Hesperia Planum - Hesperia Planum
Hesperia Planum é uma vasta planície de lava nas terras altas do sul do planeta Marte . A planície é notável por seu número moderado de crateras de impacto e cristas de rugas abundantes . É também a localização do antigo vulcão Tyrrhena Mons ( Tyrrhena Patera ). O período de tempo Hesperian em Marte é nomeado após Hesperia Planum.
Origem do nome
A maioria dos nomes de lugares em Marte são derivados de fontes da Bíblia ou da antiguidade clássica . Hesperia é um termo poético greco-latino para "terras a oeste", que para os antigos gregos e romanos significava Itália , enquanto a Espanha era referida como Hesperia Ultima . Planum (pl. Plana ) é o latim para planalto ou planície alta. É um termo descritor usado na geologia planetária para um terreno elevado e relativamente liso em outro planeta ou lua .
A região de Hesperia de Marte foi nomeada pelo astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli em 1877 devido a uma feição de albedo de tom intermediário centrado em lat. 20 ° S, long. 240 ° W entre duas regiões mais escuras. Acreditando que as áreas escuras eram corpos d'água, Schiaparelli interpretou Hesperia como uma planície de inundação ou pântano ligando dois mares adjacentes, o Mare Tyrrhenum e o Mare Cimmerium. Embora a existência de mares em Marte tenha sido descartada no início do século 20, a verdadeira natureza da região permaneceu obscura até a era espacial . Em 1972, a espaçonave Mariner 9 mostrou que Hesperia era uma planície cheia de crateras e rajadas de vento. A União Astronômica Internacional (IAU) denominou formalmente a área de Hesperia Planum em 1973. As áreas escuras que flanqueiam Hesperia Planum eram terras altas com muitas crateras. Em 1979, a IAU designou a área de terras altas a oeste como Tyrrhena Terra e a leste como Terra Cimmeria . ( Terra é um termo descritor latino que significa terra ou continente.)
Localização e descrição física
Hesperia Planum está localizada ao longo da ampla margem nordeste da gigantesca bacia de impacto de Hellas e está centrada na latitude. 22,3 ° S, longo. 110 ° E no quadrângulo de Mare Tyrrhenum (MC-22). Uma pequena parte desta região no sul é encontrada no quadrilátero de Hellas . Tem uma largura máxima de 1.700 km (1.056 mi) e cobre uma área de cerca de 2 milhões de km 2 (772.000 sq. Mi).
Em grandes escalas (> 100 m ou 330 pés), o Hesperia Planum parece suave e nivelado, tendo uma elevação de superfície relativamente uniforme de 1,2 km (0,75 mi) acima do datum de Marte . A superfície da planície é 200-800 m (660-2.620 pés) mais baixa em elevação do que as terras altas circundantes de Tyrrhena Terra e Terra Cimmeria e é ligeiramente inclinada para o sul, com uma inclinação regional média de cerca de 0,03 °. Em imagens de alta resolução (<19 m ou 62 pés / pixel), a superfície do Hesperia Planum é dominada por poeira e depósitos de granulação fina. Poucos pedregulhos ou afloramentos rochosos são visíveis. Crateras abundantes e rasas cheias de depósitos planos e lisos são comuns. Nenhuma ventilação ou construção vulcânica é identificável, embora pequenos canais (<10s metros de largura) estejam presentes.
Geologia
Hesperia Planum é geralmente interpretado como composto de lavas de inundação , embora sedimentos vulcaniclásticos em camadas ou lacustres (leito de lago) não possam ser descartados. As lavas parecem preencher parcialmente uma grande depressão topográfica irregular que existia na época de Noé . As bordas das crateras de impacto pré-existentes ainda são visíveis em alguns lugares, indicando que os depósitos de lava têm 250–500 m de espessura. O volume de lavas dentro de Hesperia Planum é comparável ao encontrado em grandes províncias ígneas da Terra, como o Grupo de Basalto do Rio Columbia .
Crateras de impacto e idade
A quantidade moderada de crateras em Hesperia Planum indica que a planície tem uma idade intermediária na história marciana. Na geologia planetária , a densidade numérica das crateras de impacto é uma medida da idade relativa de uma superfície planetária. As superfícies com muitas crateras são antigas e as superfícies com poucas crateras são novas. Hesperia Planum é o tipo de localidade para o Sistema Hesperian e período de tempo. As lavas que constituem o Hesperia Planum definem a base do Sistema Hesperiano . Eles eclodiram no início do Período Hesperiano há cerca de 3700 milhões de anos. (O próprio Marte, junto com os outros planetas, se formou há cerca de 4.500 milhões de anos.) As lavas hesperianas são mais jovens do que as rochas nos terrenos de Noé com muitas crateras, mas mais velhas do que as rochas formadas durante o período amazônico mais recente. (Veja Geologia de Marte .)
Sulcos de rugas
As cristas enrugadas são altas topográficas lineares com uma morfologia distinta que consiste em um arco baixo e amplo encimado por uma crista estreita crenulada (foto à esquerda). São características comuns na Lua, onde ocorrem exclusivamente em planícies de fluxo de lava (os mares lunares ). Acredita-se que sua ocorrência em Marte reflita uma associação vulcânica semelhante. Assim, as áreas em Marte com abundantes cadeias de rugas são interpretadas como planícies formadas por lava basáltica muito fluida ( basaltos de inundação ). Acredita-se que as próprias cristas sejam a expressão superficial das falhas de empuxo formadas depois que os fluxos de lava foram colocados. Eles não são feições vulcânicas, mas sim estruturas tectônicas secundárias que se formam em rochas densas e competentes (como basaltos em camadas) que sofreram estresse compressional. As "planícies onduladas" da idade de Hesperia, como Hesperia Planum, cobrem cerca de 30% da superfície marciana.
Tyrrhenus Mons
Tyrrhenus Mons ( Tyrrhena Patera ) é um vulcão erodido e de baixa altitude na parte oeste de Hesperia Planum. É um dos mais antigos vulcões de grande fonte central do planeta e um membro de uma classe de vulcões chamada paterae das terras altas , que entrou em erupção principalmente no final de Noé e no início da Hespéria . Tyrrhenus Mons fica apenas 1,5 km acima das planícies circundantes. Em seu centro encontra-se uma depressão de 40 km de diâmetro, ou caldeira , da qual irradiam numerosos vales e cristas de piso plano que sugerem que o vulcão foi altamente erodido. O baixo relevo de Tyrrhenus Mons combinado com seu estado degradado indica que o vulcão consiste em grande parte de material friável e facilmente erodido, como cinzas vulcânicas . A cinza provavelmente foi derivada da interação do magma com a água subterrânea ou gelo.
Dunas
Dunas, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das dunas, vista pela HiRISE no programa HiWish
De perto, a visão colorida das dunas conforme vista pela HiRISE sob o programa HiWish As ondulações são visíveis na superfície das dunas.
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 as elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter do 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 é 0 km ; verdes e azuis são elevações mais baixas (até -8 km ). Os eixos são latitude e longitude ; As regiões polares são anotadas.
Referências
Bibliografia e leitura recomendada
- Boyce, Joseph, M. (2008). O Livro Smithsonian de Marte; Konecky e Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
- Carr, Michael, H. (2006). A superfície de Marte; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Hartmann, William, K. (2003). Guia do viajante para Marte: as paisagens misteriosas do planeta vermelho; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X .
- Sheehan, William (1996). O planeta Marte: uma história de observação e descoberta; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5 . http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/MARS/CONTENTS.HTM .
links externos
- Mapa geológico da região de Reull Vallis de Marte , inclui uma parte do sul de Hesperia Planum, por Astrogeology Science Center, US Geological Survey