Quadrilátero Mare Acidalium - Mare Acidalium quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Mare Acidalium 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′N 30 ° 00′W / 47,5 ° N 30 ° W Coordenadas : 47,5 ° N 30 ° W 47 ° 30′N 30 ° 00′W / |
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O quadrângulo de Mare Acidalium 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 nordeste do hemisfério ocidental de Marte e cobre 300 ° a 360 ° de longitude leste (0 ° a 60 ° de longitude oeste) e 30 ° a 65 ° de latitude norte. O quadrângulo usa uma projeção cônica conformada de Lambert em uma escala nominal de 1: 5.000.000 (1: 5M). O quadrângulo de Mare Acidalium também é conhecido como MC-4 (Mars Chart-4).
As fronteiras sul e norte do quadrilátero têm aproximadamente 3.065 km e 1.500 km de largura, respectivamente. A distância de norte a sul é de cerca de 2.050 km (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. A maior parte da região chamada Acidalia Planitia é encontrada no quadrângulo de Acidalium. Partes de Tempe Terra , Arabia Terra e Chryse Planitia também estão neste quadrilátero.
Esta área contém muitos pontos brilhantes em um fundo escuro que podem ser vulcões de lama. Existem também alguns regos que se acredita terem se formado por fluxos relativamente recentes de água líquida.
Origem do nome
Mare Acidalium (Mar Acidalian) é o nome de um albedo telescópico localizado a 45 ° N e 330 ° E em Marte. O recurso recebeu o nome de um poço ou fonte na Beócia, na Grécia. Segundo a tradição clássica, é um local onde se banhavam Vênus e as Graças. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (IAU) em 1958.
Fisiografia e geologia
O quadrilátero contém muitas características interessantes, incluindo ravinas e possíveis linhas costeiras de um antigo oceano do norte. Algumas áreas possuem camadas densas. A fronteira entre as terras altas do sul e as terras baixas do norte encontra-se em Mare Acidalium. A " Face em Marte ", de grande interesse para o público em geral, está localizada perto de 40,8 graus ao norte e 9,6 graus a oeste, em uma área chamada Cydonia. Quando o Mars Global Surveyor o examinou em alta resolução, o rosto acabou sendo apenas uma planície erodida. Mare Acidalium contém o sistema de cânions Kasei Valles . Este enorme sistema tem 480 quilômetros de largura em alguns lugares - o Grand Canyon da Terra tem apenas 18 quilômetros de largura.
Voçorocas
A imagem HiRISE abaixo de Acidalia Colles mostra ravinas no hemisfério norte. Barrancos ocorrem em encostas íngremes, especialmente crateras. Acredita-se que voçorocas sejam relativamente jovens porque têm poucas ou nenhuma cratera e ficam no topo de dunas de areia, que também são jovens. Normalmente, cada ravina tem uma alcova, canal e avental. Embora muitas idéias tenham sido apresentadas para explicá-las, as mais populares envolvem água líquida proveniente de um aqüífero ou remanescente de antigas geleiras .
Acidalia Colles Gullies e outras características, como visto por HiRISE A barra de escala tem 1.000 metros de comprimento.
Barrancos e fluxo massivo de material, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish . Os barrancos são ampliados nas próximas duas imagens. A localização é a cratera de Bamberg.
Vista de perto de alguns barrancos, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Close-up vista de outra ravina na mesma imagem HiRISE. Foto tirada com o programa HiWish.
Gullies, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Barrancos em uma cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Close de ravinas em uma cratera da imagem anterior. Imagem tirada pela HiRISE no programa HiWish.
Barrancos na parede da cratera, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium.
Close-up dos canais de ravina, visto pela HiRISE no programa HiWish. Esta imagem mostra muitos formulários aerodinâmicos e alguns bancos ao longo de um canal. Essas características sugerem a formação por água corrente. Os bancos geralmente são formados quando o nível da água desce um pouco e permanece nesse nível por um tempo. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Gullies, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Gullies, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Existem evidências para ambas as teorias. A maioria das ravinas ocorre no mesmo nível, exatamente como seria de esperar de um aqüífero. Várias medições e cálculos mostram que a água líquida pode existir em um aqüífero nas profundezas usuais onde os barrancos começam. Uma variação desse modelo é que o magma quente ascendente pode ter derretido o gelo no solo e feito com que a água flua nos aquíferos. Os aquíferos são camadas que permitem que a água flua. Eles podem consistir em arenito poroso. Essa camada seria empoleirada em cima de outra camada que impede a água de descer (em termos geológicos seria chamada de impermeável). A única direção em que a água aprisionada pode fluir é horizontalmente. A água pode então fluir para a superfície quando o aquífero atinge uma ruptura, como a parede de uma cratera. Os aquíferos são bastante comuns na Terra. Um bom exemplo é "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion, em Utah .
Por outro lado, há evidências para a teoria alternativa porque 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, alisa a terra, mas em alguns pontos tem uma textura irregular, lembrando a superfície de uma bola de basquete. Sob certas condições, o gelo pode derreter e fluir pelas encostas, criando ravinas. Como existem poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem. Uma excelente vista desse manto está na foto da borda da cratera Ptolemaeus , vista pela HiRISE .
Mudanças na órbita e inclinação de Marte causam mudanças significativas na distribuição do 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 volta 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, então as partículas mais pesadas com o revestimento de água caem e se acumulam no solo. Quando o gelo no topo da camada de manto volta para a atmosfera, ele deixa para trás poeira, que isola o gelo restante.
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.
Close de ravinas em uma cratera mostrando plygons que foram chamados de "ravinas" Imagem obtida por HiRISE sob o programa HiWish.
Close da alcova de ravina mostrando "ravinas" (terreno com padrão poligonal próximo a ravinas), como visto por HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Close da alcova de ravina mostrando "ravinas" (terreno com padrão poligonal próximo a ravinas), como visto por HiRISE no programa HiWish. Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
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. Às vezes, as crateras exibem camadas. Uma vez que a colisão que produz uma cratera é como uma explosão poderosa, as rochas do subsolo são atiradas para a superfície. Conseqüentemente, as crateras podem nos mostrar o que existe nas profundezas da superfície.
Piso da cratera Kunowsky , visto pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Cratera Bonestell , vista pela HiRISE. A barra de escala tem 1000 metros de comprimento.
Cratera Arandas , vista pela HiRISE. Clique na imagem para uma melhor visão das Muralhas Norte e Sul, bem como dos morros centrais. A barra de escala tem 1000 metros de comprimento.
Cratera exumada em Mare Acidalium, vista pela Mars Global Surveyor.
Grupo de crateras que podem ter atingido a superfície ao mesmo tempo após a quebra de um asteróide. Se as crateras se formaram em momentos diferentes, elas teriam apagado partes das outras. A foto foi tirada pela HiRISE, no programa HiWish. Imagem localizada na Terra Cimmeria .
Cratera com material ejetado, visto pela HiRISE no programa HiWish. A caixa mostra a área ampliada na próxima imagem.
Visão ampliada do material ejetado da cratera mostrando o canal com um depósito no final, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Close da superfície perto do material ejetado da cratera, visto pelo HiRISE sob o programa HiWish. O gelo derretido da água subterrânea pode ter formado um pequeno canal.
Parede da cratera coberta com um manto liso, como visto por HiRISE no programa HiWish
Cratera com poços no chão, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vulcões de lama
Grandes áreas de Mare Acidalium exibem pontos brilhantes em um fundo escuro. Foi sugerido que as manchas são vulcões de lama. Mais de 18.000 desses recursos, que têm um diâmetro médio de cerca de 800 metros, foram mapeados. Mare Acidalium teria recebido grandes quantidades de lama e fluidos de canais de escoamento, tanta lama pode ter se acumulado lá. Descobriu-se que os montes brilhantes contêm óxidos férricos cristalinos. O vulcanismo de lama aqui pode ser altamente significativo porque podem ter sido produzidos condutos de longa vida para a ressurgência da água subterrânea. Estes podem ter sido habitats para microorganismos. Vulcões de lama podem ter trazido amostras de zonas profundas que podem, portanto, ser amostradas por robôs. Um artigo na Icarus relata um estudo desses possíveis vulcões de lama. Os autores comparam essas características marcianas aos vulcões de lama encontrados na Terra. Estudos usando imagens HiRISE e dados CRISM apóiam a ideia de que essas feições são de fato vulcões de lama. Minerais férricos nanofásicos e minerais hidratados encontrados com o Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) mostram que a água estava envolvida na formação desses possíveis vulcões de lama marcianos.
Crateras com centros brancos em Mare Acidalium. As dunas de areia são visíveis nas áreas baixas da imagem. Algumas das características podem ser vulcões de lama. Foto tirada pela Mars Global Surveyor no âmbito do MOC Public Targeting Program .
Vulcões de lama perto da borda do material ejetado de uma cratera próxima, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Grande campo de cones que podem ser vulcões de lama, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish
Close de possíveis vulcões de lama, vistos pela HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Possível vulcão de lama, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Linha de possíveis vulcões de lama, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vulcões de lama, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla do campo de vulcões de lama, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto dos vulcões de lama, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto de vulcões de lama e pedregulhos, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto de pedras perto de vulcões de lama, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish. As pedras podem ser de uma camada superior. A lama de um vulcão de lama não contém pedras, apenas material de grãos finos.
Vista próxima dos vulcões de lama na Terra A localização é Gobustan Azerbaijão.
Canais na região de Idaeus Fossae
Há um sistema fluvial de 300 km em Idaeus Fossae. É esculpido nas terras altas de Idaeus Fossae e se originou do derretimento do gelo no solo após impactos de asteróides. A datação determinou que a atividade de água veio depois que a maior parte da atividade de água terminou na fronteira entre os períodos de Noé e Hespéria . Lagos e depósitos em forma de leque foram formados pela água corrente neste sistema que drenou para o leste na Cratera Liberta e formou um depósito delta. Parte do caminho de drenagem é o Vale da Moa.
Fluxo meandro e corte, visto pela HiRISE no programa HiWish. Isso faz parte de um importante sistema de drenagem na região de Idaeus Fossae.
Vale suspenso, visto pela HiRISE no programa HiWish Isso pode ter sido uma cachoeira em algum momento.
Vale suspenso que antes pode ter sido uma cachoeira, visto pela HiRISE no programa HiWish
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.
Sklodowska (cratera marciana) , vista pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ). Pequenos canais são visíveis ao longo da borda sul erodida.
Canais na cratera Sklodowska, vistos pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Canais na cratera Sklodowska, vistos pela HiRISE sob o programa HiWish.
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Rede de canais, vista pela HiRISE no programa HiWish
oceano
Muitos pesquisadores sugeriram que Marte já teve um grande oceano no norte. Muitas evidências desse oceano foram reunidas ao longo de várias décadas. Novas evidências foram publicadas em maio de 2016. Uma grande equipe de cientistas descreveu como parte da superfície do quadrângulo de Ismenius Lacus foi alterada por dois Tsunamis . Os tsunamis foram causados por asteróides que atingiram o oceano. Ambos foram considerados fortes o suficiente para criar crateras de 30 km de diâmetro. O primeiro tsunami pegou e carregou pedras do tamanho de carros ou pequenas casas. O retrolavagem da onda formou canais reorganizando as pedras. A segunda surgiu quando o oceano estava 300 m mais baixo. O segundo carregava uma grande quantidade de gelo que caía nos vales. Os cálculos mostram que a altura média das ondas teria sido de 50 m, mas as alturas variariam de 10 ma 120 m. Simulações numéricas mostram que, nesta parte específica do oceano, duas crateras de impacto do tamanho de 30 km de diâmetro se formariam a cada 30 milhões de anos. A implicação aqui é que um grande oceano do norte pode ter existido por milhões de anos. Um argumento contra o oceano é a falta de recursos litorâneos. Esses recursos podem ter sido destruídos por esses eventos de tsunami. As partes de Marte estudadas nesta pesquisa são Chryse Planitia e o noroeste da Arabia Terra . Esses tsunamis afetaram algumas superfícies no quadrângulo de Ismenius Lacus e no quadrângulo de Mare Acidalium.
Pingos
Acredita-se que Pingos esteja presente em Marte. Eles são montes que contêm rachaduras. Essas fraturas em particular foram evidentemente produzidas por algo emergindo de abaixo da superfície frágil de Marte. As lentes de gelo, resultantes do acúmulo de gelo abaixo da superfície, possivelmente criaram esses montes com fraturas. O gelo é menos denso que a rocha, então o gelo enterrado subiu e empurrou para cima na superfície e gerou essas rachaduras. Um processo análogo cria montes de tamanhos semelhantes na tundra ártica da Terra que são conhecidos como pingos , uma palavra inuit. Eles contêm gelo de água pura, então seriam uma grande fonte de água para futuros colonos em Marte.
As setas apontam para possíveis pingos, vistos por HiRISE no programa HiWish. Pingos contém um núcleo de gelo puro.
Chão fraturado
Fraturas, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish Acredita-se que essas fraturas eventualmente se transformem em cânions porque o gelo no solo desaparecerá na fina atmosfera marciana e a poeira restante será soprada.
Visão ampla do terreno fraturado, visto pela HiRISE sob o programa HiWish. As rachaduras se formam na superfície marciana e, em seguida, se transformam em grandes fraturas.
Visão aproximada das fraturas da imagem anterior, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Rachaduras no chão da cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das rachaduras no chão da cratera, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Grupo de fissuras, visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão próxima de rachaduras de vários tamanhos, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. O gelo desaparece ao longo das superfícies das rachaduras e torna as rachaduras maiores. Observe que as crateras pequenas não têm bordas muito grandes; eles podem ser apenas poços.
Visão próxima de rachaduras de vários tamanhos, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. O gelo desaparece ao longo das superfícies das rachaduras e torna as rachaduras maiores.
Rachaduras ao redor da cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas
A rocha pode ser formada em camadas de várias maneiras. Vulcões, vento ou água podem produzir camadas. As camadas podem ser endurecidas pela ação da água subterrânea. A água subterrânea marciana provavelmente se moveu por centenas de quilômetros e, no processo, dissolveu muitos minerais da rocha por onde passou. Quando a água subterrânea chega à superfície em áreas baixas contendo sedimentos, a água evapora na fina atmosfera e deixa minerais como depósitos e / ou agentes cimentantes. Conseqüentemente, as camadas de poeira não poderiam mais tarde erodir facilmente, uma vez que foram cimentadas juntas.
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Camadas em mesa, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas na mesa, como visto por HiRISE no programa HiWish
Camadas e pequenas crateras, como vistas por HiRISE no programa HiWish. As camadas são ampliadas na próxima imagem.
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada de camadas em uma calha, como visto por HiRISE no programa HiWish
Mesa em camadas, vista pela HiRISE no programa HiWish
Outras características da paisagem no quadrângulo de Mare Acidalium
Penhasco no sistema Kasei Valles , visto pela HiRISE .
Aumento da falésia no sistema Kasei Valles na imagem anterior mostrando rochas e seus rastros, visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver uma pedra com apenas 2,2 metros de largura (menor que um quarto).
Imagem CTX mostrando o contexto para a próxima imagem de uma falha.
Close de uma possível falha no Mare Acidalium, visto pela HiRISE no programa HiWish . Um círculo é desenhado ao redor da cratera para mostrar que ela pode estar fora do círculo devido ao movimento da falha. Muitas outras falhas estão na região.
Ventilador com canais em sua superfície, como visto por HiRISE no programa HiWish
Amostra de poços ovais neste local de origem desconhecida, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish
Cratera com borda muito pequena, vista pela HiRISE no programa HiWish
Campo de pequenos poços, visto pela HiRISE no programa HiWish
Outros quadrantes de Marte
Mapa interativo de Marte
Mapa de imagem interativo da topografia global de Marte . Passe o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes e clique para criar um link para elas. A coloração do mapa base indica elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter no Mars Global Surveyor da NASA . Brancos e marrons indicam as maiores elevações ( +12 a +8 km ); seguido por rosas e vermelhos ( +8 a +3 km ); amarelo é 0 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
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