Quadrilátero diacria - Diacria quadrangle

Quadrilátero diacria
USGS-Mars-MC-2-DiacriaRegion-mola.png
Mapa do quadrângulo de Diacria a partir de dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são vermelhas e as mais baixas são azuis.
Coordenadas 47 ° 30′N 150 ° 00′W / 47,5 ° N 150 ° W / 47,5; -150 Coordenadas : 47,5 ° N 150 ° W47 ° 30′N 150 ° 00′W /  / 47,5; -150
Eponym Terras altas de Diacria ao redor de Maratona, na Grécia
Imagem do Quadrilátero Diacria (MC-2). A parte sudeste é marcada por depósitos de auréolas do maior vulcão conhecido do Sistema Solar, o Olympus Mons .

O quadrângulo de Diacria 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 noroeste do hemisfério ocidental de Marte e cobre 180 ° a 240 ° de longitude leste (120 ° a 180 ° de longitude oeste) e 30 ° a 65 ° de latitude norte. O quadrângulo usa uma projeção cônica conformal de Lambert em uma escala nominal de 1: 5.000.000 (1: 5M). O quadrângulo de Diacria também é conhecido como MC-2 (Mars Chart-2). O quadrângulo de Diacria cobre partes de Arcadia Planitia e Amazonis Planitia .

As fronteiras sul e norte do quadrângulo de Diacria 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 área da superfície de Marte. O local de pouso da sonda Phoenix (68,22 ° N, 234,25 ° E) fica a cerca de 186 km ao norte do quadrante nordeste do quadrilátero Diacria. A paisagem vista pela sonda Phoenix é provavelmente representativa de uma grande parte do terreno no quadrilátero norte de Diacria.

Origem do nome

Diacria é o nome de um albedo telescópico localizado a 48 ° N e 190 ° E em Marte. A feição foi batizada pelo astrônomo grego EM Antoniadi em 1930 em homenagem a Diacria , as terras altas ao redor de Maratona, no noroeste da Ática , na Grécia. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (IAU) em 1958.

Fisiografia e geologia

O quadrângulo de Diacria está localizado na borda noroeste do planalto vulcânico de Tharsis . Características topográficas, vulcânicas e tectônicas associadas aos grandes vulcões Olympus Mons (ao sul da área do mapa) e Alba Mons (a leste da área do mapa) caracterizam as porções sudeste e centro-leste do quadrângulo. As áreas norte e oeste do quadrilátero ficam nas planícies de Marte ao norte e cobrem porções de Amazonis Planitia (no sul), Arcadia Planitia (centro-oeste) e Vastitas Borealis (no norte). A grande cratera Milankovič (118,4 km de diâmetro) está localizada na porção centro-norte do quadrângulo em 54,7 ° N, 213,3 ° E.

Dados de elevação do instrumento Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) na espaçonave Mars Global Surveyor mostram que o terreno regional desce suavemente para o noroeste, com a maior elevação cerca de 3,5 km (3.500 m) acima do datum ("nível do mar" de Marte) no flanco ocidental do vulcão Alba Mons na porção sudeste do quadrilátero. Os pontos mais baixos do quadrilátero estão cerca de 4,5 km abaixo do datum (-4.500 m) em Vastitas Borealis no canto noroeste. O relevo regional é, portanto, de cerca de 8 km, mas em uma escala local, as encostas são muito rasas; a porção de Amazonis Planitia na parte centro-sul do quadrilátero contém alguns dos terrenos mais planos de todo o planeta.

Qual é a aparência da superfície

Fotomosaico de cor aproximada de polígonos de crioturbação devido ao permafrost marciano .

Ao contrário de alguns outros lugares visitados em Marte com sondas ( Viking e Pathfinder ), quase todas as rochas perto de Phoenix são pequenas. Até onde a câmera pode ver, o terreno é plano, mas em forma de polígonos entre 2 e 3 metros de diâmetro e é delimitado por calhas de 20 cm a 50 cm de profundidade. Essas formas são devido à expansão e contração do gelo no solo devido a grandes mudanças de temperatura. O microscópio mostrou que o solo no topo dos polígonos é composto de partículas planas (provavelmente um tipo de argila) e partículas arredondadas. Além disso, ao contrário de outros lugares visitados em Marte, o local não tem ondulações ou dunas. O gelo está presente alguns centímetros abaixo da superfície no meio dos polígonos e, ao longo de suas bordas, o gelo tem pelo menos 20 centímetros de profundidade. Imagens da superfície sob o módulo de pouso parecem mostrar que os foguetes de pouso podem ter exposto uma camada de gelo. Quando o gelo é exposto à atmosfera marciana, ele sublima lentamente . Alguns redemoinhos de poeira foram observados.

Terreno com padrão poligonal

O solo poligonal com padrões é bastante comum em algumas regiões de Marte. Acredita-se comumente que seja causado pela sublimação do gelo do solo. Sublimação é a mudança direta de gelo sólido em gás. Isso é semelhante ao que acontece com o gelo seco na Terra. Lugares em Marte que exibem solo poligonal podem indicar onde os futuros colonos podem encontrar gelo de água. O solo padronizado se forma em uma camada de manto, chamada de manto dependente da latitude , que caiu do céu quando o clima era diferente.

Flanco ocidental de Alba Mons

O flanco oeste do vulcão Alba Mons constitui a borda leste e sudeste do quadrilátero. Em termos de área, Alba Mons (anteriormente, Alba Patera) é a maior feição vulcânica de Marte. O flanco tem um declive muito baixo (l ° ou menos) e é caracterizado por fluxos de lava e uma série de cristas e canais que se irradiam para fora. Alguns dos canais apresentam um padrão de drenagem semelhante ao formado pela água da chuva nas encostas dos vulcões terrestres. No entanto, muitos outros canais nos flancos de Alba Mons foram claramente formados pelo fluxo de lava. O flanco oeste do vulcão também contém alguns grabens de tendência NW-SE ( Cyane Fossae ). Uma imagem do High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) no Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mostra uma linha de crateras sem anel em Cyane Fossae. Os poços podem ter se formado pelo colapso de materiais de superfície em fraturas abertas criadas à medida que o magma intrometeu-se na rocha subsuperficial para formar diques .

Acheron Fossae

Próximo ao canto sudeste do quadrilátero (37 ° N, 225 ° E) está um bloco semicircular inclinado para o sul de crosta montanhosa antiga, com muitas crateras, que é dissecada por numerosos vales arqueados ( Acheron Fossae ). As calhas são grabens, estruturas formadas quando a crosta se move para baixo entre duas falhas. Grabens se formam em áreas onde a crosta sofreu estresse extensional. A região de Acheron Fossae é parcialmente coberta por depósitos vulcânicos de Alba Mons no leste, fluxos de lava basáltica geologicamente jovens ou sedimentos no oeste e sudeste, e o terreno confuso e sulcado de Lycus Sulci no sul.

Lycus Sulci (Olympus Mons Aureole)

Lycus Sulci (24,6 ° N, 219 ° E) é o nome aplicado à porção noroeste de um terreno maior que circunda parcialmente o Monte Olimpo e se estende por até 750 km da base do vulcão escudo gigante . Esse recurso, chamado de auréola Olympus Mons, consiste em vários lóbulos grandes e tem uma textura de superfície ondulada ou ranhurada distinta. A leste do Olympus Mons, a auréola é parcialmente coberta por fluxos de lava, mas onde é exposta recebe nomes diferentes ( Gigas Sulci , por exemplo). A origem da auréola permanece debatida, mas provavelmente foi formada por enormes deslizamentos de terra ou placas de empuxo impulsionadas pela gravidade que se desprenderam das bordas do escudo do Olympus Mons.

Erebus Montes

Erebus Montes, visto pela HiRISE. As ranhuras indicam movimento.

A oeste de Lycus Sulci, através das planícies planas de Amazonis Planitia, encontra-se uma região alongada de terreno irregular chamada Erebus Montes (Montanhas Erebus). A região contém centenas de outeiros agrupados a isolados que ficam de 500 a 1.000 m acima das planícies ao redor. A presença de numerosas crateras "fantasmas" parcialmente preenchidas na área indica que as colinas representam os remanescentes elevados da antiga crosta montanhosa que foi inundada por fluxos de lava e (possivelmente) sedimentos aluviais de Tharsis no sudeste e na província vulcânica de Elysium até o Oeste.

Arcadia Planitia e Southern Vastitas Borealis

A norte e a leste do Erebus Montes são planícies baixas que caracterizam uma grande parte do Quadrilátero Diacria e do hemisfério norte marciano em geral. Imagens de resolução média das naves espaciais Mariner 9 e Viking da década de 1970 mostram que grandes porções de Arcádia Planitia têm uma aparência geral mosqueada (manchada de luz e escuridão). Em resolução mais alta, os acidentes geográficos geralmente consistem em frentes de fluxo lobadas; pequenos segmentos de canal; sulcos enrugados ; crateras de pedestal ; e colinas baixas e isoladas semelhantes a vulcões, com crateras no cume. As imagens MOLA revelam numerosas crateras grandes e enterradas superficialmente, sugerindo que uma superfície de cratera antiga está sob uma camada de material mais jovem.

Na resolução da Mars Orbital Camera (MOC) da espaçonave Mars Global Surveyor (cerca de vários m por pixel), grande parte das planícies do norte tem uma textura pontilhada e pontilhada que faz com que o solo se pareça com a superfície de uma bola de basquete ou laranja casca. Essa textura é provavelmente causada por um manto de gelo e poeira cobrindo a paisagem. As pequenas cavidades e buracos se formaram à medida que o gelo evaporou (sublimado).

A história geológica e a origem das planícies do norte são complexas e ainda mal compreendidas. Muitas das formas de relevo lembram características periglaciais vistas na Terra, como moreias , polígonos em forma de gelo e pingos . Arcadia Planitia e Vastitas Borealis provavelmente consistem em uma mistura de antigos fluxos de lava, características relacionadas ao gelo e sedimentos retrabalhados de origens diversas. Alguns teorizam que as planícies do norte já foram cobertas por oceanos ou grandes lagos.

Crateras Expandidas

Grandes impactos geralmente criam enxames de pequenas crateras secundárias a partir dos destroços que são explodidos como consequência do impacto. Estudos de um tipo de crateras secundárias, chamadas crateras expandidas, nos deram uma visão de lugares onde o gelo abundante pode estar presente no solo. As crateras expandidas perderam suas bordas, isso pode ser porque qualquer borda que já esteve presente colapsou na cratera durante a expansão ou perdeu seu gelo, se composto de gelo. O excesso de gelo (além do que está nos poros do solo) está espalhado por todas as latitudes médias marcianas, especialmente em Arcádia Planitia . Nesta região, existem muitas crateras secundárias expandidas que provavelmente se formam a partir de impactos que desestabilizam uma camada subterrânea de excesso de gelo, que posteriormente se sublima. Com a sublimação, o gelo muda diretamente da forma sólida para a gasosa. No impacto, o excesso de gelo se quebra, resultando em um aumento da área de superfície. O gelo sublimará muito mais se houver mais área de superfície. Depois que o gelo desaparece na atmosfera, o material do solo seco entrará em colapso e fará com que o diâmetro da cratera aumente. Lugares em Marte que exibem crateras expandidas podem indicar onde os futuros colonos podem encontrar gelo de água.

Manto dependente da latitude

Grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto espesso e liso que se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. Este manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, suaviza a terra. Como existem poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem.

Mudanças na órbita e inclinação de Marte causam mudanças significativas na distribuição de gelo de água das regiões polares até latitudes equivalentes às do Texas. Durante certos períodos climáticos, o vapor d'água deixa o gelo polar e entra na atmosfera. A água retorna ao solo em latitudes mais baixas como depósitos de geada ou neve misturada com poeira. A atmosfera de Marte contém uma grande quantidade de partículas finas de poeira. O vapor de água se condensa nas partículas, que caem no solo devido ao peso adicional do revestimento de água. Quando o gelo no topo da camada de manto volta para a atmosfera, ele deixa para trás poeira, que isola o gelo restante.

Gelo exposto em novas crateras

Um estudo publicado na revista Science em setembro de 2009 mostra que algumas crateras recém-formadas escavaram gelo de água limpa logo abaixo da superfície em cinco locais em Marte. Após um curto período, o gelo desaparece, sublimando-se 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 5 locais. Um dos locais (Local 5) está no quadrângulo de Diacria a cerca de 46 ° N, 182 ° E (Arcadia Planitia). Esta descoberta é significativa porque mostra a presença de gelo subterrâneo em latitudes mais ao sul do que o esperado e 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 espacial

Listras escuras em declive

Muitos lugares em Marte mostram faixas escuras em encostas íngremes , como paredes de crateras . Parece que as estrias mais jovens são escuras e tornam-se mais claras com a idade. Freqüentemente, eles começam como um pequeno ponto estreito e depois se alargam e se estendem colina abaixo por centenas de metros. Várias ideias foram apresentadas para explicar as sequências. Alguns envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos . As listras aparecem em áreas cobertas de poeira. Grande parte da superfície marciana está coberta de poeira porque, em intervalos mais ou menos regulares, a poeira sai da atmosfera cobrindo tudo. Sabemos muito sobre essa poeira porque os painéis solares dos rovers de Marte ficam cobertos de poeira. A energia dos Rovers foi salva muitas vezes pelo vento, na forma de redemoinhos de poeira que limparam os painéis e aumentaram a energia. Portanto, sabemos que a poeira cai da atmosfera com frequência.

É geralmente aceito que as listras representam avalanches de poeira. Listras aparecem em áreas cobertas de poeira. Quando uma fina camada de poeira é removida, a superfície subjacente parece escura. Grande parte da superfície marciana está coberta de poeira. Tempestades de areia são frequentes, especialmente quando a primavera começa no hemisfério sul. Naquela época, Marte está 40% mais perto do sol. A órbita de Marte é muito mais elíptica que a da Terra. Essa é a diferença entre o ponto mais distante do sol e o ponto mais próximo do sol é muito grande para Marte, mas apenas pequena para a Terra. Além disso, a cada poucos anos, o planeta inteiro é envolvido por uma tempestade de poeira global. Quando a nave Mariner 9 da NASA chegou lá, nada podia ser visto em meio à tempestade de poeira. Outras tempestades de poeira globais também foram observadas, desde aquela época.

A pesquisa, publicada em janeiro de 2012 na Icarus, descobriu que estrias escuras foram iniciadas por rajadas de ar de meteoritos viajando em velocidades supersônicas. A equipe de cientistas foi liderada por Kaylan Burleigh, um graduando da Universidade do Arizona. Depois de contar cerca de 65.000 faixas escuras em torno do local do impacto de um grupo de 5 novas crateras, surgiram padrões. O número de estrias foi maior próximo ao local do impacto. Portanto, o impacto de alguma forma provavelmente causou as listras. Além disso, a distribuição das estrias formou um padrão com duas asas estendendo-se do local do impacto. As asas curvas pareciam cimitarras, facas curvas. Esse padrão sugere que uma interação de rajadas de ar do grupo de meteoritos soltou a poeira o suficiente para iniciar avalanches de poeira que formaram as muitas faixas escuras. A princípio pensou-se que o tremor do solo com o impacto causou as avalanches de poeira, mas se fosse esse o caso, as listras escuras teriam sido dispostas simetricamente em torno dos impactos, ao invés de estarem concentradas em formas curvas.

Listras escuras podem ser vistas em algumas das imagens abaixo.

Pó e rastros de demônio

Grandes porções da superfície marciana são cobertas com poeira ocre-avermelhada brilhante. As partículas de poeira têm normalmente menos de 40 micrômetros de tamanho e são compostas de minerais de óxido de ferro. Dados do Espectrômetro de Emissão Térmica (TES) da espaçonave Mars Global Surveyor permitiram aos cientistas planetários estimar a quantidade de poeira coberta por grandes áreas do planeta. Em geral, o quadrângulo de Diacria é extremamente empoeirado, particularmente em Arcádia Planitia e na região ao redor do flanco de Alba Mons e na auréola de Olympus Mons na porção sudeste do quadrângulo. Algumas manchas grandes de cobertura de poeira relativamente baixa ocorrem em Amazonis Planitia e no canto noroeste do quadrilátero.

Muitas áreas de Marte, incluindo o quadrângulo de Diacria, experimentam a passagem de redemoinhos de poeira gigantes . Quando um redemoinho de poeira passa, ele remove a camada de poeira e expõe a superfície escura subjacente. Os redemoinhos de poeira foram vistos do solo e bem acima da órbita. Eles até mesmo sopraram a poeira dos painéis solares dos dois rovers em Marte, estendendo, assim, suas vidas. Os Rovers gêmeos foram projetados para durar 3 meses, em vez disso, ambos duraram mais de seis anos, e um ainda está funcionando. O padrão das faixas muda a cada poucos meses.

Depressões na cratera Milankovič

As depressões triangulares visíveis na cratera Milankovič contêm gelo de água na parede reta que fica de frente para o pólo, de acordo com um novo estudo. Oito locais foram encontrados, sendo a cratera Milankovič a única no hemisfério norte. Esta descoberta é importante porque o gelo está sob apenas um ou dois metros de cobertura. A pesquisa foi conduzida com instrumentos a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).

As imagens a seguir são aquelas referidas neste estudo de mantos de gelo subterrâneos.

Voçorocas

As valas marcianas são pequenas redes incisas de canais estreitos e seus depósitos de sedimentos descendentes associados , encontrados no planeta de Marte . Eles são nomeados por sua semelhança com ravinas terrestres . Descobertos pela primeira vez em imagens do Mars Global Surveyor , eles ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes de crateras. Normalmente, cada ravina tem uma alcova dendrítica em sua cabeça, um avental em forma de leque em sua base e um único fio de canal inciso ligando os dois, dando a toda ravina uma forma de ampulheta. Acredita-se que sejam relativamente jovens porque têm poucas ou nenhuma cratera. Uma subclasse de ravinas também é encontrada cortada nas faces de dunas de areia que são consideradas bastante jovens. Com base em sua forma, aspectos, posições e localização entre e aparente interação com características consideradas ricas em gelo de água, muitos pesquisadores acreditaram que os processos que esculpem os regos envolvem água líquida. No entanto, este continua a ser um tópico de pesquisa ativa. As fotos abaixo mostram exemplos de voçorocas no quadrângulo de Diacria.

Canais

Existem enormes evidências de que a água já fluía nos vales dos rios em Marte. Imagens de canais curvos foram vistas em imagens da espaçonave de Marte que datam do início dos anos 70 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.

Relevo invertido

Relevo invertido , topografia invertida ou inversão topográfica referem-se a recursos da paisagem que inverteram sua elevação em relação a outros recursos. Ocorre com mais frequência quando as áreas baixas de uma paisagem ficam cheias de lava ou sedimento que endurece e se transforma em material mais resistente à erosão do que o material que as circunda. A erosão diferencial remove então o material circundante menos resistente, deixando para trás o material resistente mais jovem, que pode então aparecer como uma crista onde antes havia um vale. Termos como "vale invertido" ou "canal invertido" são usados ​​para descrever tais características. Relevo invertido foi observado na superfície de outros planetas, bem como na Terra. Por exemplo, topografias invertidas bem documentadas foram descobertas em Marte .

Terreno cerebral

O terreno cerebral é comum em muitos lugares de Marte. É formado quando o gelo sublima ao longo das rachaduras. As cristas do terreno cerebral podem conter um núcleo de gelo. As medições de sombra do HiRISE indicam que as cristas têm 4–5 metros de altura.

Outras cenas no quadrângulo de Diacria

Outros quadrantes de Marte

A imagem acima contém links clicáveisImagem clicável dos 30 quadrantes cartográficos de Marte, definidos pelo USGS . Números quadrangulares (começando com MC para "Gráfico de Marte") e nomes vinculam os artigos correspondentes. O norte está no topo; 0 ° N 180 ° W / 0 ° N 180 ° W / 0; -180 está na extrema esquerda no equador . As imagens do mapa foram obtidas pela Mars Global Surveyor .
( )

Mapa interativo de Marte

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa de Marte
A imagem acima contém links clicáveisMapa 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