Quadrilátero Phaethontis - Phaethontis quadrangle

Phaethontis quadrilátero
	Mapa do quadrângulo de Phaethontis a partir de dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são vermelhas e as mais baixas são azuis.
Coordenadas	47 ° 30′S 150 ° 00′W / 47,5 ° S 150 ° W Coordenadas : 47,5 ° S 150 ° W47 ° 30′S 150 ° 00′W /

Imagem do Quadrilátero Phaethontis (MC-24). A região é dominada por terras altas com muitas crateras e áreas baixas formando planícies relativamente suaves.

O quadrângulo de Phaethontis 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 Phaethontis também é conhecido como MC-24 (Mars Chart-24).

O nome vem de Phaethon , filho de Helios .

O quadrângulo de Phaethontis fica entre 30 ° e 65 ° de latitude sul e 120 ° e 180 ° de longitude oeste em Marte . Esta faixa de latitude é onde numerosas ravinas foram descobertas. Uma antiga feição nesta área, chamada Terra Sirenum, encontra-se neste quadrilátero; A Mars Reconnaissance Orbiter descobriu esmectitas de ferro / magnésio lá. Parte desse quadrilátero contém o que é chamado de depósitos Electris , um depósito com 100–200 metros (330–660 pés) de espessura. Tem um tom claro e parece fraco por causa de poucos pedregulhos. Entre um grupo de grandes crateras está a Cratera Mariner , observada pela primeira vez pela espaçonave Mariner IV no verão de 1965. Recebeu o nome dessa espaçonave. Acredita-se que uma área baixa em Terra Sirenum já abrigou um lago que drenou por Ma'adim Vallis . A sonda Mars 3 da Rússia pousou no quadrângulo de Phaethontis em 44,9 ° S e 160,1 ° W em dezembro de 1971. Ela pousou a uma velocidade de 75 km por hora, mas sobreviveu a um rádio de 20 segundos de sinal, então morreu. Sua mensagem apareceu apenas como uma tela em branco.

Ravinas marcianas

O quadrilátero Phaethontis é a localização de muitos barrancos que podem ser devido ao fluxo recente de água. Alguns são encontrados no Gorgonum Chaos e em muitas crateras próximas às grandes crateras Copernicus e Newton (cratera marciana) . 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 é encontrado em encostas voltadas para os pólos, especialmente de 30-44 S.

Embora muitas ideias tenham sido apresentadas para explicá-las, as mais populares envolvem água líquida proveniente de um aquífero , do derretimento na base de antigas geleiras ou do derretimento do gelo no solo quando o clima era mais quente. Por causa da boa possibilidade de que água líquida esteja envolvida em sua formação e de que eles possam ser muito jovens, os cientistas estão entusiasmados. Talvez seja nas ravinas que devemos ir para encontrar vida.

Existem evidências para todas as três teorias. A maioria das cabeceiras 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 nos aqüíferos nas profundidades usuais onde começam os regos. 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. A camada do aqüífero seria empoleirada no topo de outra camada que impede a água de descer (em termos geológicos seria chamada de impermeável). Como a água em um aquífero é impedida de descer, a única direção em que a água aprisionada pode fluir é horizontalmente. Eventualmente, a água pode fluir para a superfície quando o aquífero atinge uma ruptura - como a parede de uma cratera. O fluxo de água resultante pode erodir a parede e criar ravinas. Os aquíferos são bastante comuns na Terra. Um bom exemplo é "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion, em Utah .

Quanto à próxima teoria, 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, alisa o terreno, mas em alguns pontos tem uma textura irregular, parecendo a superfície de uma bola de basquete. O manto pode ser como uma geleira e, sob certas condições, o gelo que se mistura no manto pode derreter e escorrer pelas encostas e formar ravinas. Como existem poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem. Uma excelente vista deste manto é mostrada abaixo na imagem da borda da cratera Ptolemaeus, vista pela HiRISE . O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas. 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 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 condensará nas partículas e, em seguida, cairá no solo devido ao peso adicional da camada de água. Quando Marte está em sua maior inclinação ou obliquidade, até 2 cm de gelo podem ser removidos da calota polar de verão e depositados em latitudes médias. Esse movimento da água pode durar vários milhares de anos e criar uma camada de neve de até cerca de 10 metros de espessura. Quando o gelo no topo da camada de manto volta para a atmosfera, ele deixa para trás poeira, que isola o gelo restante. As medições de altitudes e declives de ravinas apóiam a ideia de que os pacotes de neve ou geleiras estão associados a ravinas. Encostas mais íngremes têm mais sombra, o que preserva a neve. Elevações mais altas têm muito menos ravinas porque o gelo tende a sublimar mais no ar rarefeito das altitudes mais elevadas.

A terceira teoria pode ser possível, uma vez que as mudanças climáticas podem ser suficientes para simplesmente permitir que o gelo no solo derreta e, assim, forme os barrancos. Durante um clima mais quente, os primeiros metros de solo podem descongelar e produzir um "fluxo de detritos" semelhante ao da costa leste da Groenlândia seca e fria. Uma vez que os barrancos ocorrem em encostas íngremes, apenas uma pequena diminuição da resistência ao cisalhamento das partículas do solo é necessária para iniciar o fluxo. Pequenas quantidades de água líquida do gelo derretido podem ser suficientes. Os cálculos mostram que um terço de um mm de escoamento pode ser produzido a cada dia durante 50 dias de cada ano marciano, mesmo nas condições atuais.

O Depósito Electris, visto pela HiRISE, o depósito Electris tem tons claros e são suaves na imagem em contraste com os materiais ásperos abaixo. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Camadas em Electris Deposit em tons claros, conforme visto pela HiRISE no Mars Reconnaissance Orbiter. Os barrancos são visíveis à esquerda.
Gorgonum Chaos visto pela Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE . Imagem com cerca de 4 km de largura.
Grupo de ravinas na parede norte da cratera que fica a oeste da cratera Newton (41,3047 graus de latitude sul, 192,89 de longitude leste). Imagem tirada com a Mars Global Surveyor no âmbito do MOC Public Targeting Program .
Parede da cratera dentro da cratera Mariner mostrando um grande grupo de ravinas, conforme visto pela HiRISE.
Borda da cratera Ptolemaeus , vista pela HiRISE. Clique na imagem para ver a excelente vista do depósito do manto.
Ravinas. Observe como os canais se curvam em torno dos obstáculos, conforme visto pelo HiRISE.
Barrancos com ramificações, vistos pela HiRISE.
Grupo de ravinas profundas, visto pela HiRISE.
Imagem CTX da próxima imagem mostrando uma visão ampla da área. Uma vez que a colina está isolada, seria difícil para um aquífero se desenvolver. O retângulo mostra a localização aproximada da próxima imagem.
Gully on mound visto pela Mars Global Surveyor , no âmbito do MOC Public Targeting Program . Imagens de voçorocas em picos isolados, como este, são difíceis de explicar com a teoria da água proveniente de aqüíferos porque os aqüíferos precisam de grandes áreas de coleta.
Outra visão da ravina anterior em um monte. Este é com HiRISE, no programa HiWish . Esta imagem mostra a maior parte do avental e duas geleiras antigas associadas a ele. Tudo o que resta das geleiras são moreias terminais.
Imagem de contexto MOLA para a série de três imagens a seguir de ravinas em um vale e cratera próxima.
Barrancos em um vale e cratera próxima, conforme visto pelo HiRISE sob o programa HiWish . A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Close de ravinas na cratera, visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close de ravinas no cocho, visto pela HiRISE no programa HiWish. Estas são algumas das ravinas menores visíveis em Marte.
Ravinas perto da cratera Newton, conforme visto pela HiRISE, sob o programa HiWish . O local onde havia uma antiga geleira está rotulado.
Imagem HiRISE, obtida sob o programa HiWish, de ravinas em uma cratera na Terra Sirenum .
Ravinas com restos de uma antiga geleira na cratera da Terra Sirenum , visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Barrancos perto da cratera Newton, conforme visto pela HiRISE sob o Programa HiWish.
Barrancos em uma cratera na Terra Sirenum , conforme visto pela HiRISE sob o Programa HiWish.
Close-up de ravina mostrando vários canais e terreno padronizado, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Barrancos em dois níveis da parede de uma cratera, conforme visto pelo HiRISE sob o programa HiWish. Os regos em dois níveis sugerem que não foram feitos com um aquífero, como foi sugerido inicialmente. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Imagem de ravinas com as partes principais etiquetadas. As partes principais de uma ravina marciana são alcova, canal e avental. Como não há crateras nesta ravina, acredita-se que seja bastante jovem. A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Close de aventais de ravina mostrando que eles estão livres de crateras; portanto, muito jovem. A localização é o quadrângulo de Phaethontis. A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish.
Barrancos na cratera, vistos pela HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Close de ravinas na cratera mostrando canais dentro de vales maiores e curvas em canais. Essas características sugerem que foram feitas por água corrente. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Close up da rede de ravina mostrando canais ramificados e curvas; essas características sugerem a criação por um fluido. Nota: esta é uma ampliação de uma visão ampla anterior de ravinas em uma cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.

Características associadas de ravinas

Às vezes, outros recursos aparecem perto de ravinas. Na base de alguns barrancos podem haver depressões ou cristas curvas. Essas são chamadas de "depressões espatuladas". Essas depressões se formam após o desaparecimento do gelo glacial. Paredes íngremes freqüentemente desenvolvem geleiras durante certos climas. Quando o clima muda, o gelo nas geleiras sublima na fina atmosfera marciana. Sublimação é quando uma substância vai diretamente do estado sólido para o estado gasoso. O gelo seco na Terra faz isso. Portanto, quando o gelo na base de uma parede íngreme sublima, o resultado é uma depressão. Além disso, mais gelo vindo de cima tenderá a fluir para baixo. Este fluxo esticará os detritos rochosos da superfície, formando fendas transversais. Essas formações foram denominadas "terreno de tábua de lavar" porque se assemelham às tábuas de lavar antiquadas. As partes de voçorocas e algumas características associadas de voçorocas são mostradas abaixo em imagens HiRISE.

Visão ampla da cratera mostrando ravinas e outras características, conforme visto pela HiRISE
Vista próxima da cratera marcada com "depressão espatulada" e outras características, como visto por HiRISE Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Vista de perto da cratera marcada com "terreno plano" e outras características, como visto por HiRISE Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior. O terreno de tábua de lavar foi formado antes do avental de ravina, uma vez que o avental de ravina corta o terreno de tábua de lavar.

Geleiras em formato de língua

Geleira em forma de língua, vista pela HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Visão ampla de várias geleiras em forma de língua na parede da cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. As geleiras são de tamanhos diferentes e estão em níveis diferentes. Algumas delas são bastante ampliadas nas fotos que se seguem.
Close dos focinhos de duas geleiras da imagem anterior, visto pela HiRISE no programa HiWish. Eles estão na parte inferior esquerda da imagem anterior.
Close de pequenas geleiras de uma imagem anterior, visto pela HiRISE no programa HiWish. Algumas dessas geleiras parecem estar apenas começando a se formar.
Close-up da borda de uma das geleiras na parte inferior da visão ampla de uma imagem anterior. A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish.

Possíveis pingos

As rachaduras radiais e concêntricas visíveis aqui são comuns quando as forças penetram uma camada quebradiça, como uma pedra atirada através de uma janela de vidro. Essas fraturas em particular foram provavelmente criadas por algo emergindo de baixo da frágil superfície marciana. O gelo pode ter se acumulado sob a superfície em forma de lente; tornando assim esses montes rachados. O gelo sendo menos denso que a rocha, empurrou para cima na superfície e gerou esses padrões semelhantes a teias de aranha. Um processo semelhante cria montes de tamanhos semelhantes na tundra ártica da Terra. Esses recursos são chamados de “pingos”, uma palavra inuit. Pingos conteria gelo de água pura; assim, eles poderiam ser fontes de água para futuros colonos de Marte.

Possível pingo, visto pela HiRISE no programa HiWish
Possíveis pingos com escala, conforme visto por HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada do possível pingo com escala, visto pela HiRISE no programa HiWish
Exemplo de um pingo na Terra. Na Terra, o gelo que causou o pingo derreteria e preencheria as fraturas com água; em Marte, o gelo se transformaria em gás na fina atmosfera de Marte.

Preenchimento concêntrico de cratera

Acredita-se que o preenchimento concêntrico de crateras, como aventais de detritos lobados e preenchimento de vale linear , seja rico em gelo. Com base em medidas topográficas precisas de altura em diferentes pontos dessas crateras e cálculos da profundidade das crateras com base em seus diâmetros, acredita-se que as crateras estejam 80% preenchidas principalmente com gelo. Ou seja, eles contêm centenas de metros de material que provavelmente consiste em gelo com algumas dezenas de metros de entulho na superfície. O gelo se acumulou na cratera devido à queda de neve em climas anteriores. Modelagem recente sugere que o preenchimento concêntrico da cratera se desenvolve ao longo de muitos ciclos nos quais a neve é depositada e então se move para dentro da cratera. Uma vez dentro da cratera, a sombra e a poeira preservam a neve. A neve se transforma em gelo. As muitas linhas concêntricas são criadas pelos muitos ciclos de acumulação de neve. Geralmente a neve se acumula sempre que a inclinação axial atinge 35 graus.

Cratera mostrando preenchimento de cratera concêntrica , conforme visto por CTX (em Mars Reconnaissance Orbiter ). A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Vista de perto do preenchimento da cratera concêntrica, vista por HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior de uma cratera concêntrica. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.

Visão ampla do preenchimento da cratera concêntrica, conforme visto por CTX
Preenchimento concêntrico de cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, vista colorida de preenchimento de cratera concêntrica, como visto por HiRISE sob o programa HiWish

Listras magnéticas e placas tectônicas

O Mars Global Surveyor (MGS) descobriu faixas magnéticas na crosta de Marte, especialmente nos quadrantes de Phaethontis e Eridania ( Terra Cimmeria e Terra Sirenum ). O magnetômetro do MGS descobriu faixas de crosta magnetizada de 100 km de largura correndo paralelamente por até 2.000 km. Essas listras alternam em polaridade com o pólo magnético norte de uma apontando para cima da superfície e o pólo magnético norte da próxima apontando para baixo. Quando listras semelhantes foram descobertas na Terra na década de 1960, foram tomadas como evidência de placas tectônicas . Os pesquisadores acreditam que essas faixas magnéticas em Marte são evidências de um período inicial curto de atividade das placas tectônicas. Quando as rochas se tornaram sólidas, elas retiveram o magnetismo que existia na época. Acredita-se que o campo magnético de um planeta seja causado por movimentos fluidos sob a superfície. No entanto, existem algumas diferenças entre as faixas magnéticas da Terra e as de Marte. As listras marcianas são mais largas, muito mais fortemente magnetizadas e não parecem se espalhar a partir de uma zona de disseminação da crosta média. Como a área que contém as faixas magnéticas tem cerca de 4 bilhões de anos, acredita-se que o campo magnético global provavelmente durou apenas as primeiras centenas de milhões de anos de vida de Marte, quando a temperatura do ferro fundido no núcleo do planeta poderia ter foi alto o suficiente para misturá-lo em um dínamo magnético. Não há campos magnéticos perto de grandes bacias de impacto como Hellas. O choque do impacto pode ter apagado a magnetização remanescente na rocha. Portanto, o magnetismo produzido pelo movimento inicial do fluido no núcleo não teria existido após os impactos.

Quando a rocha fundida contendo material magnético, como a hematita (Fe ₂ O ₃ ), esfria e se solidifica na presença de um campo magnético, ela se torna magnetizada e assume a polaridade do campo de fundo. Este magnetismo é perdido apenas se a rocha for subsequentemente aquecida acima de uma determinada temperatura (o ponto Curie que é 770 ° C para o ferro). O magnetismo deixado nas rochas é um registro do campo magnético quando a rocha se solidificou.

Mapa global de anomalias magnéticas Grandes crateras e vulcões estão em verde escuro. A linha sólida representa o limite da dicotomia.

Depósitos de cloreto

Usando dados do Mars Global Surveyor , do Mars Odyssey e do Mars Reconnaissance Orbiter , os cientistas encontraram depósitos generalizados de minerais de cloreto . A imagem abaixo mostra alguns depósitos dentro do quadrilátero Phaethontis. As evidências sugerem que os depósitos foram formados a partir da evaporação de águas enriquecidas com minerais. A pesquisa sugere que lagos podem ter sido espalhados por grandes áreas da superfície marciana. Normalmente, os cloretos são os últimos minerais a sair da solução. Carbonatos , sulfatos e sílica devem precipitar antes deles. Sulfatos e sílica foram encontrados pelos Mars Rovers na superfície. Locais com minerais de cloreto podem ter abrigado várias formas de vida. Além disso, essas áreas devem preservar vestígios de vida antiga.

Com base em depósitos de cloreto e filossilicatos hidratados, Alfonso Davila e outros acreditam que existe um antigo leito em Terra Sirenum que tinha uma área de 30.000 km ² (12.000 sq mi) e 200 metros (660 pés) de profundidade. Outra evidência que apóia esse lago são os canais normais e invertidos, como os encontrados no deserto do Atacama .

Evidência de água de depósitos de cloreto em Phaethontis. Foto da HiRISE.

Fossae

O quadrângulo de Elysium é o lar de grandes depressões (depressões longas e estreitas) chamadas fossas na linguagem geográfica usada para Marte. As calhas são criadas quando a crosta é esticada até quebrar. O alongamento pode ser devido ao grande peso de um vulcão próximo. As crateras fossas / fossas são comuns perto de vulcões nos sistemas de vulcões Tharsis e Elysium.

Icaria Fossae Graben, visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver as trilhas do Dust Devil .
Camadas Sirenum Fossae , vistas pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Poços em depressões, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish

Superfícies estranhas

Superfície do fundo da cratera, vista pela HiRISE no programa HiWish.
Superfície do fundo da cratera mostrando detalhes da imagem obtida com HiRISE, sob o programa HiWish. Isso pode ser uma transição de um tipo de estrutura para outro, talvez devido à erosão.
Superfície mostrando grandes cavidades de origem desconhecida, como visto por HiRISE no programa HiWish.
Close da superfície com grandes cavidades, como visto por HiRISE no programa HiWish.

Crateras

Cratera Copernicus

A densidade das crateras de impacto é usada para determinar as idades da superfície de Marte e de outros corpos do sistema solar. Quanto mais velha for a superfície, mais crateras estarão presentes. As formas das crateras podem revelar a presença de gelo no solo.

Imagem MOLA mostrando a relação entre as crateras Wright, Keeler e Trumpler. As cores indicam elevações.

Lado leste da cratera Hipparchus , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter).

Lado oeste da cratera Nansen , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter).

A área ao redor das crateras pode ser rica em minerais. Em Marte, o calor do impacto derrete o gelo no solo. A água do gelo derretido dissolve os minerais e os deposita em rachaduras ou falhas que foram produzidas com o impacto. Este processo, denominado alteração hidrotérmica, é a principal forma de produção dos depósitos de minério. A área ao redor das crateras marcianas pode ser rica em minérios úteis para a futura colonização de Marte. Estudos na terra documentaram que rachaduras são produzidas e que veios de minerais secundários são depositados nas rachaduras. Imagens de satélites orbitando Marte detectaram rachaduras perto de crateras de impacto. Grandes quantidades de calor são produzidas durante os impactos. A área ao redor de um grande impacto pode levar centenas de milhares de anos para esfriar. Muitas crateras já contiveram lagos. Como o fundo de algumas crateras mostra deltas, sabemos que a água deve estar presente por algum tempo. Dezenas de deltas foram vistos em Marte. Os deltas se formam quando o sedimento é lavado de um riacho que entra em um corpo de água tranquilo. Leva um pouco de tempo para formar um delta, então a presença de um delta é empolgante; isso significa que a água esteve lá por um tempo, talvez por muitos anos. Organismos primitivos podem ter se desenvolvido em tais lagos; portanto, algumas crateras podem ser os alvos principais para a busca por evidências de vida no Planeta Vermelho.

Lista de crateras

A seguir está uma lista de crateras no quadrilátero. A localização central da cratera é a do quadrilátero, as crateras cuja localização central está em outro quadrilátero são listadas pela parte leste, oeste, norte ou sul.

Nome	Localização	Diâmetro	Ano de aprovação
Avire	40 ° 49′S 159 ° 46′W / 40,82 ° S 159,76 ° W / -40,82; -159,76	6,85 km	2008
Belyov
Bunnik
Clark
Copérnico	48 ° 48′S 168 ° 48′W / 48,8 ° S 168,8 ° W / -48,8; -168,8	300 km	1973
Cruz ¹		Parte sul
Dechu	42 ° 15′S 157 ° 59′W / 42,25 ° S 157,99 ° W / -42,25; -157,99	22 km	2018
Dokuchaev
Dunkassa
Eudoxus	44 ° 54′S 147 ° 30′W / 44,9 ° S 147,5 ° W / -44,9; -147,5	98 km	1973
Galap
Henbury
Hussey
Kamnik
Keeler	61 ° 00 S 151 ° 18 O / 61 ° S 151,3 ° W / -61; -151,3	95 km	1973
Koval'sky ¹	Parte sul	297 km ¹	1973
Kuiper	57 ° 24′S 157 ° 18′W / 57,4 ° S 157,3 ° W / -57,4; -157,3	87 km	1973
Langtang
Li Fan	47 ° 12′S 153 ° 12′W / 47,2 ° S 153,2 ° W / -47,2; -153,2	104,8 km	1973
Liu Hsin	53 ° 36′S 171 ° 36′W / 53,6 ° S 171,6 ° W / -53,6; -171,6	137 km	1973
Magelhaens	32 ° 22′S 194 ° 41′W / 32,36 ° S 194,68 ° W / -32,36; -194,68	105 km
Marinheiro	35 ° 06′S 164 ° 30′W / 35,1 ° S 164,5 ° W / -35,1; -164,5	170 km	1967
Millman
Nansen	50 ° 18′S 140 ° 36′W / 50,3 ° S 140,6 ° W / -50,3; -140,6	81 km	1967
Naruko
Newton	40 ° 48′S 158 ° 06′W / 40,8 ° S 158,1 ° W / -40,8; -158,1	298 km	1973
Niquero
Nordenskiöld
Palikir	41 ° 34′S 158 ° 52′W / 41,57 ° S 158,86 ° W / -41,57; -158,86	15,57 km	2011
Pickering			1973
Ptolemaeus	48 ° 13′S 157 ° 36′W / 48,21 ° S 157,6 ° W / -48,21; -157,6	165 km	1973
Reutov
Selevac
Sitrah
Taltal
Triolet
Trumpler
Tyutaram			2013
Muito	49 ° 36′S 177 ° 06′W / 49,6 ° S 177,1 ° W / -49,6; -177,1	114,8 km	1973
Wright	58 ° 54 S 151 ° 00 O / 58,9 ° S 151 ° W / -58,9; -151	113,7 km	1973
Yaren

¹ Parcialmente localizado no quadrilátero, enquanto outra parte está em um quadrilátero diferente junto com o diâmetro da cratera

Mesa em uma cratera, vista pela HiRISE no programa HiWish.
Camadas no manto, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish.

Redes de cristas lineares

Redes de cristas lineares são encontradas em vários lugares em Marte e em torno das crateras. Cumes muitas vezes aparecem como segmentos retos que se cruzam em forma de treliça. Eles têm centenas de metros de comprimento, dezenas de metros de altura e vários metros de largura. Acredita-se que os impactos criaram fraturas na superfície, essas fraturas mais tarde atuaram como canais para fluidos. Os fluidos cimentaram as estruturas. Com o passar do tempo, o material circundante foi corroído, deixando assim cristas rígidas para trás. Como as cristas ocorrem em locais com argila, essas formações poderiam servir de marcador para argila que necessita de água para sua formação. A água aqui poderia ter sustentado vidas passadas nesses locais. A argila também pode preservar fósseis ou outros vestígios de vidas passadas.

Redes lineares, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close-up de redes de cristas lineares da imagem anterior, como visto por HiRISE no programa HiWish
Redes lineares, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Redes lineares, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish

Dunas

Dunas de areia foram encontradas em muitos lugares de Marte. A presença de dunas mostra que o planeta possui uma atmosfera com vento, pois as dunas requerem vento para empilhar a areia. A maioria das dunas de Marte são pretas devido ao desgaste do basalto de rocha vulcânica . A areia preta pode ser encontrada na Terra, no Havaí e em algumas ilhas tropicais do Pacífico Sul. A areia é comum em Marte devido à idade avançada da superfície que permitiu que as rochas se transformassem em areia. Observou-se que as dunas em Marte se movem muitos metros. Algumas dunas se movem. Neste processo, a areia sobe pelo lado de barlavento e então cai pelo lado de sotavento da duna, fazendo com que a duna vá para o lado de sotavento (ou face deslizante). Quando as imagens são ampliadas, algumas dunas em Marte exibem ondulações em suas superfícies. Eles são causados por grãos de areia rolando e saltando na superfície de barlavento de uma duna. Os grãos saltando tendem a pousar no lado de barlavento de cada ondulação. Os grãos não saltam muito alto, por isso não é preciso muito para detê-los.

Dunas em Newton (cratera marciana) , vistas pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das dunas na Cratera de Newton, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das dunas na Cratera de Newton, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima das dunas na cratera de Newton mostrando ondulações na superfície, como visto pela HiRISE sob o programa HiWish

Manto

Grande parte da superfície marciana é coberta por uma espessa camada de manto rica em gelo que caiu do céu várias vezes no passado. Em alguns lugares, várias camadas são visíveis no manto.

Tader Valles , visto pela THEMIS . O material liso nos canais pode ser um manto na forma de neve suja.
Imagem HiRISE mostrando um manto liso cobrindo partes de uma cratera no quadrângulo de Phaethontis. Ao longo da borda externa da cratera, o manto é exibido como camadas. Isso sugere que o manto foi depositado várias vezes no passado. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. As camadas são ampliadas na próxima imagem.
Ampliação da imagem anterior das camadas do manto. Quatro a cinco camadas são visíveis. A localização é o quadrângulo de Phaethontis.
Superfície apresentando aparência com e sem cobertura de manto, como visto por HiRISE, sob o programa HiWish Localização é Terra Sirenum no quadrilátero Phaethontis.
Aspecto da superfície com e sem manto, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish
Atlantis Chaos , dentro da bacia Atlantis , visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver a cobertura do manto e possíveis ravinas. As duas imagens são partes diferentes da imagem original. Eles têm escalas diferentes.

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 . Na verdade, 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.

Canal, visto pela HiRISE no programa HiWish As formas simplificadas são indicadas com setas.
Lago Oxbow , visto pela HiRISE no programa HiWish
Canal que conecta duas crateras, visto pela HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish

Pegadas do demônio da poeira

Como uma fina camada de poeira brilhante fina cobre grande parte da superfície de Marte, os redemoinhos que passam removem a poeira brilhante e expõem 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.

Visão ampla das trilhas do dust Devil, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das trilhas de poeira, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto das trilhas de poeira, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto das trilhas de poeira, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto das trilhas de poeira, como visto por HiRISE sob o programa HiWish

Outras cenas no quadrângulo de Phaethontis

Este mapa topográfico mostra picos vulcânicos em branco por causa de sua grande altura. Perto do equador, uma linha de três vulcões aponta ao sul para Phaethontis e três grandes crateras - a área onde existem muitas ravinas. Clique na imagem para uma boa visão.
Mapa do quadrângulo de Phaethontis. Clique para ampliar e veja alguns nomes de crateras.
Feche a imagem da superfície de Phaethontis tirada com o Mars Global Surveyor . Acredita-se que os buracos sejam causados pelo gelo enterrado que se transforma em gás.
Pits no chão da cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Pits podem ser formados quando o gelo deixou o solo. ESP 050933 1355channel.jpg

Visão ampla das cavidades, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish As cavidades podem ser formadas quando o gelo deixa o solo.
Vista de perto das cavidades, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das cavidades, vista pela HiRISE no programa HiWish

Outros quadrantes de Marte

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

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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.

(Ver também: mapa Mars Rovers e mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )

Veja também

Referências

links externos

Revisão geral de muitas das teorias envolvendo a origem de voçorocas.
Dickson, J; Chefe, J; Kreslavsky, M (2007). "Barrancos marcianos nas latitudes médias do sul de Marte: Evidência para a formação de características fluviais jovens com base na topografia local e global" (PDF) . Icarus . 188 (2): 315–323. Bibcode : 2007Icar..188..315D . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 . Dá uma boa revisão da história da descoberta de voçorocas.
Martian Ice - Jim Secosky - 16ª Convenção Anual da International Mars Society

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