Quadrângulo de Coprates - Coprates quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Coprates a partir dos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são vermelhas e as mais baixas são azuis.
| |
| Coordenadas | 15 ° 00′S 67 ° 30′W / 15 ° S 67,5 ° W Coordenadas : 15 ° S 67,5 ° W15 ° 00′S 67 ° 30′W / |
|---|---|
O Coprates quadrilátero é um de uma série de 30 quadrângulos em Marte usado pelo United States Geological Survey (USGS) Programa de Pesquisa Astrogeology . O quadrângulo de Coprates também é conhecido como MC-18 (Mars Chart-18). O quadrângulo de Coprates contém partes de muitas das antigas regiões clássicas de Marte: Sinai Planum , Solis Planum , Thaumasia Planum , Lunae Planum , Noachis Terra e Xanthe Terra .
O nome Coprates refere-se a Coprates Chasma , um vale central dos Valles Marineris , em homenagem ao nome grego do rio Dez na Pérsia .
O quadrângulo de Coprates vai de 45 ° a 90 ° de longitude oeste e 0 ° a 30 ° de latitude sul em Marte . O quadrângulo de Coprates é famoso por representar o "Grand Canyon de Marte", o Valles Marineris Canyon System. Sinais de água existem neste quadrilátero, com antigos vales de rios e redes de canais de córregos aparecendo como terreno invertido e lagos dentro de Valles Marineris.
Origem do Nome
Coprates é o nome de uma feição de albedo telescópica localizada a 15 ° S e 60 ° W em Marte. É o nome do rio Coprates, um nome antigo para o Dez , um afluente do Karun no Irã moderno que deságua no Shatt al-Arab perto de seu estuário do Golfo Pérsico. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (IAU) em 1958.
Sistema de cânion Valles Marineris
Valles Marineris é o maior sistema de cânions do sistema solar; esse grande desfiladeiro atravessaria quase todo o território dos Estados Unidos. O nome de todo o sistema de desfiladeiros é Valles Marineris. Começando no oeste com Noctis Labyrinthus no quadrilátero Phoenicis Lacus , o sistema de cânions termina no quadrilátero Margaritifer Sinus com Capri Chasma e Eos Chasma (no sul). A palavra Chasma foi designada pela União Astronômica Internacional para se referir a uma depressão alongada e íngreme. Valles Marineris foi descoberto e nomeado para a missão Mariner 9 . Movendo-se para o leste de Noctis Labyrinthus, o cânion se divide em duas depressões, Tithonium Chasma e Ius Chasma (no sul). No meio do sistema estão os vales muito largos de Ophir Chasma (norte), Candor Chasma e Melas Chasma (sul). Indo mais para o leste, chega-se a Coprates Chasma . No final do Coprates Chasma, o vale se alarga para formar Capri Chasma no norte e Eos Chasma no sul. As paredes dos cânions costumam conter muitas camadas. O chão de alguns dos desfiladeiros contém grandes depósitos de materiais em camadas. Alguns pesquisadores acreditam que as camadas foram formadas quando a água uma vez encheu os cânions. Os cânions são profundos e longos; em alguns lugares, eles têm de 8 a 10 quilômetros de profundidade, muito mais profundos do que o Grand Canyon da Terra , que tem apenas 1,6 quilômetros de profundidade.
Em um estudo publicado na revista Geology em agosto de 2009, um grupo de cientistas liderado por John Adams, da Universidade de Washington em Seattle, propôs que Valles Marineris pode ter se formado a partir de um colapso gigante quando os sais foram aquecidos, liberando água que correu para fora carregando lama através de encanamentos subterrâneos. Um ponto que apóia essa ideia é que sais de sulfato foram encontrados na área. Esses sais contêm água que sai quando aquecida. O calor pode ter sido gerado por processos vulcânicos. Afinal, vários vulcões enormes estão próximos. Outras idéias foram apresentadas por outros para explicar a origem do sistema.
Visão ampla de Marte centrado em Valles Marineris, tirada com imagens Viking. Nota, esta imagem será muito ampliada clicando nela várias vezes.
Mapa do quadrângulo de Coprates mostrando detalhes do Valles Marineris , o maior sistema de cânions do sistema solar. Alguns dos cânions podem ter sido cheios de água.
Melas Chasma , visto pela THEMIS. Clique na imagem para ver a relação do Melas Chasma com outros recursos.
Penhasco em Candor Chasma Plateau, visto por THEMIS. Clique na imagem para ver a relação com outras feições no quadrângulo de Coprates.
Penhasco na parede norte do Ganges Chasma , visto por THEMIS. Clique na imagem para ver a relação com outras feições no quadrângulo de Coprates.
Depósitos em camadas internas e sulfato
Partes dos pisos de Candor Chasma e Juventae Chasma contêm depósitos em camadas que foram denominados depósitos em camadas internas (ILDs) e Depósitos Equatoriais em camadas (ELDs). Essas camadas podem ter se formado quando toda a área era um lago gigante. No entanto, muitas outras idéias foram apresentadas para explicá-los. O mapeamento estrutural e geológico de alta resolução no oeste de Candor Chasma, apresentado em março de 2015, mostrou que os depósitos no solo do Candor chasma são sedimentos de preenchimento da bacia que foram depositados em um cenário semelhante a uma praia úmida; portanto, a água estava envolvida em sua formação.
Alguns lugares em Marte contêm depósitos de sulfato hidratado , incluindo ILDs. A formação de sulfato envolve a presença de água. A Agência Espacial Europeia 's Mars Express encontrou possíveis evidências dos sulfatos epsomite e Kieserite . Os cientistas querem visitar essas áreas com rovers robóticos.
Descobriu-se que esses depósitos contêm óxidos férricos na forma de hematita cinza cristalina.
Camadas
Imagens de rochas nas paredes do cânion quase sempre mostram camadas. Algumas camadas parecem mais resistentes do que outras. Na imagem abaixo de Ganges Chasma Layers, como visto pelo HiRISE , pode-se ver que os depósitos de tons claros superiores estão sendo corroídos muito mais rápido do que as camadas mais escuras inferiores. Alguns penhascos em Marte mostram algumas camadas mais escuras destacando-se e freqüentemente se quebrando em grandes pedaços; acredita-se que sejam rochas vulcânicas duras em vez de depósitos de cinzas moles. Um exemplo de camadas duras é mostrado abaixo na imagem das camadas na parede do desfiladeiro em Coprates, conforme visto pelo Mars Global Surveyor . Por causa de sua proximidade com a região vulcânica de Tharsis, as camadas de rocha podem ser feitas de camada após camada de fluxos de lava , provavelmente misturados com depósitos de cinzas vulcânicas que caíram do ar após grandes erupções. É provável que os estratos rochosos nas paredes preservem uma longa história geológica de Marte. Camadas escuras podem ser devido a fluxos de lava escura. O basalto de rocha vulcânica escura é comum em Marte. No entanto, depósitos de tons claros podem ter resultado de rios, lagos, cinzas vulcânicas ou depósitos de areia ou poeira soprados pelo vento. Os Mars Rovers encontraram rochas de tons claros contendo sulfatos . Provavelmente formados na água, os depósitos de sulfato são de grande interesse para os cientistas porque podem conter vestígios de vida antiga. O instrumento Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer para Marte (CRISM) encontrou sílica opalina em certos estratos ao longo e dentro do sistema de cânion Valles Marineris. Como os sulfatos de ferro às vezes eram encontrados perto da sílica opalina, acredita-se que os dois depósitos foram formados com um fluido ácido.
Ganges Chasma Layers, visto pela HiRISE .
Camadas na parede do desfiladeiro em Coprates, conforme visto pela Mars Global Surveyor , no âmbito do MOC Public Targeting Program .
Visão ampla das camadas na parede de Valles Marineris , vistas pela HiRISE sob o programa HiWish .
Close-up de camadas na parede de Valles Marineris, visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Parte da parede de Valles Marineris, vista pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close-up de parte da imagem anterior da parede de Valles Marineris, vista pela HiRISE sob o programa HiWish.
Camadas na depressão ao sul de Ius Chasma, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close up das camadas no sul de Ius Chasma, como visto por HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior usando HiView
Camadas em Monument Valley. Estes são aceitos como sendo formados, pelo menos em parte, por deposição de água. Uma vez que Marte contém camadas semelhantes, a água continua sendo a principal causa de camadas em Marte.
Camadas a oeste de Juventae Chasma , conforme visto por HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Cratera Orson Welles , vista pela HiRISE. Rochas em camadas de tons claros parecem estar sob um manto escuro. As camadas podem ser de arenito, cinza vulcânica ou depósitos de lakebed.
Corprates Chasma Fault , visto pela HiRISE. As camadas na face da rocha podem ser de sedimentos vulcânicos, lacustres e / ou eólicos depositados em Valles Marineris .
Camadas da cratera Ritchey , vistas por HiRISE. A camada de cobertura escura parece ser resistente à erosão, enquanto a camada média branca é fraca. Clique na imagem para ver mais detalhes. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Duas vistas de Melas Chasma Layered Deposits, como visto por HiRISE. A imagem à esquerda fica ao norte de outra imagem à direita. As imagens não são da mesma escala. Clique na imagem para ver os detalhes das camadas.
Camadas de Tithonium Chasma , vistas pela HiRISE.
Camadas e dunas escuras no fundo de uma cratera, vistas pela HiRISE no programa HiWish . A água subterrânea pode ter subido na cratera e sedimentos cimentados com minerais.
Visão ampla das camadas ao sul de Ius Chasma, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada das camadas ao sul de Ius Chasma, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da visão ampla anterior.
Visão aproximada das camadas ao sul de Ius Chasma, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação de uma visão ampla anterior.
Camadas próximas ao topo da parede da cratera, conforme visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas perto do topo da parede da cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Visão ampla das camadas em Louros Valles , vista pela HiRISE no programa HiWish. Louros Valles faz parte do Ius Chasma .
Vista de perto das camadas em Louros Valles, vistas pela HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Vista de perto das camadas em Louros Valles, vistas pela HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Vista de perto das camadas em Louros Valles, vistas pela HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Vista de perto das camadas em Louros Valles, vistas pela HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Hebes Chasma e depósitos hidratados
Hebes Chasma, um grande vale fechado, pode ter um dia retido água. Minerais hidratados foram encontrados lá. Pensa-se que nascentes subterrâneas de água subterrânea em grande escala, em diferentes alturas, rebentam para a superfície para formar depósitos denominados Depósitos em tons claros (LTD's). Alguns sugerem que formas de vida presentes ou fossilizadas podem ser encontradas lá porque os depósitos são relativamente jovens.
Nirgal Vallis e sapping
Nirgal Vallis é uma das maiores redes de vales de Marte. É tão grande que se encontra em mais de um quadrângulo. Os cientistas não sabem como todos os antigos vales dos rios foram formados. Há evidências de que, em vez de chuva ou neve, a água que formava os vales se originava no subsolo. Um mecanismo que foi avançado está enfraquecendo . Ao minar, o solo simplesmente cede à medida que a água sai. Sapping é comum em algumas áreas desérticas no sudoeste da América. Sapping formas alcovas e afluentes atarracados. Essas feições são visíveis na foto abaixo de Nigal Vallis tirada com o THEMIS do Mars Odyssey .
A água de Nirgal Vallis contribuiu para uma grande inundação que atravessou a borda da cratera Holden e ajudou a formar um lago na cratera. Estima-se que Nirgal Vallis teve uma descarga de 4800 metros cúbicos / segundo. Água de Nirgal Vallis entrou em Uzboi Vallis porque a borda da cratera Holden bloqueou o fluxo. Em um certo ponto, a água armazenada rompeu a borda de Holden e criou um lago de 200–250 m de profundidade. Água com uma profundidade de pelo menos 50 m entrou em Holden a uma taxa de 5 a 10 vezes a vazão do rio Mississippi. Terraços e a presença de grandes rochas (dezenas de metros de diâmetro) suportam essas altas taxas de descarga.
O Nirgal Vallis, que corre em dois quadrantes, tem características semelhantes às causadas por enfraquecimento . Foto tirada com THEMIS .
Relevo invertido
Algumas áreas de Marte mostram relevo invertido , onde características que antes eram depressões, como riachos, agora estão acima da superfície. Eles podem ter sido formados quando materiais, como grandes rochas, foram depositados em áreas baixas e, em seguida, deixados para trás após a erosão (talvez o vento que não pode mover grandes rochas) removeu grande parte das camadas superficiais. Outras maneiras de fazer relevo invertido podem ser lava fluindo pelo leito de um rio ou materiais sendo cimentados por minerais dissolvidos na água. Na Terra, os materiais cimentados por sílica são altamente resistentes a todos os tipos de forças erosivas. O relevo invertido na forma de riachos é mais uma evidência da água fluindo na superfície marciana em tempos passados. Existem muitos exemplos de canais invertidos perto de Juventae Chasma; alguns são mostrados na imagem de Juventae Chasma abaixo.
Canais invertidos perto de Juventae Chasma , visto pela HiRISE. Os canais já foram canais de fluxo regulares. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Riachos invertidos perto de Juventae Chasma, vistos pela Mars Global Surveyor . Esses riachos começam no topo de uma crista e depois correm juntos.
Vallis
Vallis (plural valles ) é apalavra latina para vale . É usado em geologia planetária para nomearcaracterísticasde relevo em outros planetas.
Vallis foi usado para antigos vales de rios que foram descobertos em Marte, quando as sondas foram enviadas pela primeira vez a Marte. Os Orbitadores Viking causaram uma revolução em nossas idéias sobre a água em Marte; enormes vales de rios foram encontrados em muitas áreas. Câmeras de espaçonaves mostraram que enchentes de água romperam represas, cavaram vales profundos, erodiram sulcos na rocha e viajaram milhares de quilômetros.
Seu Desher Vallis , visto pela HiRISE.
Seu close-up de Desher Vallis, visto pela HiRISE.
Crateras
Cratera mostrando camadas e uma bancada, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima das camadas na cratera, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da cratera mostrando dunas escuras no chão e ravinas na parede sul, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish.
Close de dunas escuras no fundo de uma cratera, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish. As dunas são constituídas por areia basáltica.
Lassell (cratera marciana) , vista pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ).
Camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Linhas de inclinação recorrentes
As linhas de declive recorrentes (RSL) são pequenas estrias escuras nas encostas que se alongam nas estações quentes. Eles podem ser evidências de água líquida.
Visão ampla de parte de Valles Marineris, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. A caixa mostra a localização de linhas de declive recorrentes que são ampliadas na próxima imagem.
Close, vista colorida de linhas de declive recorrentes, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. As setas apontam para algumas das linhas de declive recorrentes
As linhas de encostas recorrentes se alongam quando as encostas estão mais quentes. Perto do equador, o RSL se alonga nas encostas do norte no verão do norte e nas encostas do sul no verão do sul.
Outras características do quadrângulo de Coprates
Imagem em cores falsas de Candor Chasma mostrando locais de depósitos de sulfato hidratado , conforme visto por THEMIS. As cores vermelhas mostram locais rochosos. Verdes e azuis mostram áreas arenosas e empoeiradas.
Canais no platô Candor, visto pela HiRISE. A localização é o quadrângulo de Coprates. Clique na imagem para ver muitos canais pequenos e ramificados que são fortes evidências de precipitação sustentada.
Canais Fluviais Melas Chasma, visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver canais sinuosos e bifurcados feitos com água corrente no passado.
Canais de ramificação no piso do Melas Chasma. Imagem tirada com THEMIS.
Ganges Mensa , visto pela HiRISE.
Capri Mensa , visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver buttes e camadas.
Ophir Chasma Wall, visto pela HiRISE.
Ius Chasma , visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver as camadas.
Ius Chasma Floor Layers, visto pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Ius Chasma Mesa, visto pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Canais próximos à borda de Ius Chasma, vistos pela HiRISE. O padrão e a alta densidade desses canais sustentam a precipitação como fonte de água. A localização é o quadrângulo de Coprates.
Juventae Chasma Troughs, visto pela HiRISE.
Canais a oeste de Echus Chasma . O padrão fino de leitos de riachos ramificados provavelmente foi formado a partir da água que se move pela superfície. Imagem tirada com THEMIS.
Canais dendríticos na mesa de Echus Chasma . A imagem tem 20 milhas de largura. Imagem tirada com THEMIS.
Camadas em Echus Chasma, vistas pela HiRISE no programa HiWish.
Parte da parede de Valles Marineris, vista pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close-up de parte da imagem anterior da parede de Valles Marineris, vista pela HiRISE sob o programa HiWish.
Deslizamento de terra em um vale ao sul de Ius Chasma, visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Ridges, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Cortando uma crista de rugas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Manto dependente da latitude, conforme visto por HiRISE no programa HiWish. Este material de aparência suave é rico em gelo e às vezes cai do céu.
Band, 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
Referências
links externos
- Voando ao redor de Candor Chasma a uma altitude de 100 metros
- Lagos em Marte - Nathalie Cabrol (palestras SETI)
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||