Tharsis cuadrilátero

El cuadrilátero Tharsis es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrilátero Tharsis también se conoce como MC-9 (Mars Chart-9). ^[1] El nombre Tharsis se refiere a una tierra mencionada en la Biblia. Puede ser en la ubicación del casco antiguo de Tartessus en la desembocadura del Guadalquivir . ^[2]

Tharsis cuadrilátero

Mapa del cuadrilátero de Tharsis a partir de los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas son blancas y las más bajas son azules.
Coordenadas	15 ° 00'N 112 ° 30'W / 15 ° N 112,5 ° W / 15; -112,5Coordenadas : 15 ° 00'N 112 ° 30'W / 15 ° N 112,5 ° W / 15; -112,5

Imagen del Tharsis Quadrangle (MC-9). La región contiene Olympus Mons , Ascraeus Mons y Pavonis Mons , tres de los cuatro volanoes de escudo más grandes de Marte. La parte norte-central contiene Ceraunius Fossae .

El cuadrilátero cubre el área de 90 ° a 135 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud norte en Marte y contiene la mayor parte de Tharsis Rise . La meseta es tan alta como el Monte Everest de la Tierra y tan grande en área como toda Europa. Tharsis contiene un grupo de volcanes grandes. Olympus Mons es el más alto. ^[3]

Tharsis es una tierra de grandes volcanes . Olympus Mons es el volcán más alto conocido del Sistema Solar; es 100 veces más grande que cualquier volcán de la Tierra. Ascraeus Mons y Pavonis Mons tienen al menos 200 millas de ancho y más de seis millas por encima de la meseta en la que se encuentran, y la meseta está de tres a cuatro millas por encima de la altitud cero de Marte. ^[4] Pavonis Mons, el medio en una línea de tres volcanes, se encuentra casi en el punto muerto del ecuador. Mons es un término que se utiliza para una característica elevada de gran tamaño. Tholus es más o menos igual, pero más pequeño. Una patera es más plana y como un volcán con una abertura súper grande. En realidad, una pátera se forma cuando la cima de un volcán colapsa porque su cámara de magma está vacía. Crater Lake Oregon se formó de esa manera. Varios volcanes forman una línea recta en Tharsis Uplift. Dos de los principales se encuentran en el cuadrilátero Tharsus: Ascraeus Mons y Pavonis Mons. Se ha propuesto que estos son el resultado del movimiento de las placas que en la Tierra forma islas de arco volcánico. ^{[5] [6] [7] [8] [9]}

Aunque Marte muestra muchos volcanes aquí y en otros lugares, no ha habido evidencia de actividad volcánica reciente, incluso a un nivel muy bajo. La investigación, publicada en 2017, no encontró liberación activa de gases volcánicos durante dos años marcianos sucesivos. Buscaron la desgasificación de productos químicos que contienen azufre con espectrómetros. ^[10]

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  Mapa de Tharsis quadrangle

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  Región de Olympus Mons

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  Características de Olympus Mons

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  2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Uranius Tholus (volcán superior) y Ceraunius Tholus (volcán inferior). Este último es tan alto como el Monte Everest de la Tierra.

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  2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Tharsis Tholus .

• Parte occidental de Jovis Tholus , visto por THEMIS .

• Vecino Biblis y Ulysses tholi (mosaico IR diurno THEMIS).

• Ulysses Tholus, con su ubicación en relación con otros volcanes mostrada (foto de THEMIS).

• Topografía de Ascraeus Mons .

• Pavonis Mons .

• Cráter en la parte superior de Ulysses Patera , visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Nótese la falta de un borde. Los cráteres volcánicos no suelen tener borde, como la mayoría de los cráteres de impacto.

Algunos científicos sostienen que Tharsis ha tenido una gran influencia en el clima de Marte. Los volcanes emiten grandes cantidades de gas cuando entran en erupción. Los gases suelen ser vapor de agua y dióxido de carbono . Algunas estimaciones estiman que la cantidad de gas liberado a la atmósfera es suficiente para hacer que la atmósfera sea más gruesa que la de la Tierra. Además, el agua liberada por los volcanes podría haber sido suficiente para cubrir todo Marte a una profundidad de 120 metros. El efecto invernadero del dióxido de carbono eleva la temperatura de un planeta al atrapar el calor en forma de radiación infrarroja . Las erupciones volcánicas en Tharsis podrían haber hecho a Marte más parecido a la Tierra en el pasado. Marte pudo haber tenido una vez una atmósfera mucho más espesa y cálida. Es posible que hayan estado presentes océanos y / o lagos. ^[3]

El cuadrilátero de Tharsis también alberga grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) llamadas fossae en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Fossae en esta área son Ulysses Fossae , Olympica Fossae , Ceraunius Fossae y Tractus Fossae . Estos canales se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Los estudios han demostrado que los volcanes de Tharsis causaron la mayoría de las principales fosas en Marte. El estrés que causó las fosas y otras características tectónicas se centra en Noctis Labyrinthus , en 4 S y 253 E. Pero el centro se ha movido algo con el tiempo. ^{[11] [12] Los} cráteres de fosas / fosas son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. ^[13] Un abrevadero a menudo tiene dos roturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados escarpados a los lados; tal artesa se llama graben . ^{[14] Los} estudios han encontrado que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura de la roca desciende a 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráter de pozo. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecta a su alrededor, como los cráteres de impacto. En Marte, los cráteres de fosas individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar depresiones que a veces son festoneadas. ^[15] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres de pozo. Existe evidencia de que están asociados con diques de magma. El magma podría moverse debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante provocaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un hoyo (a veces en el medio de una ciudad) se asemejan a cráteres de pozo en Marte. Sin embargo, en la Tierra, estos agujeros son causados ​​por la disolución de la piedra caliza, lo que provoca un vacío. ^{[15] [16] [17]}

El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de los cráteres y las fosas es importante para la futura colonización de Marte porque pueden ser depósitos de agua. ^[18]

• Montículo de Ulysses Fossae , visto por HiRISE.

• Ceraunius Fossae , visto por HiRISE.

• Olympica Fossae , vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas de roca en la pared.

• Canal en Tractus Fossae causado por fallas y el colapso resultante del material en fallas que forman una cadena de pozos, como lo vio Mars Global Surveyor .

• Foso anillado de Tractus Fossae , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.

• Pozos y comederos con capas, como los ve HiRISE en el programa HiWish

• Línea de pozos que se convierte en un abrevadero, como lo ve HiRISE en el programa HiWish

• Fossae, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

• Comederos y canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish

Algunos científicos ven evidencia de que existen glaciares en muchos de los volcanes de Tharsis, incluidos Olympus Mons, Ascraeus Mons y Pavonis Mons. ^{[11] [19] [20]} Ceraunius Tholus incluso pudo haber tenido sus glaciares derretidos para formar algunos lagos temporales en el pasado. ^{[21] [22] [23] [24] [25] [26] [27]}

Algunas imágenes a continuación muestran rayas oscuras: en las laderas de grandes bloques justo a la izquierda de Tharsis Tholus , en Ceraunius Fossae y en Olympica Fossae . Tales rayas son comunes en Marte. Ocurren en pendientes pronunciadas de cráteres, depresiones y valles. Las rayas son oscuras al principio. Se vuelven más ligeros con la edad. ^[28] A veces comienzan en un lugar diminuto, luego se extienden y recorren cientos de metros. Se ha visto que viajan alrededor de obstáculos, como rocas. ^[29] Se cree que son avalanchas de polvo brillante que exponen una capa subyacente más oscura. Sin embargo, se han propuesto varias ideas para explicarlas. Algunos involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. ^{[30] [31] [32]} Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita en la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre él porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren con él, reduciendo así la energía eléctrica. La potencia de los Rovers ha sido restaurada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , despejando los paneles y aumentando así la potencia. ^[33] Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo una pequeña cantidad para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en tormentas de polvo globales. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se pudo ver nada a través de la tormenta de polvo. ^{[34] [35]} También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.

• Colinas en terrazas de Sulci Gordii , vistas por HiRISE . Son visibles muchas rayas oscuras de la pendiente.

• Canal Ceraunius Tholus , visto por HiRISE. El cráter de la cima de Ceraunius Tholus está justo a la derecha de esta imagen. Haga clic en la imagen para ver las rayas oscuras de la pendiente. La barra de escala tiene 1000 metros de largo. Las líneas rectas oscuras son donde no se recopilaron datos.

La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus , encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por chorros de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas . El equipo de científicos fue dirigido por Kaylan Burleigh , estudiante de la Universidad de Arizona . Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del sitio del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras , cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficientemente suelto como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas.

El cúmulo de cráteres se encuentra cerca del ecuador 510 millas) al sur de Olympus Mons , en un tipo de terreno llamado formación Medusae Fossae . La formación está cubierta de polvo y contiene crestas talladas por el viento llamadas yardangs . Estos yardangs tienen pendientes pronunciadas densamente cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estampido sónico de la ráfaga de aire de los impactos, el polvo comenzó a descender por la pendiente. Usando fotos de Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los científicos han encontrado alrededor de 20 nuevos impactos cada año en Marte. Debido a que la nave espacial ha estado obteniendo imágenes de Marte de manera casi continua durante un lapso de 14 años, las imágenes más nuevas con presuntos cráteres recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres fueron detectados en una imagen de HiRISE de febrero de 2006, pero no estaban presentes en una imagen de Mars Global Surveyor tomada en mayo de 2004, el impacto ocurrió en ese período de tiempo.

El cráter más grande del cúmulo tiene unos 22 metros (72 pies) de diámetro y está cerca del área de una cancha de baloncesto. A medida que el meteorito viajaba a través de la atmósfera marciana, probablemente se rompió; de ahí resultó un grupo apretado de cráteres de impacto. Desde hace algún tiempo se ven rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Esta investigación puede haber resuelto finalmente este misterio. ^{[36] [37]}

• La imagen indica un cúmulo de cráteres y líneas curvas formadas por el aire de los meteoritos. Los meteoritos provocaron ráfagas de aire que provocaron avalanchas de polvo en pendientes empinadas. La imagen es de HiRISE .

• Primer plano de la imagen anterior a lo largo del límite claro / oscuro. La línea oscura en el medio de la imagen muestra el borde entre el área clara y oscura de las líneas curvas. Las flechas verdes muestran áreas altas de crestas. El polvo suelto se movió por las pendientes empinadas cuando sintió la ráfaga de aire de los meteoritos. La imagen es de HiRISE.

• La lava fluye en el cuadrilátero de Tharsis.

• Flujo de lava en el cuadrilátero de Tharsis, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

• Primer plano del flujo de lava con etiquetas, visto por HiRISE en el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de flujos de lava.

• La imagen muestra flujos de lava jóvenes y viejos desde la base de Olympus Mons . La llanura plana es el flujo más joven. El flujo más antiguo tiene canales con diques a lo largo de sus bordes. La presencia de diques es bastante común en muchos flujos de lava.

• Flujos de lava con flujos más viejos y más jóvenes etiquetados, como los ve HiRISE en el programa HiWish

• Amplia vista de lava que fluye sobre el acantilado alrededor de Olympus Mons, visto por CTX

• Vista cercana de lava moviéndose sobre un acantilado alrededor de Olympus Mons, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

• Tharsis Tholus block, visto por HiRISE. Block probablemente cayó por Tharsis Tholus, que está justo a la derecha.

• Cráter Pangboche, visto por HiRISE. El cráter Pangboche es un cráter muy joven de 11 km de diámetro cerca de la cima del Olympus Mons. Observe las paredes empinadas.

• Piso Tractus Catena , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.

• Gigas Sulci , visto por THEMIS . Las crestas lineales onduladas son dunas. Las rayas oscuras de la pendiente son visibles en algunas pendientes si hace clic en la imagen para ampliarla.

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

• Delta en el cráter Rahe, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Rahe.

• Flujos y pozos, como los ve HiRISE en el programa HiWish