Quadrilátero Cebrenia - Cebrenia quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Cebrenia a partir de dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são vermelhas e as mais baixas são azuis.
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| Coordenadas | 47 ° 30′N 210 ° 00′W / 47,5 ° N 210 ° W Coordenadas : 47,5 ° N 210 ° W47 ° 30′N 210 ° 00′W / |
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| Eponym | Terra de Cebrenia perto de Tróia |
O quadrângulo Cebrenia é um de uma série de 30 mapas quadrangulares de Marte usados pelo Programa de Pesquisa Astrogeológica do Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS) . O quadrângulo está localizado na porção nordeste do hemisfério oriental de Marte e cobre 120 ° a 180 ° de longitude leste (180 ° a 240 ° de longitude oeste) e 30 ° a 65 ° de latitude norte. O quadrângulo usa uma projeção cônica conformada de Lambert em uma escala nominal de 1: 5.000.000 (1: 5M). O quadrângulo de Cebrenia também é conhecido como MC-7 (Mars Chart-7). Inclui parte de Utopia Planitia e Arcadia Planitia . As fronteiras sul e norte do quadrilátero Cebrenia têm aproximadamente 3.065 km (1.905 milhas) e 1.500 km (930 milhas) de largura, respectivamente. A distância de norte a sul é de cerca de 2.050 km (1.270 milhas) (um pouco menos que o comprimento da Groenlândia). O quadrângulo cobre uma área aproximada de 4,9 milhões de quilômetros quadrados, ou um pouco mais de 3% da superfície de Marte.
Origem do nome
Cebrenia é uma feição de albedo telescópica centrada em 50 ° N e 150 ° E em Marte. O recurso tem o nome de Cebrenia , um país perto da antiga Tróia. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (IAU) em 1958.
Fisiografia e geologia
As características proeminentes do quadrilátero são as grandes crateras Mie e Stokes, um vulcão , Hecates Tholus , e um grupo de montanhas, Phlegra Montes. Esta área é uma planície plana e lisa em sua maior parte, então as crateras relativamente grandes Mie e Stokes realmente se destacam. A Região Galaxias possui uma área de caos, onde o solo parece ter desabado.
O Viking II (parte do programa Viking ) pousou perto de Mie em 3 de setembro de 1976. Suas coordenadas de pouso eram 48 ° N e 226 ° W.
Resultados da missão Viking II
Como seria andar pelo local de pouso
O céu seria um rosa claro. A sujeira também pareceria rosa. A superfície seria irregular; o solo seria transformado em calhas. Grandes rochas seriam espalhadas. A maioria das rochas são semelhantes em tamanho. Muitas das rochas teriam pequenos orifícios ou bolhas em suas superfícies, causados pelo escape de gás depois que as rochas chegaram à superfície. Alguns pedregulhos apresentariam erosão devido ao vento. Muitas rochas pareceriam empoleiradas, como se o vento removesse grande parte do solo em suas bases. No inverno, neve ou geada cobririam a maior parte do solo. Haveria muitas pequenas dunas de areia que ainda estão ativas. A velocidade do vento normalmente seria de 7 metros por segundo (16 milhas por hora). Haveria uma crosta dura no topo do solo semelhante a um depósito, chamado caliche, que é comum no sudoeste dos Estados Unidos. Essas crostas são formadas por soluções de minerais que sobem pelo solo e evaporam na superfície. Cientistas, em um artigo de setembro de 2009 na revista Science, afirmaram que se o Viking II cavasse apenas quatro (4) polegadas mais profundo, teria atingido uma camada de gelo quase puro.
Análise de solo
O solo assemelhava-se àqueles produzidos pelo intemperismo das lavas basálticas . O solo testado continha silício e ferro abundantes , junto com quantidades significativas de magnésio , alumínio , enxofre , cálcio e titânio . Elementos traço, estrôncio e ítrio , foram detectados. A quantidade de potássio era 5 vezes menor do que a média da crosta terrestre. Alguns produtos químicos no solo continham enxofre e cloro que eram como compostos típicos remanescentes após a evaporação da água do mar. O enxofre estava mais concentrado na crosta no topo do solo do que na massa do solo abaixo. O enxofre pode estar presente como sulfatos de sódio , magnésio, cálcio ou ferro. Um sulfeto de ferro também é possível. O Spirit Rover e o Opportunity Rover encontraram sulfatos em Marte. O Opportunity Rover (pousou em 2004 com instrumentos avançados) encontrou sulfato de magnésio e sulfato de cálcio em Meridiani Planum . Usando os resultados das medições químicas, os modelos minerais sugerem que o solo pode ser uma mistura de cerca de 90% de argila rica em ferro , cerca de 10% de sulfato de magnésio ( kieserita ?), Cerca de 5% de carbonato ( calcita ) e cerca de 5% de óxidos de ferro ( hematita , magnetita , goethita ?). Esses minerais são produtos de intemperismo típicos de rochas ígneas máficas . Estudos com ímãs a bordo das sondas indicaram que o solo tem entre 3 e 7 por cento de materiais magnéticos em peso. Os produtos químicos magnéticos podem ser magnetita e maghemita . Isso pode vir do intemperismo da rocha basáltica . Experimentos realizados pelo Mars Spirit Rover (pousado em 2004) indicaram que a magnetita poderia explicar a natureza magnética da poeira e do solo de Marte. A magnetita foi encontrada no solo e a parte mais magnética do solo era escura. A magnetita é muito escura.
Busca pela vida
A Viking fez três experimentos para procurar vida. Os resultados foram surpreendentes e interessantes. A maioria dos cientistas agora acredita que os dados foram devidos a reações químicas inorgânicas do solo, embora alguns cientistas ainda acreditem que os resultados foram devidos a reações de vida. Nenhum produto químico orgânico foi encontrado no solo. No entanto, as áreas secas da Antártica também não têm compostos orgânicos detectáveis, mas têm organismos que vivem nas rochas. Marte quase não tem camada de ozônio, como a Terra, então a luz ultravioleta esteriliza a superfície e produz produtos químicos altamente reativos, como peróxidos, que oxidariam quaisquer produtos químicos orgânicos. A Phoenix Lander descobriu o perclorato químico no solo marciano. O perclorato é um oxidante forte, por isso pode ter destruído qualquer matéria orgânica na superfície. Se estiver espalhado em Marte, a vida baseada no carbono seria difícil na superfície do solo.
A pesquisa, publicada no Journal of Geophysical Research em setembro de 2010, propôs que compostos orgânicos estavam realmente presentes no solo analisado por ambos os modelos Viking 1 e 2. A sonda Phoenix da NASA em 2008 detectou perclorato que pode decompor compostos orgânicos. Os autores do estudo descobriram que o perclorato destrói os orgânicos quando aquecido e produz clorometano e diclorometano , compostos de cloro idênticos descobertos por ambas as sondas Viking quando realizaram os mesmos testes em Marte. Como o perclorato teria decomposto qualquer produto orgânico marciano, a questão de se o Viking encontrou vida ou não ainda está em aberto.
Gelo exposto em novas crateras
Uma pesquisa impressionante, relatada na revista Science em setembro de 2009, mostrou que algumas novas crateras em Marte mostram gelo de água puro e exposto. Depois de um tempo, o gelo desaparece, evaporando na atmosfera. O gelo tem apenas alguns metros de profundidade. O gelo foi confirmado com o Compact Imaging Spectrometer (CRISM)] a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). O gelo foi encontrado em um total de 5 locais. Três dos locais estão no quadrilátero Cebrenia. Estas localizações são 55,57 ° N ° E 150,62 , 43,28 ° N 176,9 ° E e 45 ° N 164,5 ° E . Esta descoberta prova que os futuros colonos em Marte serão capazes de obter água de uma ampla variedade de locais. O gelo pode ser escavado, derretido e então desmontado para fornecer oxigênio e hidrogênio novos para o combustível do foguete. O hidrogênio é o combustível poderoso usado pelos motores principais do ônibus espacial55 ° 34′N 150 ° 37′E / 43 ° 17′N 176 ° 54′E / 45 ° 00′N 164 ° 30′E /
Duas fotos da HiRISE mostrando como o gelo desapareceu com o tempo em uma cratera. A cratera à esquerda está antes do desaparecimento do gelo. A cratera tem 6 metros de diâmetro.
Outras crateras
As crateras de impacto geralmente têm uma borda com material ejetado ao seu redor, em contraste, as crateras vulcânicas geralmente não têm uma borda ou depósitos de material ejetado. Às vezes, as crateras exibem camadas. Uma vez que a colisão que produz uma cratera é como uma explosão poderosa, rochas do subsolo são atiradas para a superfície. Conseqüentemente, as crateras podem nos mostrar o que está bem abaixo da superfície.
O piso da cratera Kufra , visto por HiRISE Pits, acredita-se que seja causado pelo vazamento de água.
Fenagh Crater Ejecta, visto pela HiRISE.
Cratera Chincoteague , vista pela HiRISE.
Close da cratera Chincoteague, vista pela HiRISE.
Grupo de crateras secundárias, visto pela HiRISE sob o programa HiWish .
Camadas na parede da cratera, vistas por HiRISE no programa HiWish.
Cratera Mie , vista pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ). O Viking II pousou perto da cratera Mie em 1976.
Lado oeste da Cratera Adams (Martian Crater) , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter).
Lado oeste de Tyndall (cratera marciana) , visto pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Cratera, vista pela HiRISE no programa HiWish
Cratera mostrando camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas na cratera, como visto por HiRISE no programa HiWish A linha escura são defeitos na imagem. Esta imagem foi tirada durante uma tempestade de poeira global.
Lóbulos de ejeção de uma cratera de impacto, como visto por HiRISE no programa HiWish
Crateras com montículos em camadas e bordas altas e pontiagudas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da cratera, vista pela HiRISE no programa HiWish
Hecates Tholus
Pesquisas recentes levam os cientistas a acreditar que o Hecates Tholus entrou em erupção explosivamente há cerca de 350 milhões de anos, o que não é há muito tempo para Marte. As erupções criaram depressões nos flancos do vulcão. E apenas cinco milhões de anos atrás, depósitos glaciais se formaram dentro dessas depressões. Alguns vales em Hecates mostram um padrão de drenagem paralelo.
Hecates Tholus , visto pela Mars Global Surveyor.
Topografia de Hecates Tholus.
Hecates Tholus Ridges, visto pela HiRISE . Os cumes ficam a oeste-noroeste de Hecates Tholus. O cume mais profundo foi medido em cerca de 50 metros de altura.
Buvinda Vallis , vista pela THEMIS. Buvinda Vallis está associada a Hecates Tholus; fica a leste de Hecates Tholus.
Canais de lava no flanco de Hecates Tholus, visto pela HiRISE sob o programa HiWish. Uma cratera foi parcialmente coberta por fluxos de lava. Esta cratera será ampliada na próxima imagem.
Visão ampliada da lava enchendo uma cratera, vista pelo HiRISE no programa HiWish.
Cratera na borda do fluxo de lava em Hecates Tholus, vista pela HiRISE sob o programa HiWish. A lava parece ter formado uma cauda a sotavento de obstáculos como as bordas das crateras.
Interações vulcão-gelo
Acredita-se que grandes quantidades de gelo de água estejam presentes sob a superfície de Marte. Alguns canais ficam perto de áreas vulcânicas. Quando a rocha fundida subterrânea quente chega perto desse gelo, grandes quantidades de água líquida e lama podem ser formadas. Hrad Vallis no quadrilátero Cebrenia fica perto do Elysium Mons , um grande vulcão , que pode ter fornecido água para criar o canal. Hrad Vallis é mostrado abaixo.
Hrad Vallis pode ter sido formado quando o grande complexo vulcânico Elysium Mons derreteu o gelo do solo, como visto por THEMIS .
Ilhas aerodinâmicas em Hrad Vallis , vistas pela HiRISE .
Região de Galaxias
O solo em Galaxias parece ter desabado. Essas formas de terra em Marte são chamadas de "terreno do caos". Galaxias Chaos é diferente de muitas outras regiões caóticas. Não possui canais de escoamento associados, e não apresenta uma grande diferença de elevação entre ele e a área de terreno circundante, como a maioria das outras regiões de caos. Pesquisa de Pedersen e Head, publicada em 2010, sugere que Galaxias Chaos é o local de um fluxo vulcânico que enterrou uma camada rica em gelo, chamada de Formação Vastitas Borealis (VBF). Em geral, acredita-se que o VBF seja um resíduo de materiais ricos em água depositados por grandes enchentes. O VBF pode ter sido de espessura variada e pode conter quantidades variadas de gelo. Na fina atmosfera de Marte, essa camada teria desaparecido lentamente por sublimação (mudando de um sólido diretamente para um gás). Uma vez que algumas áreas teriam sublimado mais do que outras, a camada superior de lava não seria suportada de maneira uniforme e racharia. Rachaduras / depressões podem ter começado por sublimação e encolhimento ao longo das bordas da camada de lava. O estresse causado pelo enfraquecimento da borda da tampa causaria rachaduras na tampa. Locais com rachaduras sofreriam mais sublimação, então as rachaduras se alargariam e formariam o terreno em blocos característico de regiões de caos. O processo de sublimação pode ter sido auxiliado pelo calor (fluxo geotérmico) dos movimentos do magma. Existem vulcões, nomeadamente Elysium Montes e Hecates Tholus, nas proximidades que muito provavelmente estão rodeados por diques, que teriam aquecido o solo. Além disso, um período mais quente no passado teria aumentado a quantidade de água sublimada do solo.
Esta série de desenhos mostra um modelo para a formação do caos marciano, conforme proposto por Pedersen e Head 2011 A quantidade de sublimação é exagerada para melhorar a compreensão. Clique na imagem para ver mais detalhes.
Galaxius Mons , visto pela HiRISE. A linha preta era uma seção sem imagem. Existem muitos outros detalhes visíveis na imagem original.
Galaxias Fossae Trough, visto pela HiRISE.
Galaxias Chaos visto por CTX. A cena na próxima imagem é uma parte desta imagem.
Galaxias Chaos visto pela HiRISE.
Evidência de geleiras
Geleiras , vagamente definidas como manchas de gelo corrente ou recentemente fluindo, estão presentes em áreas grandes, mas restritas da superfície marciana moderna, e infere-se que foram mais amplamente distribuídas às vezes no passado. As feições convexas lobadas na superfície conhecidas como feições de fluxo viscoso e aventais de detritos lobados , que mostram as características de fluxo não newtoniano , são agora quase unanimemente consideradas como verdadeiras geleiras. No entanto, uma variedade de outras características da superfície foram também interpretados como directamente ligadas ao gelo muito fina, tal como terreno desgastado , lineated preenchimento vale , concêntrico preenchimento cratera , e nervuras arqueadas. Acredita-se que uma variedade de texturas de superfície vistas em imagens das latitudes médias e regiões polares também estejam relacionadas à sublimação do gelo glacial.
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As fotos abaixo mostram características que provavelmente estão associadas às geleiras.
Geleira Pé de Elefante no Ártico da Terra, vista por Landsat 8. Esta imagem mostra várias geleiras que têm a mesma forma de muitas características em Marte que se acredita também serem geleiras.
Material se movendo em declive em Phlegra Montes , visto pela HiRISE. O movimento provavelmente é auxiliado por água / gelo.
Avental de detritos lobados em Phlegra Montes , visto pela HiRISE. O avental de destroços é provavelmente principalmente de gelo com uma fina cobertura de detritos de rocha, então pode ser uma fonte de água para futuros colonos marcianos. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Visão ampla de um penhasco e vestígios de uma geleira, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Close-up de um penhasco mostrando possíveis falhas, visto pelo HiRISE no programa HiWish; observe a rocha que parece estar rachada pela falha. Algumas pedras estão assentadas em buracos redondos porque sua capacidade de acumular e reter o calor pode ter derretido o gelo do solo.
Close dos sulcos deixados por uma geleira, vistos pela HiRISE sob o programa HiWish. A presença de sulcos sugere que se tratava de uma geleira de base úmida. A umidade sob a geleira pode ter ajudado os organismos marcianos a sobreviver.
Close da superfície, visto pela HiRISE no programa HiWish
Preenchimento de vale linear, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto do preenchimento e manto do vale linear, visto pela HiRISE no programa HiWish
Fluxo sendo restrito, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Manto dependente da latitude , conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Canais
Existem enormes evidências de que a água já fluiu nos vales dos rios em Marte. Imagens de canais curvos foram vistas em imagens da espaçonave de Marte que datam do início dos anos setenta com o orbitador Mariner 9 . De fato, um estudo publicado em junho de 2017, calculou que o volume de água necessário para esculpir todos os canais de Marte era ainda maior do que o oceano proposto que o planeta pode ter tido. A água provavelmente foi reciclada muitas vezes do oceano para a chuva ao redor de Marte.
Formulário simplificado ao longo do canal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Contexto para a próxima imagem de camadas ao longo de Hrad Vallis, vista por CTX. Foto rotulada com camadas, formas aerodinâmicas e seta indicando a direção do fluxo da água.
Camadas expostas ao longo de Hrad Vallis , vistas pela HiRISE no programa HiWish
Canal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Canal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Crateras de pedestal
Uma cratera pedestal é uma cratera com seu material ejetado acima do terreno circundante e, portanto, formando uma plataforma elevada (como um pedestal ). Eles se formam quando uma cratera de impacto ejeta material que forma uma camada resistente à erosão, causando assim a erosão da área imediata mais lentamente do que o resto da região. Alguns pedestais foram medidos com precisão centenas de metros acima da área circundante. Isso significa que centenas de metros de material foram corroídos. O resultado é que tanto a cratera quanto sua manta de ejeção ficam acima dos arredores. Crateras de pedestal foram observadas pela primeira vez durante as missões Mariner .
Cratera de pedestal, vista pela HiRISE no programa HiWish
Cratera de pedestal, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do material ejetado da cratera pedestal, vista por HiRISE sob o programa Arrow da HiWish, mostra um exemplo de um pedregulho em um poço. Esta imagem será ampliada para melhor mostrar isso nas próximas duas imagens.
Visão mais próxima do material ejetado, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Nota: As setas mostram exemplos de pedras em poços.
Vista de perto do material ejetado, visto pela HiRISE sob o programa HiWish Nota: As setas mostram exemplos de pedregulhos em poços.
Estruturas em camadas
Visão ampla de grupos de camadas, conforme visto por HiRise no programa HiWish. Essas camadas provavelmente representam o manto depositado quando o clima mudou. Eles foram moldados pelo vento.
Vista próxima de um grupo de camadas, como visto por HiRise no programa HiWish Nota: Esta é uma ampliação da imagem anterior.
Close, visualização colorida de um grupo de camadas, como visto por HiRise no programa HiWish Nota: Esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Recurso em camadas na cratera antiga, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Imagens adicionais no quadrângulo de Cebrenia
Mapa de Cebrenia. O Viking II pousou perto da cratera Mie. O vulcão Hecates provavelmente tem geleiras em suas encostas.
Troughs, como visto por HiRISE sob o programa HiWish Layers também são visíveis na imagem.
Apsus Vallis , visto por THEMIS. Apsus está perto do sistema vulcânico Elysium; pode ter sido parcialmente formado pela ação da lava.
Vista aproximada do manto, vista pela HiRISE no programa HiWish. O manto pode ser composto de gelo e poeira que caíram do céu durante as condições climáticas anteriores.
Cume e características de superfície perto da borda da cratera Adams, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Mesa em camadas na cratera, vista por HiRISE sob o programa HiWish.
Cones, vistos pela HiRISE no programa HiWish.
Cratera ejetada, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do material ejetado da cratera, visto por HiRISE no programa HiWish Observe que esta é uma ampliação da imagem anterior.
Contato entre a unidade inferior de tonalidade clara e uma unidade superior escura, como visto por HiRISE no programa HiWish
Camadas de imersão, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno irregular e recursos em camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Terreno cerebral no chão da cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Possível dique, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. Aqui, o magma provavelmente se moveu ao longo de uma falha geológica subterrânea. A erosão posterior removeu tudo, exceto o magma endurecido.
Preenchimento concêntrico de cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima do preenchimento da cratera concêntrica, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Outros quadrantes de Marte
Mapa interativo de Marte
Mapa de imagem interativo da topografia global de Marte . Passe o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes e clique para criar um link para elas. A coloração do mapa base indica elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter no Mars Global Surveyor da NASA . Brancos e marrons indicam as maiores elevações (+12 a +8 km ); seguido por rosas e vermelhos (+8 a +3 km ); amarelo é0 km ; verdes e azuis são elevações mais baixas (até-8 km ). Os eixos são latitude e longitude ; As regiões polares são anotadas.
Veja também
- Clima de Marte
- Geologia de Marte
- Geleira
- Geleiras em Marte
- HiRISE
- Programa HiWish
- Cratera de impacto
- Manto dependente da latitude
- Preenchimento de vale linear
- Lista de quadriláteros em Marte
- Lista de montanhas em Marte
- Lista de rochas em Marte
- Terreno de caos marciano
- Cratera de pedestal
- Vallis
- Vulcanologia de Marte
- Água em Marte
Referências
links externos
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