Geologia de Marte - Geology of Mars
A geologia de Marte é o estudo científico da superfície, crosta e interior do planeta Marte . Ele enfatiza a composição, estrutura, história e processos físicos que moldam o planeta. É análogo ao campo da geologia terrestre . Na ciência planetária , o termo geologia é usado em seu sentido mais amplo para significar o estudo das partes sólidas de planetas e luas. O termo incorpora aspectos da geofísica , geoquímica , mineralogia , geodésia e cartografia . Um neologismo , areologia , da palavra grega Arēs (Marte), às vezes aparece como sinônimo da geologia de Marte na mídia popular e em obras de ficção científica (por exemplo, a trilogia Marte de Kim Stanley Robinson ).
Mapa geológico de Marte (2014)
Topografia global de Marte e características em grande escala
Composição de Marte
Marte é um planeta terrestre diferenciado.
A missão da sonda InSight foi projetada para estudar o interior profundo de Marte. A missão pousou em 26 de novembro de 2018 e implantará um sismômetro sensível que permitirá mapas de estrutura 3D do interior profundo.
Fisiografia global
Marte tem uma série de características distintas de superfície em grande escala que indicam os tipos de processos geológicos que operaram no planeta ao longo do tempo. Esta seção apresenta várias das maiores regiões fisiográficas de Marte. Juntas, essas regiões ilustram como os processos geológicos envolvendo vulcanismo , tectonismo , água, gelo e impactos moldaram o planeta em escala global.
Dicotomia hemisférica
Os hemisférios norte e sul de Marte são notavelmente diferentes um do outro em topografia e fisiografia. Essa dicotomia é uma característica geológica global fundamental do planeta. A parte norte é uma enorme depressão topográfica. Cerca de um terço da superfície (principalmente no hemisfério norte) fica 3-6 km mais baixo em elevação do que os dois terços do sul. Esta é uma característica de relevo de primeira ordem em paridade com a diferença de elevação entre os continentes da Terra e as bacias oceânicas. A dicotomia também é expressa de duas outras maneiras: como uma diferença na densidade da cratera de impacto e na espessura da crosta terrestre entre os dois hemisférios. O hemisfério ao sul da fronteira dicotômica (freqüentemente chamado de planalto ou planalto meridional) é muito antigo e cheio de crateras, caracterizado por superfícies acidentadas que datam do período de bombardeio pesado . Em contraste, as terras baixas ao norte da fronteira da dicotomia têm poucas crateras grandes, são muito suaves e planas e têm outras características que indicam que um extenso recapeamento ocorreu desde que as terras altas do sul se formaram. A terceira distinção entre os dois hemisférios está na espessura da crosta. Dados de gravidade topográfica e geofísica indicam que a crosta nas terras altas do sul tem uma espessura máxima de cerca de 58 km (36 mi), enquanto a crosta nas planícies do norte "atinge o pico" em cerca de 32 km (20 mi) de espessura. A localização do limite da dicotomia varia em latitude em Marte e depende de qual das três expressões físicas da dicotomia está sendo considerada.
A origem e a idade da dicotomia hemisférica ainda são debatidas. As hipóteses de origem geralmente se enquadram em duas categorias: uma, a dicotomia foi produzida por um evento de mega-impacto ou vários grandes impactos no início da história do planeta (teorias exogênicas) ou duas, a dicotomia foi produzida por afinamento crustal no hemisfério norte pelo manto convecção, capotamento ou outros processos químicos e térmicos no interior do planeta (teorias endogênicas). Um modelo endogênico propõe um episódio inicial de placas tectônicas produzindo uma crosta mais fina no norte, semelhante ao que está ocorrendo na expansão dos limites das placas na Terra. Seja qual for sua origem, a dicotomia marciana parece ser extremamente antiga. Uma nova teoria baseada no Impacto Gigante do Pólo Sul e validada pela descoberta de doze alinhamentos hemisféricos mostra que as teorias exogênicas parecem ser mais fortes do que as teorias endogênicas e que Marte nunca teve placas tectônicas que pudessem modificar a dicotomia. Altímetro a laser e dados de sondagem de radar de espaçonaves em órbita identificaram um grande número de estruturas do tamanho de bacias, anteriormente ocultas em imagens visuais. Chamadas de depressões quase circulares (QCDs), essas características provavelmente representam crateras de impacto abandonadas do período de bombardeio pesado que agora estão cobertas por uma camada de depósitos mais jovens. Estudos de contagem de crateras de QCDs sugerem que a superfície subjacente no hemisfério norte é pelo menos tão antiga quanto a crosta mais antiga exposta nas terras altas do sul. A antiguidade da dicotomia impõe uma restrição significativa às teorias sobre sua origem.
Províncias vulcânicas de Tharsis e Elysium
Abrangendo a fronteira dicotômica no hemisfério ocidental de Marte está uma enorme província vulcão-tectônica conhecida como região de Tharsis ou protuberância de Tharsis. Essa estrutura imensa e elevada tem milhares de quilômetros de diâmetro e cobre até 25% da superfície do planeta. Com uma média de 7–10 km acima do datum (nível do "mar" marciano), Tharsis contém as maiores elevações do planeta e os maiores vulcões conhecidos no Sistema Solar. Três enormes vulcões, Ascraeus Mons , Pavonis Mons e Arsia Mons (conhecidos coletivamente como Tharsis Montes ), estão alinhados NE-SW ao longo da crista do bojo. O vasto Alba Mons (anteriormente Alba Patera) ocupa a parte norte da região. O enorme vulcão de escudo Olympus Mons fica fora da protuberância principal, na borda oeste da província. A extrema massividade de Tharsis colocou uma tensão tremenda na litosfera do planeta . Como resultado, imensas fraturas extensionais ( vales grabens e rift ) irradiam para fora de Tharsis, estendendo-se até a metade do planeta.
Um centro vulcânico menor fica a vários milhares de quilômetros a oeste de Tharsis, em Elysium . O complexo vulcânico Elysium tem cerca de 2.000 quilômetros de diâmetro e consiste em três vulcões principais, Elysium Mons , Hecates Tholus e Albor Tholus . Acredita-se que o grupo de vulcões Elysium seja um pouco diferente dos Tharsis Montes, pois o desenvolvimento do primeiro envolveu lavas e piroclásticos .
Grandes bacias de impacto
Várias bacias de impacto enormes e circulares estão presentes em Marte. O maior que é facilmente visível é a bacia de Hellas, localizada no hemisfério sul. É a segunda maior estrutura de impacto confirmada no planeta, centrada em cerca de 64 ° E de longitude e 40 ° S de latitude. A parte central da bacia (Hellas Planitia) tem 1.800 km de diâmetro e é cercada por uma estrutura de borda anular ampla e fortemente erodida , caracterizada por montanhas irregulares e acidentadas estreitamente espaçadas ( maciços ), que provavelmente representam blocos elevados e empurrados da velha crosta da pré-bacia . (Veja Anseris Mons , por exemplo.) Construções vulcânicas antigas de baixo relevo (paterae das terras altas) estão localizadas nas porções nordeste e sudoeste da borda. O fundo da bacia contém depósitos sedimentares espessos e estruturalmente complexos que têm uma longa história geológica de deposição, erosão e deformação interna. As elevações mais baixas do planeta estão localizadas dentro da bacia de Hellas, com algumas áreas do fundo da bacia situando-se a mais de 8 km abaixo do datum.
As duas outras grandes estruturas de impacto no planeta são as bacias de Argyre e Isidis . Como Hellas, Argyre (800 km de diâmetro) está localizada nas terras altas do sul e é cercada por um amplo anel de montanhas. As montanhas na porção sul da borda, Charitum Montes , podem ter sido erodidas por geleiras do vale e mantos de gelo em algum ponto da história de Marte. A bacia do Isidis (cerca de 1.000 km de diâmetro) encontra-se no limite da dicotomia em cerca de 87 ° E de longitude. A porção nordeste da borda da bacia foi erodida e agora está soterrada por depósitos de planícies do norte, dando à bacia um contorno semicircular. A borda noroeste da bacia é caracterizada por grabens arqueados ( Nili Fossae ) que são circunferenciais à bacia. Uma grande bacia adicional, Utopia , está completamente soterrada por depósitos de planícies do norte. Seu contorno é claramente discernível apenas a partir de dados de altimetria. Todas as grandes bacias de Marte são extremamente antigas, datando do último bombardeio pesado. Eles são considerados comparáveis em idade às bacias Imbrium e Orientale na Lua.
Sistema de cânion equatorial
Perto do equador, no hemisfério ocidental, encontra-se um imenso sistema de cânions e vales profundos e interconectados, conhecidos coletivamente como Valles Marineris . O sistema de cânions se estende para o leste de Tharsis por um comprimento de mais de 4.000 km, quase um quarto da circunferência do planeta. Se colocado na Terra, Valles Marineris ocuparia a largura da América do Norte. Em alguns lugares, os cânions têm até 300 km de largura e 10 km de profundidade. Freqüentemente comparado ao Grand Canyon da Terra , o Valles Marineris tem uma origem muito diferente de sua contraparte mais diminuta, chamada na Terra. O Grand Canyon é em grande parte um produto da erosão hídrica. Os cânions equatoriais marcianos eram de origem tectônica, ou seja, foram formados principalmente por falhas. Eles podem ser semelhantes aos vales do Rift da África Oriental . Os cânions representam a expressão superficial de uma poderosa tensão extensional na crosta marciana, provavelmente devido ao carregamento do bojo de Tharsis.
Terrenos caóticos e canais de escoamento
O terreno na extremidade oriental dos Valles Marineris gradua-se em densos aglomerados de colinas baixas e arredondadas que parecem ter se formado pelo colapso de superfícies de planalto para formar grandes buracos cheios de entulho. Chamado terreno caótico , essas áreas marcam as cabeças de enormes canais de fluxo que emergem em tamanho real do terreno caótico e vazios ( desaguam ) para o norte em Chryse Planitia . A presença de ilhas aerodinâmicas e outras características geomórficas indicam que os canais foram provavelmente formados por liberações catastróficas de água de aqüíferos ou pelo derretimento do gelo subterrâneo. No entanto, essas feições também podem ser formadas por abundantes fluxos de lava vulcânica vindos de Tharsis. Os canais, que incluem Ares , Shalbatana , Simud e Tiu Valles, são enormes para os padrões terrestres, e os fluxos que os formaram são correspondentemente imensos. Por exemplo, a vazão máxima necessária para esculpir o Ares Vallis de 28 km de largura é estimada em 14 milhões de metros cúbicos (500 milhões de pés cúbicos) por segundo, mais de dez mil vezes a vazão média do rio Mississippi.
Calotas polares
As calotas polares são características telescópicas bem conhecidas de Marte, identificadas pela primeira vez por Christiaan Huygens em 1672. Desde 1960, sabemos que as calotas sazonais (aquelas vistas no telescópio crescendo e diminuindo sazonalmente) são compostas de dióxido de carbono ( CO 2 ) gelo que se condensa para fora da atmosfera à medida que as temperaturas caem para 148 K, o ponto de geada do CO 2 , durante o inverno polar. No norte, o gelo de CO 2 se dissipa completamente ( sublima ) no verão, deixando para trás uma capa residual de água (H 2 O) de gelo. No pólo sul, uma pequena capa residual de gelo de CO 2 permanece no verão.
Ambas as calotas de gelo residuais cobrem depósitos em camadas espessas de gelo e poeira intercalados. No norte, os depósitos em camadas formam um planalto de 3 km de altura e 1.000 km de diâmetro chamado Planum Boreum . Um planalto semelhante com quilômetros de espessura, Planum Australe , fica no sul. Ambos plana (o plural latino de planum) às vezes são tratados como sinônimos de calotas polares, mas o gelo permanente (visto como o alto albedo, superfícies brancas nas imagens) forma apenas um manto relativamente fino no topo dos depósitos em camadas. Os depósitos em camadas provavelmente representam ciclos alternados de deposição de poeira e gelo causados por mudanças climáticas relacionadas a variações nos parâmetros orbitais do planeta ao longo do tempo (veja também os ciclos de Milankovitch ). Os depósitos em camadas polares são algumas das unidades geológicas mais jovens de Marte.
História geológica
Características de albedo
Nenhuma topografia é visível em Marte da Terra. As áreas claras e marcas escuras vistas através de um telescópio são feições de albedo . As áreas brilhantes e vermelho- ocre são locais onde a poeira fina cobre a superfície. As áreas brilhantes (excluindo as calotas polares e nuvens) incluem Hellas, Tharsis e Arabia Terra . As marcas cinza escuro representam áreas que o vento varreu para limpar a poeira, deixando para trás a camada inferior de material rochoso escuro. As marcas escuras são mais distintas em uma faixa ampla de 0 ° a 40 ° S de latitude. No entanto, a marca escura mais proeminente, Syrtis Major Planum , está no hemisfério norte. A característica albedo clássica, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), é outra área escura proeminente no hemisfério norte. Um terceiro tipo de área, de cor e albedo intermediários, também está presente e representa regiões contendo uma mistura do material das áreas claras e escuras.
Crateras de impacto
As crateras de impacto foram identificadas pela primeira vez em Marte pela espaçonave Mariner 4 em 1965. As primeiras observações mostraram que as crateras marcianas eram geralmente mais rasas e suaves que as lunares, indicando que Marte tem uma história mais ativa de erosão e deposição do que a lua.
Em outros aspectos, as crateras marcianas se assemelham a crateras lunares. Ambos são produtos de impactos de hipervelocidade e mostram uma progressão de tipos de morfologia com o aumento de tamanho. As crateras marcianas abaixo de cerca de 7 km de diâmetro são chamadas de crateras simples; eles são em forma de tigela com bordas salientes agudas e têm relações de profundidade / diâmetro de cerca de 1/5. As crateras marcianas mudam de tipos simples para mais complexos em diâmetros de aproximadamente 5 a 8 km. As crateras complexas têm picos centrais (ou complexos de picos), pisos relativamente planos e terraceamento ou queda ao longo das paredes internas. As crateras complexas são mais rasas do que as crateras simples em proporção às suas larguras, com razões de profundidade / diâmetro variando de 1/5 no diâmetro de transição simples para complexo (~ 7 km) a cerca de 1/30 para uma cratera de 100 km de diâmetro. Outra transição ocorre em diâmetros de cratera de cerca de 130 km conforme os picos centrais se transformam em anéis concêntricos de colinas para formar bacias de vários anéis .
Marte tem a maior diversidade de tipos de crateras de impacto de qualquer planeta do Sistema Solar. Isso ocorre em parte porque a presença de camadas rochosas e ricas em voláteis na subsuperfície produz uma variedade de morfologias, mesmo entre crateras dentro das mesmas classes de tamanho. Marte também tem uma atmosfera que desempenha um papel na colocação do material ejetado e na erosão subsequente. Além disso, Marte tem uma taxa de atividade vulcânica e tectônica baixa o suficiente para que crateras antigas erodidas ainda sejam preservadas, mas alta o suficiente para ter ressurgido grandes áreas, produzindo uma gama diversificada de populações de crateras de idades muito diferentes. Mais de 42.000 crateras de impacto com mais de 5 km de diâmetro foram catalogadas em Marte, e o número de crateras menores é provavelmente incontável. A densidade de crateras em Marte é maior no hemisfério sul, ao sul da fronteira da dicotomia. É aqui que a maioria das grandes crateras e bacias estão localizadas.
A morfologia da cratera fornece informações sobre a estrutura física e a composição da superfície e da subsuperfície no momento do impacto. Por exemplo, o tamanho dos picos centrais nas crateras marcianas é maior do que crateras comparáveis em Mercúrio ou na Lua. Além disso, os picos centrais de muitas crateras grandes em Marte têm crateras de fosso em seus cumes. As crateras centrais são raras na Lua, mas muito comuns em Marte e nos satélites gelados do Sistema Solar exterior. Grandes picos centrais e a abundância de crateras provavelmente indicam a presença de gelo próximo à superfície no momento do impacto. Em polares de 30 graus de latitude, a forma das crateras de impacto mais antigas é arredondada (" amolecida ") pela aceleração da fluência do solo pelo gelo terrestre.
A diferença mais notável entre as crateras marcianas e outras crateras do Sistema Solar é a presença de mantas de ejeção lobadas (fluidizadas). Muitas crateras em latitudes equatoriais e médias em Marte têm essa forma de morfologia de material ejetado, que se acredita surgir quando o objeto impactante derrete o gelo na subsuperfície. A água líquida no material ejetado forma uma pasta lamacenta que flui ao longo da superfície, produzindo as formas de lóbulo características. A cratera Yuty é um bom exemplo de cratera de muralha , que é assim chamada por causa da borda semelhante a uma muralha de seu manto de ejeção.
Imagem HiRISE de cratera com raios simples no flanco sudeste de Elysium Mons.
Imagem THEMIS de cratera complexa com material ejetado fluidizado. Observe o pico central com a cratera do fosso.
Imagem do orbitador Viking da cratera Yuty mostrando material ejetado lobado.
THEMIS vista de perto do material ejetado da cratera de 17 km de diâmetro a 21 ° S, 285 ° E. Observe a muralha proeminente.
As crateras marcianas são comumente classificadas por seus materiais ejetados. As crateras com uma camada de ejeção são chamadas de crateras de ejeção de camada única (SLE). Crateras com duas mantas de ejeção sobrepostas são chamadas crateras de ejeção de camada dupla (DLE), e crateras com mais de duas camadas de ejeção são chamadas de crateras de ejeção de múltiplas camadas (MLE). Acredita-se que essas diferenças morfológicas reflitam diferenças composicionais (ou seja, gelo, rocha ou água intercamadas) na subsuperfície no momento do impacto.
As crateras marcianas mostram uma grande diversidade de estados de preservação, de extremamente recentes a antigos e erodidos. Crateras de impacto degradadas e preenchidas registram variações na atividade vulcânica , fluvial e eólica ao longo do tempo geológico. As crateras pedestal são crateras com seus materiais ejetados acima do terreno circundante para formar plataformas elevadas. Eles ocorrem porque o material ejetado da cratera forma uma camada resistente, de modo que a área mais próxima à cratera sofre erosão mais lentamente do que o resto da região. Alguns pedestais estão centenas de metros acima da área circundante, o que significa que centenas de metros de material foram erodidos. Crateras de pedestal foram observadas pela primeira vez durante a missão Mariner 9 em 1972.
Vulcanismo
Estruturas vulcânicas e formas de relevo cobrem grandes porções da superfície marciana. Os vulcões mais conspícuos em Marte estão localizados em Tharsis e Elysium . Os geólogos acreditam que uma das razões pelas quais os vulcões em Marte foram capazes de crescer tanto é que Marte tem menos fronteiras tectônicas em comparação com a Terra. A lava de um ponto quente estacionário foi capaz de se acumular em um local da superfície por muitas centenas de milhões de anos.
Os cientistas nunca registraram uma erupção de vulcão ativo na superfície de Marte. Pesquisas por assinaturas térmicas e mudanças de superfície na última década não produziram evidências de vulcanismo ativo.
Em 17 de outubro de 2012, o rover Curiosity no planeta Marte em " Rocknest " realizou a primeira análise de difração de raios-X do solo marciano . Os resultados do analisador CheMin do rover revelaram a presença de vários minerais, incluindo feldspato , piroxênios e olivina , e sugeriram que o solo marciano na amostra era semelhante aos " solos basálticos intemperizados " dos vulcões havaianos . Em julho de 2015, o mesmo rover identificou tridimita em uma amostra de rocha da cratera Gale, levando os cientistas a concluir que o vulcanismo silícico pode ter desempenhado um papel muito mais prevalente na história vulcânica do planeta do que se pensava anteriormente.
Sedimentologia
Água corrente parece ter sido comum na superfície de Marte em vários pontos de sua história, especialmente no antigo Marte. Muitos desses fluxos esculpiram a superfície, formando redes de vales e produzindo sedimentos. Esse sedimento foi redepositado em uma ampla variedade de ambientes úmidos, incluindo leques aluviais , canais sinuosos, deltas , lagos e talvez até oceanos. Os processos de deposição e transporte estão associados à gravidade. Devido à gravidade, diferenças relacionadas nos fluxos de água e velocidades de fluxo, inferidas das distribuições de tamanho de grão, as paisagens marcianas foram criadas por diferentes condições ambientais. No entanto, existem outras maneiras de estimar a quantidade de água no antigo Marte (ver: Água em Marte ). A água subterrânea tem sido implicada na cimentação de sedimentos eólicos e na formação e transporte de uma ampla variedade de minerais sedimentares, incluindo argilas, sulfatos e hematita .
Quando a superfície está seca, o vento é um importante agente geomórfico. Corpos de areia impulsionados pelo vento, como megaripples e dunas, são extremamente comuns na moderna superfície marciana, e o Opportunity documentou abundantes arenitos eólicos em sua travessia. Ventifacts , como Jake Matijevic (rock) , são outra forma de relevo eólica na superfície marciana.
Uma grande variedade de outras fácies sedimentológicas também estão presentes localmente em Marte, incluindo depósitos glaciais , fontes termais , depósitos de movimento de massa seca (especialmente deslizamentos de terra ) e material criogênico e periglacial , entre muitos outros. Evidências de rios antigos, um lago e campos de dunas foram observados nos estratos preservados por rovers em Meridiani Planum e na cratera Gale.
Características de superfície comuns
Água Subterrânea em Marte
Um grupo de pesquisadores propôs que algumas das camadas de Marte foram causadas pela subida da água subterrânea à superfície em muitos lugares, especialmente dentro de crateras. De acordo com a teoria, a água subterrânea com minerais dissolvidos veio à superfície, dentro e mais tarde ao redor das crateras, e ajudou a formar camadas adicionando minerais (especialmente sulfato) e sedimentos de cimento. Esta hipótese é apoiada por um modelo de água subterrânea e por sulfatos descobertos em uma ampla área. No início, examinando os materiais da superfície com o Opportunity Rover , os cientistas descobriram que a água subterrânea havia subido repetidamente e depositado sulfatos. Estudos posteriores com instrumentos a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter mostraram que os mesmos tipos de materiais existem em uma grande área que incluía a Arábia.
Características geomorfológicas interessantes
Avalanches
Em 19 de fevereiro de 2008, as imagens obtidas pela câmera HiRISE no Mars Reconnaissance Orbiter mostraram uma avalanche espetacular, na qual detritos considerados gelo de granulação fina, poeira e grandes blocos caíram de um penhasco de 700 metros (2.300 pés) de altura . As evidências da avalanche incluíram nuvens de poeira subindo do penhasco depois. Acredita-se que tais eventos geológicos sejam a causa de padrões geológicos conhecidos como faixas de declive.
Cavernas possíveis
Cientistas da NASA estudando fotos da espaçonave Odyssey descobriram o que podem ser sete cavernas nos flancos do vulcão Arsia Mons em Marte . As entradas do poço medem de 100 a 252 metros (328 a 827 pés) de largura e estima-se que tenham pelo menos 73 a 96 metros (240 a 315 pés) de profundidade. Veja a imagem abaixo: os poços foram nomeados informalmente (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (esquerda) e Nikki, e (F) Jeanne. O chão de Dena foi observado e encontrou 130 m de profundidade. Outras investigações sugeriram que estas não eram necessariamente "claraboias" de tubos de lava. A revisão das imagens resultou em ainda mais descobertas de poços profundos. Recentemente, um banco de dados global (MG C 3 ) de mais de 1.000 candidatos a cavernas marcianas em Tharsis Montes foi desenvolvido pelo USGS Astrogeology Science Center . Em 2021, os cientistas estão aplicando algoritmos de aprendizado de máquina para estender o banco de dados MG C 3 por toda a superfície de Marte.
Foi sugerido que exploradores humanos em Marte poderiam usar tubos de lava como abrigos. As cavernas podem ser as únicas estruturas naturais que oferecem proteção contra os micrometeoróides , radiação UV , erupções solares e partículas de alta energia que bombardeiam a superfície do planeta. Essas características podem aumentar a preservação de bioassinaturas por longos períodos de tempo e tornar as cavernas um alvo atraente da astrobiologia na busca por evidências de vida fora da Terra.
Uma caverna em Marte ("Jeanne") vista pelo Mars Reconnaissance Orbiter .
Close da HiRISE de Jeanne mostrando a iluminação da tarde da parede leste do poço.
Mapa de mais de 1.000 entradas possíveis em cavernas em Tharsis Montes
Relevo invertido
Algumas áreas de Marte mostram relevo invertido, onde características que antes eram depressões, como riachos, agora estão acima da superfície. Acredita-se que materiais como grandes rochas foram depositados em áreas baixas. Mais tarde, a erosão eólica removeu grande parte das camadas superficiais, mas deixou para trás os depósitos mais resistentes. 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. Exemplos de canais invertidos na Terra são encontrados na Formação Cedar Mountain perto de Green River, Utah . O relevo invertido na forma de riachos é mais uma evidência da água fluindo na superfície marciana em tempos passados. O relevo invertido na forma de canais de fluxo sugere que o clima era diferente - muito mais úmido - quando os canais invertidos foram formados.
Em um artigo publicado em janeiro de 2010, um grande grupo de cientistas endossou a ideia de procurar vida na cratera Miyamoto por causa de canais de fluxo invertidos e minerais que indicavam a presença de água no passado.
Imagens de outros exemplos de terreno invertido são mostradas abaixo de várias partes de Marte.
Riachos invertidos perto de Juventae Chasma, vistos pela Mars Global Surveyor . Esses riachos começam no topo de uma crista e depois correm juntos.
Canal invertido com muitos ramos no quadrângulo de Syrtis Major .
Canais de fluxo invertidos na cratera Antoniadi , vistos por HiRISE . Imagem no quadrilátero Syrtis Major .
Canal invertido na cratera Miyamoto , visto pela HiRISE . A imagem está localizada no quadrângulo de Margaritifer Sinus . A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Adirondack ( Espírito ) |
Barnacle Bill ( Sojourner ) |
Bathurst Inlet ( curiosidade ) |
Big Joe ( viking ) |
Block Island ( oportunidade ) M |
Bounce ( oportunidade ) |
Coroação ( curiosidade ) |
El Capitan ( oportunidade ) |
Esperance ( oportunidade ) |
Goulburn ( curiosidade ) |
Proteção Térmica ( Oportunidade ) M |
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Hottah ( curiosidade ) |
Jake Matijevic ( curiosidade ) |
Última chance ( oportunidade ) |
Link ( curiosidade ) |
Ilha Mackinac ( oportunidade ) M |
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Oileán Ruaidh ( Oportunidade ) M |
Pote de Ouro ( Espírito ) |
Rocknest 3 ( curiosidade ) |
Shelter Island ( Opportunity ) M |
Tintina ( curiosidade ) |
Yogi ( Sojourner ) |
M = Meteorito - ( ) |
Veja também
- Carbonatos em Marte
- Jardinagem química
- Depósitos contendo cloreto em Marte
- Composição de Marte
- Elysium Planitia
- Terreno irregular
- Geografia de Marte
- Geleiras em Marte
- Água Subterrânea em Marte
- Hecates Tholus
- Lagos em marte
- Vida em Marte
- Lista de quadriláteros em Marte
- Lista de rochas em Marte
- Mars Geyser Hopper
- Crateras marcianas
- Dicotomia marciana
- Gêiser marciano
- Ravinas marcianas
- Solo marciano
- Mineralogia de Marte
- Recursos de minério em Marte
- Informações científicas da missão Mars Exploration Rover
- Fluxos sazonais nas encostas quentes de Marte
- Vallis
- Água em Marte
Referências
Bibliografia
- Carr, Michael (2006). A superfície de Marte . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 0-521-87201-4.
- Hartmann, W. (2003). Guia do viajante para Marte: as paisagens misteriosas do planeta vermelho . Nova York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.