Terra Sirenum

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Mapa de MOLA que muestra los límites de Terra Sirenum y otras regiones
Mapa MOLA que muestra los límites de Terra Sirenum cerca del polo sur y otras regiones

Terra Sirenum es una gran región en el hemisferio sur del planeta Marte . Se centra en 39 ° 42'S 150 ° 00 '  /  39,7 ° S 150 ° W / -39,7; -150 y cubiertas 3900 km en su punto más amplio. Cubre latitudes 10 a 70 Sur y longitudes 110 a 180 W. [1] Terra Sirenum es un área de tierras altas notable por cráteres masivos, incluido el gran cráter Newton . Terra Sirenum está en el cuadrilátero Phaethontis y el cuadrilátero Memnonia de Marte. Se cree que una zona baja en Terra Sirenum tuvo una vez un lago que finalmente drenó a través de Ma'adim Vallis . [2][3] [4]

Terra Sirenum lleva el nombre de las sirenas , que eran pájaros con cabeza de niña. En la Odisea, estas chicas capturaron a los marineros que pasaban y los mataron. [5]

Depósitos de cloruro

La evidencia de depósitos de minerales a base de cloruro en Terra Sirenum fue descubierta por el Sistema de Imágenes de Emisión Térmica del orbitador Mars Odyssey 2001 en marzo de 2008. Los depósitos tienen aproximadamente entre 3.5 y 3.9 mil millones de años. Esto sugiere que el agua cercana a la superficie estaba muy extendida a principios de la historia marciana, lo que tiene implicaciones para la posible existencia de vida marciana . [6] [7] Además de encontrar cloruros, MRO descubrió esmectitas de hierro / magnesio que se forman a partir de una exposición prolongada al agua. [8]

Con base en depósitos de cloruro y filosilicatos hidratados, Alfonso Dávila y otros creen que hay un antiguo lecho de lago en Terra Sirenum que tenía un área de 30.000 km 2 y 200 metros de profundidad. Otra evidencia que sustenta este lago son los canales normales e invertidos como los que se encuentran en el desierto de Atacama . [9]

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 (tal vez el viento que no puede mover rocas grandes) 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 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 tiempos pasados. [10]

  • Imagen CTX de cráteres con recuadro negro que muestra la ubicación de la siguiente imagen.

  • Imagen de la foto anterior de una cresta curva que puede ser un antiguo arroyo que se ha invertido. Imagen tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.

Barrancos marcianos

Terra Sirenum es la ubicación de muchos barrancos marcianos que pueden deberse al reciente flujo de agua. Algunos se encuentran en Gorgonum Chaos [11] [12] y en muchos cráteres cerca de los grandes cráteres Copérnico y Newton . [13] [14] Los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes.

  • Imagen CTX de la siguiente imagen que muestra una vista amplia del área. Dado que la colina está aislada, sería difícil que se desarrollara un acuífero. Rectángulo muestra la ubicación aproximada de la siguiente imagen.

  • Barranco en el montículo visto por Mars Global Surveyor , bajo el Programa Público de Destino. Las imágenes de barrancos en picos aislados, como este, son difíciles de explicar con la teoría del agua proveniente de los acuíferos porque los acuíferos necesitan grandes áreas de recolección.

  • Otra vista del barranco anterior en un montículo. Éste es con HiRISE, bajo el programa HiWish. Esta vista muestra la mayor parte de la plataforma y dos antiguos glaciares asociados a ella. Todo lo que queda de los glaciares son morrenas terminales.

  • Imagen de contexto MOLA para la serie de tres imágenes siguientes de barrancos en un canal y cráter cercano.

  • Barrancos en un canal y cráter cercano, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish . La barra de escala tiene 500 metros de largo.

  • Primer plano de barrancos en el cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Primer plano de los barrancos en el canal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Estos son algunos de los barrancos más pequeños visibles en Marte.

  • Imagen HiRISE, tomada bajo el programa HiWish, de barrancos en un cráter en Terra Sirenum.

  • Barrancos con restos de un antiguo glaciar en el cráter de Terra Sirenum, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Barrancos en un cráter en Terra Sirenum , visto por HiRISE bajo el Programa HiWish.

  • Primer plano de un barranco que muestra varios canales y un suelo modelado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish.

  • Barrancos en el cráter del cuadrilátero Phaethontis, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Barrancos en el cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Cerca de barrancos en el cráter que muestran canales dentro de valles más grandes y curvas en canales. Estas características sugieren que fueron hechas por agua corriente. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Cerca de la red de barrancos que muestra canales y curvas ramificados; estas características sugieren la creación de un fluido. Nota: esta es una ampliación de una vista anterior amplia de barrancos en un cráter, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Barrancos en dos niveles de la pared de un cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los barrancos en dos niveles sugieren que no se hicieron con un acuífero, como se sugirió por primera vez. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.

  • Imagen de barrancos con las partes principales etiquetadas. Las partes principales de un barranco marciano son alcoba, canal y delantal. Dado que no hay cráteres en este barranco, se cree que es bastante joven. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.

  • Primer plano de delantales de barrancos que muestran que están libres de cráteres; por tanto, muy joven. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.

Glaciares en forma de lengua

  • Glaciar en forma de lengua, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Amplia vista de varios glaciares en forma de lengua en la pared del cráter, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los glaciares son de diferentes tamaños y se encuentran en diferentes niveles. Algunas de ellas están muy ampliadas en las imágenes que siguen.

  • Primer plano de los hocicos de dos glaciares de la imagen anterior, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Estos están hacia la parte inferior izquierda de la imagen anterior.

  • Primer plano de pequeños glaciares de una imagen anterior, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Algunos de estos glaciares parecen estar comenzando a formarse.

  • Primer plano del borde de uno de los glaciares en la parte inferior de la vista amplia de una imagen anterior La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.

Posibles pingos

Las grietas radiales y concéntricas visibles aquí son comunes cuando las fuerzas penetran en una capa frágil, como una piedra arrojada a través de una ventana de vidrio. Estas fracturas particulares probablemente fueron creadas por algo que emergió de debajo de la frágil superficie marciana. Es posible que el hielo se haya acumulado debajo de la superficie en forma de lente; haciendo así estos montículos agrietados. El hielo, al ser menos denso que la roca, empujó hacia arriba en la superficie y generó estos patrones en forma de telaraña. Un proceso similar crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra. Estas características se denominan "pingos", una palabra inuit. [15] Los pingos contendrían agua helada pura; por tanto, podrían ser fuentes de agua para los futuros colonos de Marte.

  • Posible pingo, visto por HiRISE en el programa HiWish

  • Posibles pingos con escala, como los ve HiRISE en el programa HiWish

  • Vista cercana de un posible pingo con escala, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

  • Ejemplo de un pingo en la Tierra. En la Tierra, el hielo que causó el pingo se derretiría y llenaría las fracturas con agua; en Marte, el hielo se convertiría en gas en la fina atmósfera marciana.

Relleno de cráter concéntrico

Se cree que el relleno de cráter concéntrico, como las plataformas de escombros lobulados y el relleno de valle alineado , es rico en hielo. [16] Con base en medidas topográficas precisas de altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de la profundidad de los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. [17] [18] [19] [20] Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con unas pocas decenas de metros de escombros en la superficie. [21] [22] El hielo acumulado en el cráter por nevadas en climas anteriores. [23] [24] [25] Un modelo reciente sugiere que el relleno del cráter concéntrico se desarrolla durante muchos ciclos en los que la nieve se deposita y luego se mueve hacia el cráter. Una vez dentro del cráter, la sombra y el polvo conservan la nieve. La nieve se convierte en hielo. Las muchas líneas concéntricas son creadas por los muchos ciclos de acumulación de nieve. Generalmente, la nieve se acumula cuando la inclinación axial alcanza los 35 grados. [26]

  • Cráter que muestra un relleno de cráter concéntrico , visto por CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Vista cercana del relleno de un cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de un cráter concéntrico. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Amplia vista del relleno del cráter concéntrico, visto por CTX La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Relleno de cráter concéntrico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.

  • Vista cercana a color del relleno del cráter concéntrico, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis.

Características del cráter Liu Hsin

  • Cráter Liu Hsin , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dunas en el cráter Liu Hsin, vistas por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Las líneas oscuras son huellas del diablo de polvo . Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Liu Sin.

  • Huellas del diablo de polvo en el cráter Liu Hsin, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). También se pueden ver barrancos en la pared del cráter, cerca de la parte inferior de la imagen. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Liu Sin.

  • Barrancos en el cráter Liu Hsin, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Las líneas curvas en el suelo del cráter pueden ser restos de antiguos glaciares.

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). [27] [28] El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que corrían aproximadamente paralelas hasta 2000 km. 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. [29] Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de 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. Cuando las rocas se solidificaron, conservaron 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. [30] [31] [32]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. [33]

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. [34]

Otras características

  • Canal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish Las formas aerodinámicas se indican con flechas. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Posibles depósitos de cloruro en Terra Sirenum

  • Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . El área del cuadro se amplía en la siguiente imagen.

  • Ampliación de la imagen anterior, mostrando muchas capas delgadas. Tenga en cuenta que las capas no parecen estar formadas por rocas. Pueden ser todo lo que queda de un depósito que una vez llenó el cráter. La imagen fue tomada con HiRISE, bajo el programa HiWish.

  • Superficie del suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Superficie del suelo del cráter que muestra detalles de la imagen tomada con HiRISE, bajo el programa HiWish. Esto puede ser una transición de un tipo de estructura a otro diferente, quizás debido a la erosión.

  • Superficie que muestra grandes huecos de origen desconocido, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los huecos pueden ser el resultado de grandes cantidades de hielo que abandonan el suelo.

  • Primer plano de la superficie con grandes huecos, como se ve por HiRISE en el programa HiWish.

  • Capas en manto, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Oxbow lake , visto por HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Depresiones en el suelo del cráter Bernard que muestran muchas rocas, como las ve HiRISE en el programa HiWish

  • Comederos en el suelo del cráter Bernard , visto por HiRISE bajo el programa HiWish

  • Pozos grandes en Sirenum Fossae , como los ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Flujo de lava. El flujo de lava se detuvo cuando se encontró con el terreno más alto de un montículo. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish.

  • Imagen de HiRISE que muestra un manto liso que cubre partes de un cráter en el cuadrilátero Phaethontis . A lo largo del borde exterior del cráter, el manto se muestra en capas. Esto sugiere que el manto se depositó varias veces en el pasado. La fotografía se tomó con HiRISE bajo el programa HiWish. Las capas se amplían en la siguiente imagen.

  • Ampliación de la imagen anterior de las capas del manto. Se ven de cuatro a cinco capas. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

  • Superficie que muestra apariencia con y sin cobertura de manto, como lo ve HiRISE, bajo el programa HiWish . La ubicación es Terra Sirenum en el cuadrilátero Phaethontis .

Mapa interactivo de Marte

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La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clicMapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . 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 Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Ver también

  • Clima de Marte
  • Geología de Marte
  • Glaciares en Marte
  • Agua subterránea en Marte
  • Cráter de impacto
  • Lista de cráteres en Marte
  • Barrancos marcianos

Referencias

  1. ^ http://www.itouchmap.com/?r=marsfeatures&z=7238
  2. ^ Irwin, R, et al. 2002. Geomorfología de Ma'adim Vallis, Marte y cuencas de paleolagos asociadas. J. Geophys. Res. 109 (E12): doi : 10.1029 / 2004JE002287
  3. ^ Michael H. Carr (2006). La superficie de Marte . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-87201-0. Consultado el 21 de marzo de 2011 .
  4. ^ https://www.uahirise.org/ESP_050948_1430
  5. ^ Blunck, J. 1982. Marte y sus satélites. Exposición Prensa. Smithtown, Nueva York
  6. ^ Osterloo; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS; et al. (2008). "Materiales portadores de cloruro en las tierras altas del sur de Marte" (PDF) . Ciencia . 319 (5870): 1651–1654. Código bibliográfico : 2008Sci ... 319.1651O . doi : 10.1126 / science.1150690 . PMID 18356522 .  
  7. ^ "Misión de la NASA encuentra nuevas pistas para guiar la búsqueda de vida en Marte" . 2008-03-20 . Consultado el 22 de marzo de 2008 .
  8. ^ Murchie, S. et al. 2009. Una síntesis de la mineralogía acuosa marciana después de 1 año de Marte de observaciones desde el Mars Reconnaissance Orbiter. Revista de investigación geofísica: 114.
  9. ^ Davila, A. et al. 2011. Una gran cuenca sedimentaria en la región de Terra Sirenum de las tierras altas del sur de Marte. Ícaro. 212: 579-589.
  10. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_006770_1760
  11. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  12. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  13. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004163_1375
  14. ^ Departamento de Estados Unidos del Servicio Geológico Interior de Estados Unidos, Mapa topográfico de la región oriental de Marte M 15M 0/270 2AT, 1991
  15. ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  16. ^ Levy, J. et al. 2009. Relleno de cráter concéntrico en Utopia Planitia: Historia e interacción entre el "terreno cerebral" glacial y los procesos periglaciares. Ícaro: 202. 462-476.
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  18. ^ Levy, J., J. Head, J. Dickson, C. Fassett, G. Morgan, S. Schon. 2010. Identificación de depósitos de flujo de detritos de barrancos en Protonilus Mensae, Marte: Caracterización de un proceso de formación de barrancos energéticos y portadores de agua. Planeta Tierra. Sci. Letón. 294, 368–377.
  19. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032569_2225
  20. ^ Garvin, J., S. Sakimoto, J. Frawley. 2003. Cráteres en Marte: propiedades geométricas de la topografía cuadriculada MOLA. En: Sexta Conferencia Internacional sobre Marte. 20 al 25 de julio de 2003, Pasadena, California. Resumen 3277.
  21. ^ Garvin, J. et al. 2002. Propiedades geométricas globales de los cráteres de impacto marcianos. Planeta lunar. Sci: 33. Resumen nº 1255.
  22. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09662
  23. ^ Kreslavsky, M. y J. Head. 2006. Modificación de cráteres de impacto en los planos norte de Marte: Implicaciones para la historia climática amazónica. Meteorito. Planeta. Sci .: 41. 1633-1646
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  25. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002917_2175
  26. ^ Fastook, J., J. Head. 2014. Relleno de cráter concéntrico: Tasas de acumulación, relleno y desglaciación de glaciares en la Amazonía y Noé de Marte. 45a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2014) 1227.pdf
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Lectura recomendada

  • Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM.
  • Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. El Informe Planetario: 34, 1, 8-14
  • Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios. Springer Praxis Books / Ciencias geofísicas.

enlaces externos

  • Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
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