Mapa topográfico de Hellas Planitia y sus alrededores en las tierras altas del sur, del instrumento MOLA de Mars Global Surveyor . La profundidad del cráter es de 7.152 m (23.465 pies) por debajo del datum topográfico estándar de Marte. [1]
Descripción
Con un diámetro de aproximadamente 2.300 km (1.400 millas), [6] es la estructura de impacto inequívoca más grande del planeta; la oscura Utopía Planitia es un poco más grande. (La cuenca Borealis , si resulta ser un cráter de impacto, es considerablemente más grande). Se cree que Hellas Planitia se formó durante el período de Bombardeo Intenso Tardío del Sistema Solar , hace aproximadamente 4,1 a 3,8 mil millones de años, cuando un protoplaneta o gran asteroide golpeó la superficie. [7]
La diferencia de altitud entre el borde y el fondo es de más de 9.000 m (30.000 pies). La profundidad del cráter de 7.152 m (23.465 pies) [1] por debajo del datum topográfico de Marte explica la presión atmosférica en el fondo: 12,4 mbar (1240 Pa o 0,18 psi) durante el invierno, cuando el aire es más frío y alcanza su mayor densidad. [b] Esto es un 103% más alto que la presión en el datum topográfico (610 Pa, o 6.1 mbar, o 0.09 psi) y por encima del punto triple del agua , lo que sugiere que la fase líquida podría estar presente bajo ciertas condiciones de temperatura, presión y contenido de sal disuelta. [9] Se ha teorizado que una combinación de acción glacial y ebullición explosiva puede ser responsable de las características de los barrancos en el cráter.
Algunos de los canales de salida de baja elevación se extienden hacia Hellas desde el complejo volcánico Hadriacus Mons hacia el noreste, dos de los cuales muestran imágenes de la cámara Mars Orbiter contienen barrancos: Dao Vallis y Reull Vallis . Estos barrancos también son lo suficientemente bajos como para que el agua líquida sea transitoria alrededor del mediodía marciano, si la temperatura se elevara por encima de los 0 grados Celsius. [10]
Hellas Planitia es la antípoda de Alba Patera . [11] [12] [13] Este y el Isidis Planitia algo más pequeño juntos son más o menos antípodas del Tharsis Bulge , con sus enormes volcanes en escudo, mientras que Argyre Planitia es más o menos en contra del Elysium , la otra importante región elevada de volcanes en escudo en Marte. . Se desconoce si los volcanes en escudo fueron causados por impactos de antípodas como el que produjo Hellas, o si es mera coincidencia.
Mapa de MOLA que muestra los límites de Hellas Planitia y otras regiones
Contexto geográfico de Hellas
Este mapa de elevación muestra el anillo de eyección elevado circundante.
Aparentes características de flujo viscoso en el suelo de Hellas, visto por HiRISE.
Terreno retorcido en Hellas Planitia (en realidad ubicado en el cuadrilátero de Noachis ).
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Estas bandas retorcidas también se denominan terreno "taffy pull".
Descubrimiento y denominación
Por su tamaño y su coloración clara, que contrasta con el resto del planeta, Hellas Planitia fue una de las primeras características marcianas descubiertas desde la Tierra por telescopio . Antes de que Giovanni Schiaparelli le diera el nombre de Hellas (que en griego significa Grecia ), se la conocía como Lockyer Land , habiendo sido nombrada por Richard Anthony Proctor en 1867 en honor a Sir Joseph Norman Lockyer , un astrónomo inglés que, utilizando un 16 cm ( 6.3 in) refractor , produjo "la primera representación realmente veraz del planeta" (en la estimación de EM Antoniadi ). [14]
Posibles glaciares
Glaciar en forma de lengua en Hellas Planitia. Puede que todavía exista hielo debajo de una capa aislante de suelo.
Primer plano del glaciar con una resolución de aproximadamente 1 metro. Se cree que el suelo modelado es causado por la presencia de hielo.
Las imágenes de radar de la sonda de radar SHARAD de la nave espacial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) sugieren que las características llamadas delantales de escombros lobulados en tres cráteres en la región oriental de Hellas Planitia son en realidad glaciares de hielo de agua que yacen enterrados debajo de capas de tierra y roca. [15] El hielo enterrado en estos cráteres medido por SHARAD tiene unos 250 m (820 pies) de espesor en el cráter superior y unos 300 m (980 pies) y 450 m (1480 pies) en los niveles medio e inferior, respectivamente. Los científicos creen que la nieve y el hielo se acumularon en una topografía más alta, fluyeron cuesta abajo y ahora están protegidos de la sublimación por una capa de escombros de roca y polvo. Los surcos y crestas en la superficie fueron causados por la deformación del hielo.
Además, las formas de muchas características en Hellas Planitia y otras partes de Marte son muy sugerentes de glaciares , ya que la superficie parece como si se hubiera producido un movimiento.
Terreno de nido de abeja
Estas "células" relativamente planas parecen tener capas o bandas concéntricas, similares a un panal. Este terreno en forma de panal se descubrió por primera vez en la parte noroeste de Hellas. [16] El proceso geológico responsable de la creación de estas características sigue sin resolverse. [17] Algunos cálculos indican que esta formación puede haber sido causada por el hielo que se mueve hacia arriba a través del suelo en esta región. La capa de hielo tendría entre 100 my 1 km de espesor. [18] [19] [16] Cuando una sustancia se mueve hacia arriba a través de otra sustancia más densa, se llama diapiro . Entonces, parece que grandes masas de hielo han empujado capas de roca hacia cúpulas que posteriormente fueron erosionadas. Después de que la erosión eliminó la parte superior de las cúpulas en capas, quedaron características circulares.
Terreno de nido de abeja, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana a color del terreno en forma de panal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno en forma de panal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno en forma de panal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish Esta ampliación muestra el material que se rompe en bloques. La flecha indica un bloque en forma de cubo.
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Capas
Capas en depresión en el cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Un tipo especial de ondulación de arena llamada crestas eólicas transversales , las TAR son visibles y etiquetadas.
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana del depósito en capas en el cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Formación en capas, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Mapa interactivo de Marte
Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Desplácese 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 es 0 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 Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )
En la cultura popular
Hellas Basin es una ubicación principal en el videojuego Destiny 2 de 2017 . La ubicación es parte del contenido descargable Warmind del juego .
También aparece como una ubicación principal en el reinicio del videojuego Bethesda 2016 Doom .
Ver también
Argyre Planitia
Atmósfera de Marte, por ejemplo, presión en el suelo de Hellas Planitia
Duna
Cráter de vendaval
Geografía de Marte
Glaciares en Marte
Agua subterránea en Marte
Lista de llanuras en Marte
Agua en Marte
Notas
^ Técnicamente, Hellas es una 'característica de albedo'. [2]
^ "... la presión superficial máxima en la simulación de la línea de base es sólo 12,4 mbar. Esto ocurre en el fondo de la cuenca de Hellas durante el verano del norte". [8]
Referencias
^ a b "Observación del tiempo marciano" . Mars Global Surveyor . Palo Alto, California: Universidad de Stanford . Archivado desde el original el 31 de mayo de 2008. La radiociencia MGS midió 11,50 mbar a 34,4 ° S 59,6 ° E −7152 metros
^"Hellas" . Centro de Ciencias de Astrogeología de USGS . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio geológico de Estados Unidos . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
^ a b"Hellas Planitia" . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias de Astrogeología de USGS . Consultado el 10 de marzo de 2015 .
^ La parte por debajo del datum cero, ver Geografía de Marte # Elevación cero
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^Heldmann, Jennifer L .; et al. (2005). "Formación de barrancos marcianos por la acción del agua líquida que fluye en las condiciones ambientales actuales de Marte". Revista de Investigación Geofísica . 110 : E05004. Código Bibliográfico : 2005JGRE..11005004H . CiteSeerX 10.1.1.596.4087 . doi : 10.1029 / 2004JE002261 .- página 2, párrafo 3: Gargantas marcianas Marte # Referencias
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Otras lecturas
Antoniadi, EM (julio de 1897). "El mar de reloj de arena en Marte". Conocimiento . págs. 169-172.
Grotzinger, J .; Milliken, R., eds. (2012). Geología sedimentaria de Marte . SEPM.
Lockyer, JN "Observaciones en el planeta Marte " . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society (resumen). 23 : 246. Código Bibliográfico : 1863MNRAS..23..246L . doi : 10.1093 / mnras / 23.8.246 .
enlaces externos
Ravenscroft, Peter (16 de agosto de 2000). "La Hellas de la catástrofe" . Espacio diario .
"Mapa desplazable de Marte" . - centrado en Hellas
Secosky, Jim. Hielo marciano (video conferencia). 16ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte - a través de YouTube.
Cabrol, Nathalie. Lakes on Mars (video conferencia). SETI Talks - a través de YouTube.
Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Desplácese 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 es 0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta −8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares . 