaba mojado" . Consultado el 8 de julio de 2006 .
  72. ^ SW Squyres y AH Knoll, Geología sedimentaria en Meridiani Planum, Mars, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-444-52250-4 (2005); reimpreso de Earth and Planetary Science Letters, vol. 240 , N ° 1 (2005). 
  73. ^ Zasada, P., 2013: Entstehung des Marsgesteins "Jake Matijevic" . - Sternzeit , edición 2/2013 : 98 y siguientes. (en idioma alemán).
  74. ^ Edgar, Lauren A .; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M .; Lewis, Kevin W .; Kocurek, Gary A .; Anderson, Ryan B .; Bell, James F .; Dromart, Gilles; Edgett, Kenneth S. (21 de junio de 2017). "Shaler: análisis in situ de un depósito sedimentario fluvial en Marte" . Sedimentología . 65 (1): 96-122. doi : 10.1111 / sed.12370 . ISSN 0037-0746 . 
  75. ^ Grotzinger, JP; Sumner, DY; Kah, LC; Pila, K .; Gupta, S .; Edgar, L .; Rubin, D .; Lewis, K .; Schieber, J. (24 de enero de 2014). "Un ambiente fluvio-lacustre habitable en la bahía de Yellowknife, cráter Gale, Marte" . Ciencia . 343 (6169): 1242777. Código bibliográfico : 2014Sci ... 343A.386G . doi : 10.1126 / science.1242777 . ISSN 0036-8075 . PMID 24324272 . S2CID 52836398 .   
  76. ^ Schieber, Juergen; Bish, David; Coleman, Max; Reed, Mark; Hausrath, Elisabeth M .; Cosgrove, John; Gupta, Sanjeev; Minitti, Michelle E .; Edgett, Kenneth S. (30 de noviembre de 2016). "Encuentros con una lutita sobrenatural: comprensión de la primera lutita encontrada en Marte". Sedimentología . 64 (2): 311–358. doi : 10.1111 / sed.12318 . hdl : 10044/1/44405 . ISSN 0037-0746 . 
  77. ^ Hayes, AG; Grotzinger, JP; Edgar, LA; Squyres, SW; Watters, WA; Sohl-Dickstein, J. (19 de abril de 2011). "Reconstrucción de formas de lecho eólico y paleocurrentes de estratos cruzados en el cráter Victoria, Meridiani Planum, Marte" (PDF) . Revista de Investigaciones Geofísicas . 116 (E7): E00F21. Código bibliográfico : 2011JGRE..116.0F21H . doi : 10.1029 / 2010je003688 . ISSN 0148-0227 .  
  78. ^ Banham, Steven G .; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M .; Watkins, Jessica A .; Sumner, Dawn Y .; Edgett, Kenneth S .; Grotzinger, John P .; Lewis, Kevin W .; Edgar, Lauren A. (12 de abril de 2018). "Procesos eólicos marcianos antiguos y paleomorfología reconstruidos a partir de la formación Stimson en la ladera inferior de Aeolis Mons, cráter Gale, Marte" . Sedimentología . 65 (4): 993–1042. Código bibliográfico : 2018Sedim..65..993B . doi : 10.1111 / sed.12469 . ISSN 0037-0746 . 
  79. ^ Banham, Steven G .; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M .; Edgett, Kenneth S .; Barnes, Robert; Beek, Jason Van; Watkins, Jessica A .; Edgar, Lauren A .; Fedo, Christopher M .; Williams, Rebecca M .; Pila, Kathryn M. (2021). "Un registro de rocas de formas complejas de lechos eólicos en un paisaje desértico de Hesperia: la formación Stimson tal como se expone en Murray Buttes, cráter Gale, Marte" . Revista de investigación geofísica: planetas . 126 (4): e2020JE006554. Código bibliográfico : 2021JGRE..12606554B . doi : 10.1029 / 2020JE006554 . ISSN 2169-9100 . 
  80. ^ Andrews-Hanna, JC; Phillips, RJ; Zuber, MT (2007). "Meridiani Planum y la hidrología global de Marte". Naturaleza . 446 (7132): 163–166. Código Bibliográfico : 2007Natur.446..163A . doi : 10.1038 / nature05594 . PMID 17344848 . S2CID 4428510 .  
  81. ^ Andrews; Hanna, JC; Zuber, MT; Arvidson, RE; Wiseman, SM (2010). "Hidrología temprana de Marte: depósitos de Meridiani playa y el registro sedimentario de Arabia Terra". J. Geophys. Res . 115 (E6): E06002. Código bibliográfico : 2010JGRE..115.6002A . doi : 10.1029 / 2009JE003485 . hdl : 1721,1 / 74246 .
  82. ^ Grotzinger, JP; et al. (2005). "Estratigrafía y sedimentología de un sistema depositacional eólico seco a húmedo, Formación Burns, Meridiani Planum, Marte". Planeta Tierra. Sci. Lett . 240 (1): 11–72. Bibcode : 2005E y PSL.240 ... 11G . doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.039 .
  83. ^ McLennan, SM; et al. (2005). "Procedencia y diagénesis de la formación Burns evaporita, Meridiani Planum, Marte". Planeta Tierra. Sci. Lett . 240 (1): 95-121. Bibcode : 2005E y PSL.240 ... 95M . doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.041 .
  84. ^ Squyres, SW; Knoll, AH (2005). "Rocas sedimentarias en Meridiani Planum: origen, diagénesis e implicaciones para la vida en Marte". Planeta Tierra. Sci. Lett . 240 (1): 1–10. Código bibliográfico : 2005E y PSL.240 .... 1S . doi : 10.1016 / j.epsl.2005.09.038 .
  85. ^ Squyres, SW; et al. (2006). "Dos años en Meridiani Planum: resultados del rover Opportunity" (PDF) . Ciencia . 313 (5792): 1403–1407. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 313.1403S . doi : 10.1126 / science.1130890 . PMID 16959999 . S2CID 17643218 .   
  86. ^ M. Wiseman, JC Andrews-Hanna, RE Arvidson3, JF Mustard, KJ Zabrusky DISTRIBUCIÓN DE SULFATOS HIDRATADOS EN ARABIA TERRA USANDO DATOS DE CRISM: IMPLICACIONES PARA LA HIDROLOGÍA MARTIANA. 42a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2011) 2133.pdf
  87. ^ DiscoveryChannel.ca - Avalancha de Marte captada por la cámara Archivado el 12 de mayo de 2012 en la Wayback Machine.
  88. ^ Rincon, Paul (17 de marzo de 2007). " ' Entradas de la cueva' avistadas en Marte" . BBC News .
  89. ^ Shiga, David (agosto de 2007). "La extraña característica marciana no es una cueva 'sin fondo' después de todo" . Nuevo científico . Consultado el 1 de julio de 2010 .
  90. ^ "Proyecto adolescente one-ups NASA, encuentra un agujero en la cueva de Marte" . AFP. 2010-06-23 . Consultado el 1 de julio de 2010 .
  91. ^ "Las cuevas de Marte" . www.usgs.gov . Consultado el 3 de agosto de 2021 .
  92. ^ Nodjoumi, G .; Pozzobon, R .; Rossi, AP (marzo de 2021). "Detección de objetos de aprendizaje profundo para el mapeo de candidatos de cueva en Marte: construcción del catálogo de candidatos de cueva global de Marte (MGC ^ 3)" . Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2548): 1316. Código Bibliográfico : 2021LPI .... 52.1316N .
  93. Thompson, Andrea (26 de octubre de 2009). "Las cuevas de Marte podrían proteger a los microbios (o astronautas)" . Space.com . Consultado el 1 de julio de 2010 .
  94. ^ Preparación para misiones de astrobiología robótica a cuevas de lava en Marte: el proyecto BRAILLE en el Monumento Nacional Lava Beds. 42ª Asamblea Científica de COSPAR. Celebrada del 14 al 22 de julio de 2018, en Pasadena, California, EE. UU. Identificación del resumen: F3.1-13-18.
  95. ^ Proyecto BRAILLE Mars . NASA. Consultado el 6 de febrero de 2019.
  96. ^ Cuevas marcianas como candidatas a regiones especiales: una simulación en ANSYS Fluent sobre cómo son las cuevas en Marte y cuáles serían sus condiciones para ser consideradas regiones especiales. Patrick Olsson. Tesis de estudiante. Universidad Tecnológica de Luleå. DiVA, id: diva2: 1250576. 2018.
  97. ^ "HiRISE | Canales invertidos al norte de Juventae Chasma (PSP_006770_1760)" . Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 16 de enero de 2012 .
  98. ^ Newsom, Horton E .; Lanza, Nina L .; Ollila, Ann M .; Wiseman, Sandra M .; Roush, Ted L .; Marzo, Giuseppe A .; Tornabene, Livio L .; Okubo, Chris H .; et al. (2010). "Depósitos de canal invertido en el suelo del cráter Miyamoto, Marte". Ícaro . 205 (1): 64–72. Código bibliográfico : 2010Icar..205 ... 64N . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.03.030 .

Bibliografía

  • Carr, Michael (2006). La superficie de Marte . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 0-521-87201-4.
  • Hartmann, W. (2003). Una guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo . Nueva York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.

enlaces externos

  • Marte - Mapa geológico ( USGS , 2014) ( original / crop / full / video (00:56) ).
  • Marte - Mapa geológico ( USGS , 1978).
  • Vuelos animados sobre Marte a 100 metros de altitud
  • Complejo de impacto oblicuo en Marte (Syria Planum y Sinai Planum)
  • Presenta buenas imágenes, distancias y elevaciones / NASA
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