Quadrângulo de Hellas - Hellas quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Hellas 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′S 270 ° 00′W / 47,5 ° S 270 ° W Coordenadas : 47,5 ° S 270 ° W47 ° 30′S 270 ° 00′W / |
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O quadrângulo de Hellas 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 de Hellas também é conhecido como MC-28 (Mars Chart-28). O quadrângulo de Hellas cobre a área de 240 ° a 300 ° de longitude oeste e 30 ° a 65 ° de latitude sul no planeta Marte . Dentro do quadrilátero Hellas encontram-se as características clássicas Hellas Planitia e Promethei Terra . Muitas características interessantes e misteriosas foram descobertas no quadrângulo de Hellas, incluindo os gigantescos vales fluviais Dao Vallis, Niger Vallis, Harmakhis e Reull Vallis - todos os quais podem ter contribuído com água para um lago na bacia de Hellas no passado distante. Muitos lugares no quadrângulo de Hellas mostram sinais de gelo no solo, especialmente lugares com características de fluxo semelhantes a geleiras.
Hellas Basin
O quadrângulo de Hellas contém parte da Bacia de Hellas , a maior cratera de impacto conhecida na superfície de Marte e a segunda maior do sistema solar. A profundidade da cratera é 7.152 m (23.000 pés) abaixo do datum topográfico padrão de Marte. A bacia está localizada nas terras altas do sul de Marte e acredita-se que tenha se formado há cerca de 3,9 bilhões de anos, durante o pesado bombardeio tardio. Estudos sugerem que, quando um impacto criou a Bacia de Hellas, toda a superfície de Marte foi aquecida a centenas de graus, 70 metros de rocha fundida caíram no planeta e uma atmosfera de rocha gasosa se formou. A atmosfera desta rocha era 10 vezes mais espessa que a atmosfera da Terra. Em poucos dias, a rocha teria se condensado e coberto todo o planeta com mais 10 m de rocha derretida. Na porção noroeste de Hellas Planitia há um tipo estranho de superfície chamado terreno em faixas complexo ou terreno puxado por taffy. Seu processo de formação ainda é amplamente desconhecido, embora pareça ser devido à erosão de sedimentos duros e moles junto com a deformação dúctil. A deformação dúctil resulta de camadas submetidas a deformação.
No início da história do planeta, acredita-se que um lago gigante existiu na Bacia de Hellas. Possíveis linhas costeiras foram descobertas. Estes são evidentes em bancos alternados e escarpas visíveis em imagens de ângulo estreito de câmeras em órbita de Marte. Além disso, dados do altímetro a laser orbital de Marte (MOLA) mostram que os contatos dessas unidades sedimentares marcam contornos de elevação constante por milhares de km e, em um caso, ao redor da bacia. Canais, que se acredita serem formados por água, entram na bacia. A bacia de drenagem da Hélade pode ser quase um quinto daquela de todas as planícies do norte. Um lago na Hélade, no clima marciano de hoje, formaria um gelo espesso no topo que acabaria por se sublimar. Ou seja, o gelo mudaria diretamente de sólido para gasoso. Isso é semelhante a como o gelo seco (dióxido de carbono sólido) se comporta na Terra. Características glaciais ( morenas terminais , drumlins e eskers ) foram encontradas e podem ter se formado quando a água congelou.
Topografia da área da Bacia de Hellas. A profundidade da cratera é 7.152 m (23.000 pés) abaixo do datum topográfico padrão de Marte.
Twisted Ground in Hellas, visto por HiRISE Este é mais um exemplo de como seria difícil andar em Marte.
Aventais de detritos lobados
Uma característica muito importante comum na Hélade oriental são as pilhas de material ao redor dos penhascos. A formação é chamada de avental de detritos lobados (LDA). Recentemente, pesquisas com o radar raso no Mars Reconnaissance Orbiter forneceram fortes evidências de que os LDAs são geleiras cobertas por uma fina camada de rochas. Acredita-se que grandes quantidades de gelo de água estejam nos LDAs. A evidência disponível sugere fortemente que a parte oriental da Hélade acumulou neve no passado. Quando a inclinação (obliquidade) de Marte aumenta, a calota polar sul libera grandes quantidades de vapor d'água. Os modelos climáticos prevêem que, quando isso ocorre, o vapor de água se condensa e cai onde os LDAs estão localizados. A inclinação da Terra muda pouco porque nossa lua relativamente grande a mantém estável. As duas pequenas luas marcianas não estabilizam seu planeta, então o eixo de rotação de Marte sofre grandes variações. Aventais de detritos lobados podem ser uma importante fonte de água para os futuros colonos de Marte. Sua principal vantagem sobre outras fontes de água marciana é que eles podem ser facilmente mapeados a partir da órbita e estão mais próximos do equador, onde as missões tripuladas têm mais probabilidade de aterrissar.
Close da superfície de um avental de detritos lobados. Observe as linhas que são comuns nas geleiras rochosas da Terra. Imagem localizada no quadrângulo de Hellas.
Imagem de contexto CTX para as próximas duas imagens do avental de destroços ao redor do monte.
Avental de superfície de detritos. Há também um recurso semelhante aos recursos do Red Rocks Park Colorado . O recurso parece ser composto de camadas de rocha inclinadas. Imagem tirada com HiRISE, no programa HiWish .
Superfície do avental de destroços em Terra Cimmeria , visto pela HiRISE, no programa HiWish. As partes coloridas podem ser depósitos de gelo.
Depósitos de piso linear
No piso de alguns canais, existem elementos chamados depósitos de piso linear ou preenchimento de vale linear . Eles são materiais estriados e ranhurados que parecem desviar dos obstáculos. Eles são considerados ricos em gelo. Algumas geleiras da Terra apresentam tais características. Depósitos de piso linear podem estar relacionados a aventais de detritos lobados, que comprovadamente contêm grandes quantidades de gelo. Reull Vallis, conforme ilustrado abaixo, exibe esses depósitos.
Recursos de drenagem em Reull Vallis , como visto por THEMIS . Clique na imagem para ver a relação de Reull Vallis com outros recursos.
Reull Vallis com depósitos de piso linear, visto por THEMIS. Clique na imagem para ver a relação com outros recursos.
Preenchimento de vale linear, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Piso de Reull Vallis mostrando preenchimento de vale linear na parte superior e cavidades perto da parte inferior, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, vista colorida de preenchimento de vale linear, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Camadas em Reull Vallis , visto por THEMIS.
Terreno irregular perto de Reull Vallis, visto pela HiRISE.
Close do terreno desgastado perto de Reull Vallis, visto pela HiRISE. Seria um desafio atravessar esta área.
Camadas em Monument Valley. Estes são aceitos como sendo formados, pelo menos em parte, por deposição de água. Como Marte contém camadas semelhantes, a água continua sendo a principal causa de camadas em Marte.
Manto rico em gelo
Grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto espesso e liso que se pensa ser uma mistura de gelo e poeira. Este manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, suaviza o terreno, mas em alguns pontos exibe uma textura irregular, semelhante à superfície de uma bola de basquete. Como existem poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem. A imagem à direita mostra uma boa visão deste manto liso ao redor de Niger Vallis , conforme observado com HiRISE . 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 generosamente misturados 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.
Manto liso com camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista próxima do manto, vista pela HiRISE no programa HiWish
Cratera mostrando a espessura do manto no local, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima da borda do manto, vista pela HiRISE sob o programa HiWish
Unidade de Planícies Superiores
Restos de um manto de 50-100 metros de espessura, chamado unidade de planícies superiores, foram descobertos nas latitudes médias de Marte. Investigado pela primeira vez na região de Deuteronilus Mensae, mas ocorre em outros lugares também. Os remanescentes consistem em conjuntos de camadas imersas em crateras e ao longo de planaltos. Os conjuntos de camadas de imersão podem ser de vários tamanhos e formas - alguns parecem pirâmides astecas da América Central.
Camadas inclinadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas inclinadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas inclinadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas provavelmente formado pela erosão da unidade de planícies superiores, como visto por HiRISE sob o programa HiWish.
Recurso em camadas em Red Rocks Park, Colorado. Tem uma origem diferente das de Marte, mas tem uma forma semelhante. As feições na região de Red Rocks foram causadas pelo levantamento de montanhas.
Recurso em camadas que é provavelmente os restos de uma unidade outrora difundida que caiu do céu, como visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Recurso em camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida de recursos em camadas na cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Cores diferentes são devidas a minerais diferentes.
Estrutura em camadas na cratera que é provavelmente o que restou de uma unidade em camadas que antes cobria uma área muito maior. O material desta unidade caiu do céu como poeira coberta por gelo. A foto foi tirada pela HiRISE, no programa HiWish.
Esta unidade também se degrada no terreno do cérebro . O terreno do cérebro é uma região de cristas labirínticas de 3 a 5 metros de altura. Algumas cristas podem consistir em um núcleo de gelo, portanto, podem ser fontes de água para futuros colonos.
Visão ampla da unidade de planícies superiores dividindo-se em terreno cerebral, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto da unidade de planícies superiores quebrando em terreno cerebral, como visto por HiRISE sob o programa HiWish Conforme o gelo deixa o solo, o solo colapsa e os ventos levam a poeira restante para longe.
Estrutura pequena em camadas, como vista por HiRISE no programa HiWish. A imagem também mostra a formação de terreno cerebral.
Algumas regiões da unidade de planícies superiores exibem grandes fraturas e depressões com bordas elevadas; essas regiões são chamadas de planícies superiores com nervuras. Acredita-se que as fraturas tenham começado com pequenas rachaduras causadas por tensões. O estresse é sugerido para iniciar o processo de fratura, uma vez que as planícies superiores com nervuras são comuns quando os aventais de detritos se juntam ou perto da borda dos aventais de detritos - tais locais gerariam tensões de compressão. As rachaduras expuseram mais superfícies e, conseqüentemente, mais gelo no material sublima na fina atmosfera do planeta. Eventualmente, pequenas fissuras tornam-se grandes desfiladeiros ou vales. As pequenas fissuras geralmente contêm pequenas covas e cadeias de covas; acredita-se que sejam da sublimação do gelo no solo. Grandes áreas da superfície marciana estão carregadas de gelo que é protegido por uma camada de poeira e outros materiais com uma espessura de um metro. No entanto, se houver rachaduras, uma nova superfície exporá o gelo à fina atmosfera. Em pouco tempo, o gelo desaparecerá na atmosfera fina e fria em um processo denominado sublimação . O gelo seco se comporta de maneira semelhante na Terra. Em Marte, a sublimação foi observada quando a sonda Phoenix descobriu pedaços de gelo que desapareceram em poucos dias. Além disso, HiRISE viu novas crateras com gelo no fundo. Depois de um tempo, HiRISE viu o depósito de gelo desaparecer.
Aglomerados do tamanho de uma matriz de material brilhante na trincheira alargada "Dodo-Cachinhos Dourados" desapareceram ao longo de quatro dias, implicando que eram compostos de gelo que sublimava após a exposição.
Versões coloridas das fotos mostrando a sublimação do gelo, com o canto esquerdo inferior da trincheira ampliado nas inserções no canto superior direito das imagens.
Acredita-se que a unidade das planícies superiores tenha caído do céu. Ele cobre várias superfícies, como se caísse uniformemente. Como é o caso de outros depósitos de manto, a unidade das planícies superiores tem camadas, é granulada e rica em gelo. É generalizado; não parece ter uma fonte pontual. A aparência da superfície de algumas regiões de Marte se deve à forma como esta unidade se degradou. É uma das principais causas do aparecimento de aventais de detritos lobados na superfície . Acredita-se que as camadas da unidade de manto das planícies superiores e outras unidades de manto sejam causadas por grandes mudanças no clima do planeta. Os modelos prevêem que a obliquidade ou inclinação do eixo de rotação variou de seus atuais 25 graus a talvez mais de 80 graus ao longo do tempo geológico. Períodos de alta inclinação farão com que o gelo nas calotas polares seja redistribuído e altere a quantidade de poeira na atmosfera.
A mudança climática causou recursos ricos em gelo
Acredita-se que muitas feições em Marte, incluindo aquelas no quadrângulo de Hellas, contenham grandes quantidades de gelo. O modelo mais popular para a origem do gelo é a mudança climática a partir de grandes mudanças na inclinação do eixo de rotação do planeta. Às vezes, a inclinação chega a ser maior que 80 graus. Grandes mudanças na inclinação explicam muitos recursos ricos em gelo em Marte.
Estudos mostraram que quando a inclinação de Marte atinge 45 graus em relação aos atuais 25 graus, o gelo não é mais estável nos pólos. Além disso, nessa inclinação elevada, os estoques de dióxido de carbono sólido (gelo seco) sublimam, aumentando assim a pressão atmosférica. Esse aumento de pressão permite que mais poeira seja retida na atmosfera. A umidade na atmosfera cairá como neve ou gelo congelando em grãos de poeira. Os cálculos sugerem que este material se concentrará nas latitudes médias. Os modelos de circulação geral da atmosfera marciana prevêem acúmulos de poeira rica em gelo nas mesmas áreas onde as características ricas em gelo são encontradas. Quando a inclinação começa a retornar a valores mais baixos, o gelo sublima (transforma-se diretamente em um gás) e deixa para trás um retardo de poeira. O depósito de defasagem limita o material subjacente, portanto, a cada ciclo de altos níveis de inclinação, um manto rico em gelo permanece para trás. Observe que a camada de manto de superfície lisa provavelmente representa apenas material relativamente recente.
Origem de Dao Vallis
Dao Vallis começa perto de um grande vulcão, chamado Hadriaca Patera, então acredita-se que tenha recebido água quando o magma quente derreteu grandes quantidades de gelo no solo congelado. As depressões parcialmente circulares no lado esquerdo do canal na imagem adjacente sugerem que a drenagem das águas subterrâneas também contribuiu com água.
Pegadas de demônio
Muitas áreas de Marte, incluindo o quadrângulo de Hellas, experimentam a passagem de redemoinhos de poeira gigantes . Uma fina camada de poeira fina e brilhante cobre a maior parte da superfície marciana. Quando um redemoinho de poeira passa, ele sopra o revestimento e expõe a superfície escura subjacente. Os redemoinhos de poeira foram vistos do solo e de espaçonaves em 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, ao invés disso, eles duraram mais de cinco anos. O padrão das faixas muda a cada poucos meses. Um estudo que combinou dados da Câmera Estéreo de Alta Resolução (HRSC) e da Câmera Orbital de Marte (MOC) descobriu que alguns grandes redemoinhos em Marte têm um diâmetro de 700 metros e duram pelo menos 26 minutos.
Pistas de Dust Devil no chão da Cratera Wallace, vistas pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Pistas de Dust Devil, vistas pela HiRISE no programa HIWish
Pegadas e pedregulhos do Dust Devil, como visto pela HiRISE no programa HIWish
Visão ampla das trilhas do dust Devil, conforme visto pela HiRISE no programa HIWish
Visão colorida próxima das trilhas do dust Devil, como visto pela HiRISE no programa HIWish
Visão colorida próxima das trilhas do dust Devil, como visto pela HiRISE no programa HIWish
Uma visão colorida próxima das trilhas do redemoinho de poeira, conforme visto pela HiRISE sob o solo padronizado do programa HIWish, é visível ao fundo.
Evidência de possível água líquida recente
O Mars Reconnaissance Orbiter descobriu mudanças na parede da cratera Penticton entre 1999 e 2004. Uma interpretação das mudanças foi que elas foram causadas pelo fluxo de água na superfície. Uma análise posterior, publicada cerca de um ano depois, revelou que o depósito pode ter sido causado pela gravidade movendo o material encosta abaixo (um deslizamento de terra ). A encosta onde o depósito foi avistado estava perto dos limites de estabilidade de materiais secos e não consolidados.
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. À medida que as crateras ficam maiores (com mais de 10 km de diâmetro), elas geralmente têm um pico central. O pico é causado por um ressalto do chão da cratera após o impacto. Às vezes, as crateras exibem camadas. As crateras podem nos mostrar o que existe sob a superfície.
Cratera de pedestal, vista pela HiRISE no programa HiWish
As crateras de pedestal se formam quando o material ejetado dos impactos protege o material subjacente da erosão. Como resultado desse processo, as crateras aparecem empoleiradas acima de seus arredores.
O desenho mostra uma ideia posterior de como algumas crateras de pedestal se formam. Nessa maneira de pensar, um projétil impactante vai para uma camada rica em gelo - mas não mais adiante. O calor e o vento do impacto endurecem a superfície contra a erosão. Este endurecimento pode ser realizado pelo derretimento do gelo, que produz uma solução de sal / mineral, cimentando assim a superfície.
Crateras de pedestal, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Mesas com degraus no depósito interior da Cratera Spallanzani , visto por THEMIS
Vista lateral da cratera que foi cortada por uma parede, vista pelo HiRISE no programa HiWish. Outras crateras também estão nesta vista.
Barrancos da cratera Penticton , vistos pela HiRISE
Canais da cratera Lipik , vistos por THEMIS
Cratera Tikhov , vista pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter )
Piso da cratera Wallace , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter)
Rastros de Dust Devil no chão da Cratera Wallace, vistos pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). Observe que esta é uma ampliação da imagem anterior do piso da cratera Wallace.
Huxley Crater , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter)
Cratera Gledhill , vista pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter)
Cratera Redi , vista pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter)
Cratera Redi, mostrando rastros e manto do redemoinho , vistos pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da Cratera Redi.
Características glaciais
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.
Um modelo climático, publicado na revista Science em 2006, descobriu que grandes quantidades de gelo devem se acumular na região de Hellas, nos mesmos locais onde são observadas geleiras. A água é transportada da área do pólo sul para o norte da Hélade e cai como precipitação.
Fluxos, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida do fluxo, como visto pela HiRISE no programa HIWish
Fluxos, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida do fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish O terreno padronizado é visível na foto.
Flow, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Flows, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão próxima do focinho do fluxo, como visto por HiRISE sob o programa HiWish . O terreno com padrão poligonal é visível.
Visão ampla das geleiras em formato de língua, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto de geleiras em formato de língua, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Polígonos são visíveis.
Recursos de superfície que mostram o movimento descendente, conforme visto pela HiRISE.
Imagem de contexto CTX de Hellas Planitia mostrando a localização das próximas duas imagens.
Superfície no quadrângulo de Hellas, visto pela HiRISE, no programa HiWish .
Possível Cirque Glacial na Hellas Planitia , visto pela HiRISE, no âmbito do programa HiWish. As linhas provavelmente se devem ao movimento descendente.
Glaciar Pé de Elefante do Lago Romer no Ártico da Terra, visto por Landsat 8. Esta imagem mostra várias geleiras que têm a mesma forma de muitas características de Marte que se acredita também serem geleiras.
Recurso de fluxo que provavelmente era uma geleira, visto pela HiRISE no programa HiWish
Cumes de fluxo, como vistos pela HiRISE sob o programa HiWish Ridges provavelmente se formaram no final da geleira antiga.
Contexto para a próxima imagem do final de um recurso de fluxo ou geleira. A localização é o quadrângulo de Hellas.
Close da área na caixa da imagem anterior. Isso pode ser chamado por alguns de moreia terminal de uma geleira. Para escala, a caixa mostra o tamanho aproximado de um campo de futebol. Imagem tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrilátero de Hellas.
Material fluindo através da borda de uma cratera, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish. Morenas laterais são rotuladas.
Geleiras, vistas pela HiRISE, sob o programa HiWish. A geleira à esquerda é fina porque perdeu muito de seu gelo. A geleira à direita, por outro lado, é espessa; ainda contém muito gelo que está sob uma fina camada de terra e rocha.
Geleira em forma de língua, vista pela HiRISE no programa HiWish. O gelo pode existir na geleira, ainda hoje, sob uma camada isolante de sujeira.
Close de uma geleira em forma de língua, vista pela HiRISE sob o programa HiWish A resolução é de cerca de 1 metro, portanto, é possível ver objetos com alguns metros de largura nesta imagem. O gelo pode existir na geleira, ainda hoje, sob uma camada isolante de sujeira.
Geleiras em forma de língua indicadas com setas, como vistas por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do focinho da geleira, vista por HiRISE sob o programa HiWish Polígonos de centro alto são visíveis. A caixa mostra o tamanho do campo de futebol.
Vista de perto de polígonos de centro alto perto da geleira, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto de polígonos de centro alto perto da geleira, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto dos polígonos de centro alto perto da geleira, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. A caixa mostra o tamanho do campo de futebol.
Vista de perto de polígonos de centro alto perto da geleira, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Geleira em forma de língua, vista pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla dos fluxos em forma de língua, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada dos fluxos em forma de língua, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão de perto de fluxos em forma de língua e terreno poligonal (que é rotulado), como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do terreno poligonal perto de fluxos em forma de língua, como visto por HiRISE no programa HiWish
Sulcos causados pelo movimento da geleira, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida de polígonos, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Polígonos são comuns em solo rico em gelo.
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 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.
Mad Vallis , visto pela HiRISE. A foto à direita é uma ampliação de parte da outra foto.
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish.
Forma aerodinâmica no antigo vale do rio, visto pela HiRISE no programa HiWish. A forma aerodinâmica é evidência de água corrente.
Canal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Canal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla de pequenos canais, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visualização próxima dos canais, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Rede de canais, vista pela HiRISE no programa HiWish
Valley, visto pela HiRISE no programa HiWish
O canal, visto pela HiRISE sob as setas do programa HiWish, indica evidência de um meandro.
Vista de perto de pequenos canais que parecem se originar em uma camada do manto, como visto por HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Camadas
Muitos lugares em Marte mostram rochas organizadas em camadas. A rocha pode formar camadas de várias maneiras. Vulcões, vento ou água podem produzir camadas. Uma discussão detalhada sobre camadas com muitos exemplos marcianos pode ser encontrada em Sedimentar Geologia de Marte.
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Boulders também são visíveis na imagem.
Visão ampla das camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do depósito em camadas na cratera, visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Formação em camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima das camadas da imagem anterior, como visto por HiRISE no programa HiWish
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla das camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Canal de ravina indicado por setas Imagem ampliada da imagem anterior
Visão aproximada das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão ampla das camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Algumas das camadas estão se quebrando em grandes blocos
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Algumas das camadas estão se quebrando em grandes blocos
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas, conforme visto por HiRISE no programa HiWish Algumas camadas são em tons claros, o que significa que podem ter sido associadas à água.
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Algumas camadas têm tons claros, o que significa que podem ter sido associadas à água.
Visão de perto de materiais em tons claros, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Os materiais em tons claros foram associados à água.
Visão ampla de camadas em tons claros e escuros, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada de camadas de tons claros e escuros, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada de camadas de tons claros e escuros, como visto por HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida de camadas, vista por HiRISE sob o programa HiWish. As diferentes cores representam diferentes minerais.
Visão ampla de camadas em tons claros e escuros, como visto por HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida de camadas, vista por HiRISE sob o programa HiWish. As diferentes cores representam diferentes minerais.
Fechar, visualização colorida de camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão ampla de camadas em montes, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas no monte, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno de favo de mel
Essas “células” relativamente planas parecem ter camadas ou bandas concêntricas, semelhantes a um favo de mel. Este terreno "favo de mel" foi descoberto pela primeira vez na parte noroeste da Hélade. O processo geológico responsável pela criação desses recursos permanece não resolvido. Alguns cálculos indicam que essa formação pode ter sido causada pelo movimento do gelo pelo solo nesta região. A camada de gelo teria entre 100 me 1 km de espessura. Quando uma substância sobe através de outra substância mais densa, é chamado de diapir . Portanto, parece que grandes massas de gelo empurraram camadas de rocha em cúpulas que foram erodidas. Depois que a erosão removeu o topo das cúpulas em camadas, as feições circulares permaneceram.
Acredita-se que os Diapirs sejam responsáveis por características na lua de Netuno, Tritão , na lua de Júpiter, Europa , na lua de Saturno , Enceladus , e na lua de Urano, Miranda .
Faixas concêntricas e camadas que foram chamadas de "terreno favo de mel". A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish.
Camadas circulares, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
camadas e saliências que formam padrões estranhos, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das cristas formando padrões estranhos, como visto por HiRISE no programa HiWish
Terreno de favo de mel, visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visão colorida do terreno favo de mel, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do terreno do favo de mel, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto do terreno favo de mel, como visto pela HiRISE no programa HiWish Esta ampliação mostra o material se dividindo em blocos. A seta indica um bloco em forma de cubo.
Ridges, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das cristas concêntricas e paralelas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da rede ridge, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto da rede ridge, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto da rede ridge, vista pela HiRISE no programa HiWish
Voçorocas
Os barrancos ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes das crateras. Acredita-se que os barrancos sejam relativamente jovens porque têm poucas ou nenhuma cratera. Além disso, encontram-se no topo de dunas de areia que, por sua vez, são consideradas bastante jovens. Normalmente, cada ravina tem uma alcova, canal e avental. Alguns estudos descobriram que voçorocas ocorrem em encostas que enfrentam todas as direções, outros descobriram que o maior número de voçorocas são encontrados em encostas voltadas para os pólos, especialmente de 30-44 S.
Por anos, muitos acreditaram que ravinas eram formadas por água corrente, mas observações posteriores demonstram que podem ser formadas por gelo seco. Estudos recentes descrevem o uso da câmera High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) em MRO para examinar ravinas em 356 locais, começando em 2006. Trinta e oito dos locais mostraram a formação de ravinas ativa. Imagens de antes e depois demonstraram que o momento dessa atividade coincidiu com geadas sazonais de dióxido de carbono e temperaturas que não permitiriam a entrada de água líquida. Quando o gelo seco se transforma em gás, ele pode lubrificar o material seco para fluir, especialmente em encostas íngremes. Em alguns anos, a geada, talvez com espessura de 1 metro, provoca avalanches. Essa geada contém principalmente gelo seco, mas também contém pequenas quantidades de gelo de água.
Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto de ravinas na cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Polígonos são visíveis nesta vista de perto.
Visão ampla de camadas e ravinas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. As setas apontam para pequenas ravinas.
Vista de perto de um pequeno riacho, visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla de ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish
Close, visão colorida de ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish
A visão próxima de voçorocas, como visto por HiRISE sob o programa HiWish Curvas em canais são evidências de que esses voçorocas não foram criados por deslizamentos de terra.
Polígonos
Algumas superfícies em Marte exibem polígonos. Eles podem ser de tamanhos diferentes. Os polígonos são um exemplo de base padronizada. O solo poligonal com padrões é bastante comum em algumas regiões de Marte.
Grupo de polígonos, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno padronizado na Hélade, visto pela HiRISE no programa HiWish O retângulo mostra o tamanho de um campo de futebol.
Visão ampla de polígonos, como visto por HiRISE no programa HiWish Partes desta imagem são ampliadas nas imagens a seguir.
Polígonos, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima dos polígonos, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish. A seta aponta para rochas que ficam dentro de pequenas crateras.
Vista de perto dos polígonos, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto dos polígonos, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Folhas de gelo expostas
Depósitos espessos de gelo foram encontrados por uma equipe de pesquisadores usando instrumentos a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Os cientistas encontraram oito encostas em erosão mostrando mantos de gelo de água de até 100 metros de espessura. Sete dos locais estavam no hemisfério sul. Muitas evidências de gelo enterrado sob o solo em vastas regiões de Marte já foram encontradas em estudos anteriores, mas este estudo descobriu que o gelo foi coberto apenas por uma camada de cerca de 1 ou 2 metros de espessura de solo . Shane Byrne, do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona, em Tucson, um dos co-autores observou que os futuros colonos do Planeta Vermelho seriam capazes de coletar gelo com apenas um balde e uma pá. O gelo em camadas é exposto em depressões de forma triangular. Uma parede é muito íngreme e está voltada para o mastro. O fato de que a água-gelo compõe as camadas foi confirmado pelo Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Os espectros coletados pelo CRISM mostraram fortes sinais de água. As camadas são especialmente proeminentes em depressões no quadrângulo de Hellas, conforme mostrado nas vistas ampliadas abaixo.
Visão ampla da depressão triangular, vista pela HiRISE A faixa colorida mostra a parte da imagem que pode ser vista em cores. A parede no topo da depressão contém gelo puro. Esta parede está voltada para o pólo sul. A localização é o quadrilátero de Hellas.
Close, visualização colorida da parede contendo gelo da imagem anterior, vista pela HiRISE
Visão ampla da depressão triangular, vista por HiRISE A parede voltada para o pólo sul contém gelo em camadas distintas que são visíveis na próxima imagem. A localização é o quadrângulo de Hellas.
Uma visão próxima da parede da depressão triangular, conforme visto pelas camadas HiRISE, são visíveis na parede. As camadas inferiores são inclinadas, enquanto as camadas próximas à superfície são mais ou menos horizontais. Esse arranjo de camadas é chamado de " discordância angular ".
Visão ampla da depressão triangular, vista por HiRISE A parede voltada para o pólo sul contém gelo em camadas distintas que são visíveis na próxima imagem. A localização é o quadrângulo de Hellas.
Uma visão próxima da parede da depressão triangular, conforme visto pelas camadas HiRISE, são visíveis na parede. As camadas inferiores são inclinadas, enquanto as camadas próximas à superfície são mais ou menos horizontais. Esse arranjo de camadas é chamado de " discordância angular ".
Além de ser de grande valor para futuros exploradores, essas camadas de gelo podem nos ajudar a entender melhor a história do clima de Marte. Eles fornecem um registro do passado. As grandes variações na inclinação do planeta causam variações climáticas dramáticas. Marte não possui uma grande lua para manter sua inclinação estável. Hoje, o gelo está concentrado nos pólos, com uma inclinação maior, mais gelo existirá nas latitudes médias. Essas mudanças climáticas podem ser medidas com o estudo dessas camadas.
Essas depressões triangulares são semelhantes às de terreno recortado. No entanto, o terreno recortado exibe uma inclinação suave voltada para o equador e é arredondado.
Topografia recortada
A topografia recortada é comum nas latitudes médias de Marte, entre 45 ° e 60 ° ao norte e ao sul. É particularmente proeminente na região de Utopia Planitia , no hemisfério norte, e na região de Peneus e Amphitrites Paterae no hemisfério sul. Essa topografia consiste em depressões rasas, sem borda, com bordas recortadas, comumente chamadas de "depressões recortadas" ou simplesmente "vieiras". As depressões recortadas podem ser isoladas ou agrupadas e, às vezes, parecem coalescer. Uma depressão recortada típica exibe uma inclinação suave voltada para o equador e uma escarpa voltada para o pólo mais íngreme. Acredita-se que as depressões recortadas se formem a partir da remoção de material subsuperficial, possivelmente gelo intersticial, por sublimação (transição direta de um material da fase sólida para a fase gasosa sem o estágio líquido intermediário). Este processo ainda pode estar acontecendo no momento. Esta topografia pode ser de grande importância para a futura colonização de Marte, pois pode apontar para depósitos de gelo puro.
Estágios na formação do escalope, conforme visto pela HiRISE. Essas formações provavelmente se formam a partir da sublimação de um solo rico em gelo de água pura com muitos metros de profundidade.
Terreno recortado, como visto por HiRISE sob o programa HIWish Pistas de Dust Devil também são visíveis.
Poços
Alguns lugares em Marte exibem poços. Acredita-se que um vazio foi criado e o material desabou nas fossas. Esses poços são provavelmente formados mais comumente quando o gelo deixa o solo, criando um vazio. Na fina atmosfera de Marte, o gelo se sublima, especialmente se ocorrer uma rachadura. Sublimação é quando um sólido se transforma diretamente em um gás. O gelo seco faz isso na Terra. Alguns poços estão associados a fissuras na superfície.
Visão ampla dos poços, conforme visto pela HiRISE no programa HIWish
Visão aproximada dos poços, conforme visto pela HiRISE no programa HIWish A caixa mostra o tamanho dos poços. Alguns boxes têm a largura de um campo de futebol.
Visão ampla de poços e trilhas de poeira , como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão próxima dos boxes vistos pela HiRISE sob o programa HiWish. A caixa mostra o tamanho do campo de futebol. Os poços na imagem podem ter cerca de 10 a 20 metros de diâmetro.
Pits, conforme visto pela HiRISE no programa HIWish
Imagens adicionais no quadrângulo de Hellas
Mapa quadrangular de Hélade mostrando dois grandes vales de rios que se inclinam para a esquerda, em direção ao fundo da cratera.
Campo de vazios, visto pela HiRISE no programa HiWish
Recursos de superfície, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Cavidades no piso de Reull Vallis, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Terreno com faixas ou taffy-pull em Hellas, conforme visto pela Mars Global Surveyor . A origem é desconhecida no momento.
Centauri Montes , visto pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento. A ampliação original da imagem à esquerda está repleta de ricos detalhes em todas as partes da imagem.
Ausonia Mensa , vista pelo MGS , no âmbito do MOC Public Targeting Program . Essa mensa erodida tem muitos canais.
Estágios na formação do escalope, conforme visto pela HiRISE. Essas formações provavelmente se formam a partir da sublimação de um solo rico em gelo de água pura com muitos metros de profundidade.
Possíveis diques e vales, conforme visto por HiRISE no programa HiWish As setas apontam para o possível dique ao longo da borda esquerda da imagem. Traços retos são raros na natureza; muitas vezes são devidos a diques e juntas.
Formas ímpares, como vistas por HiRISE sob o programa HiWish, parte desta imagem é ampliada na próxima imagem.
Cumes se formando a partir de rachaduras, como visto pela HiRISE no programa HiWish, a caixa no canto superior esquerdo mostra o tamanho do campo de futebol.
Dunas, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla do terreno cerebral, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, vista lateral do terreno do cérebro da imagem anterior, como visto por HiRISE no programa HiWish
Pedra fora do lugar, vista pela HiRISE no programa HiWish A seta aponta para uma grande pedra que está definitivamente fora do lugar. Pode ser um meteorito ou pode ter sido lançado aqui por um impacto próximo.
Vista de perto da rocha fora do lugar, vista pela HiRISE sob o programa HiWish. Pode ser um meteorito ou pode ter sido lançado aqui por um impacto próximo.
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
- Terreno cerebral
- Clima de Marte
- Diapir
- Pegadas de demônio
- Geologia de Marte
- Geleira
- Geleiras em Marte
- HiRISE
- Programa HiWish
- Cratera de impacto
- Manto dependente da latitude
- Lagos em marte
- Preenchimento de vale linear
- Lista de quadriláteros em Marte
- Avental de detritos lobados
- Gaivotas marcianas
- Recursos de minério em Marte
- Cratera de pedestal
- Phoenix (nave espacial)
- Terreno com padrão poligonal
- Topografia recortada
- Unidade de Planícies Superiores
- Vallis
- Água em Marte
Referências
links externos
- Lagos em Marte - Nathalie Cabrol (palestras SETI)
- Martian Ice - Jim Secosky - 16ª Convenção Anual da International Mars Society
- https://www.youtube.com/watch?v=kpnTh3qlObk [T. Gordon Wasilewski - Água em Marte - 20ª Convenção Anual da Sociedade Internacional de Marte] Descreve como obter água do gelo no solo
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