Quadrângulo de Tharsis - Tharsis quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Tharsis a partir de dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são brancas e as mais baixas são azuis.
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| Coordenadas | 15 ° 00′N 112 ° 30′W / 15 ° N 112,5 ° W Coordenadas : 15 ° N 112,5 ° W15 ° 00′N 112 ° 30′W / |
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O quadrângulo de Tharsis 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 Tharsis também é conhecido como MC-9 (Mars Chart-9). O nome Tharsis se refere a uma terra mencionada na Bíblia. Pode ser na localização da cidade velha de Tartessus, na foz do Guadalquivir .
O quadrângulo cobre a área de 90 ° a 135 ° de longitude oeste e 0 ° a 30 ° de latitude norte em Marte e contém a maior parte do Tharsis Rise . O planalto é quase tão alto quanto o Monte Everest na Terra e tão grande em área quanto toda a Europa. Tharsis contém um grupo de grandes vulcões. Olympus Mons é o mais alto.
Vulcões
Tharsis é uma terra de grandes vulcões . Olympus Mons é o vulcão mais alto conhecido do Sistema Solar; é 100 vezes maior do que qualquer vulcão da Terra. Ascraeus Mons e Pavonis Mons têm pelo menos 320 quilômetros de diâmetro e mais de seis milhas acima do platô em que estão - e o platô está de três a quatro milhas acima da altitude zero de Marte. Pavonis Mons, o meio de uma linha de três vulcões, fica quase no centro da linha do equador. Mons é um termo usado para um grande elemento elevado. Tholus é quase o mesmo, mas menor. Uma patera é mais plana e como um vulcão com uma abertura super grande. Na verdade, uma patera é formada quando o topo de um vulcão entra em colapso porque sua câmara magmática está vazia. Crater Lake Oregon foi formado dessa forma. Vários vulcões formam uma linha reta no Tharsis Uplift. Dois dos principais estão no quadrilátero de Tharsus: Ascraeus Mons e Pavonis Mons. Foi proposto que estes são o resultado do movimento das placas que na Terra formam ilhas de arco vulcânico.
Embora Marte exiba muitos vulcões aqui e em outros lugares, não houve evidência de atividade vulcânica recente, mesmo em um nível muito baixo. A pesquisa, publicada em 2017, não encontrou liberação ativa de gases vulcânicos durante dois anos marcianos sucessivos. Eles procuraram a liberação de gases de produtos químicos contendo enxofre com espectrômetros.
Imagens
Mapa do quadrângulo de Tharsis
Região Olympus Mons
Recursos em torno do Olympus Mons
2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Uranius Tholus (vulcão superior) e Ceraunius Tholus (vulcão inferior). Este último é quase tão alto quanto o Monte Everest da Terra.
2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Tharsis Tholus .
Parte ocidental de Jovis Tholus , visto por THEMIS .
Ulisses Tholus, com sua localização em relação a outros vulcões mostrados (foto THEMIS).
Topografia de Ascraeus Mons .
Cratera no topo da Ulysses Patera , vista por HiRISE no programa HiWish Observe a falta de uma borda. As crateras vulcânicas geralmente não têm uma borda, como a maioria das crateras de impacto.
Potencial influência das emissões vulcânicas no clima
Alguns cientistas afirmam que Tharsis teve grande influência no clima de Marte. Vulcões liberam grandes quantidades de gás quando entram em erupção. Os gases são geralmente vapor de água e dióxido de carbono . Algumas estimativas colocam a quantidade de gás liberada na atmosfera como suficiente para tornar a atmosfera mais espessa do que a da Terra. Além disso, a água liberada pelos vulcões pode ter sido suficiente para cobrir toda a extensão de Marte até uma profundidade de 120 metros. O efeito estufa do dióxido de carbono aumenta a temperatura de um planeta ao reter o calor na forma de radiação infravermelha . As erupções vulcânicas em Tharsis poderiam ter tornado Marte mais parecido com a Terra no passado. Marte pode ter tido uma atmosfera muito mais densa e quente. Oceanos e / ou lagos podem estar presentes.
Fossa
O quadrângulo de Tharsis também é o lar de grandes depressões (depressões longas e estreitas) chamadas fossas na linguagem geográfica usada para Marte. As fossas nesta área são as fossas Ulysses , Olympica Fossae , Ceraunius Fossae e Tractus Fossae . Essas depressões se formam quando a crosta é esticada até que se rompa. O alongamento pode ser devido ao grande peso de um vulcão próximo. Estudos mostraram que os vulcões de Tharsis causaram a maioria das fossas principais em Marte. O estresse que causou as fossas e outras características tectônicas está centrado em Noctis Labyrinthus , em 4 S e 253 E. Mas o centro mudou um pouco com o tempo. Crateras fossas / fossas são comuns perto de vulcões no sistema de vulcões Tharsis e Elysium. Uma calha geralmente tem duas rupturas com uma seção intermediária se movendo para baixo, deixando penhascos íngremes ao longo dos lados; tal calha é chamada de graben . Estudos descobriram que em Marte uma falha pode ter até 5 km de profundidade, ou seja, a quebra na rocha desce para 5 km. Além disso, a rachadura ou falha às vezes aumenta ou dilata. Este alargamento causa a formação de um vazio com um volume relativamente alto. Quando o material desliza para o vazio, uma cratera ou uma cadeia de crateras se forma. As crateras de fossas não têm bordas ou material ejetado ao seu redor, como as crateras de impacto. Em Marte, crateras individuais podem se juntar para formar cadeias ou mesmo para formar vales que às vezes são recortados. Outras idéias foram sugeridas para a formação de fossas e crateras de fossas. Há evidências de que estão associados a diques de magma. O magma pode se mover sob a superfície, quebrando a rocha e, mais importante, derretendo o gelo. A ação resultante causaria a formação de uma rachadura na superfície. As crateras de fossas não são comuns na Terra. Os buracos , onde o solo cai em um buraco (às vezes no meio de uma cidade), se assemelham a crateras em Marte. No entanto, na Terra, esses buracos são causados pela dissolução do calcário , causando um vazio.
O conhecimento dos locais e mecanismos de formação das crateras e fossas de fossas é importante para a futura colonização de Marte porque eles podem ser reservatórios de água.
Monte Ulysses Fossae , visto pela HiRISE.
Ceraunius Fossae , visto pela HiRISE.
Olympica Fossae , vista pela HiRISE. Clique na imagem para ver as camadas de rocha na parede.
Calha em Tractus Fossae causada por falhas e colapso resultante do material em falhas formando uma cadeia de poços, conforme visto pelo Mars Global Surveyor .
Tractus Fossae Ringed Pit, visto pela HiRISE. A barra de escala tem 1000 metros de comprimento.
Poços e vales com camadas, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Linha de poços se transformando em um vale, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Fossae, visto pela HiRISE no programa HiWish
Calhas e canais, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Geleiras
Alguns cientistas veem evidências de que geleiras existem em muitos dos vulcões em Tharsis, incluindo Olympus Mons, Ascraeus Mons e Pavonis Mons. Ceraunius Tholus pode até ter derretido suas geleiras para formar alguns lagos temporários no passado.
Listras escuras em declive
Algumas fotos abaixo mostram listras escuras: nas encostas de grandes blocos à esquerda de Tharsis Tholus , em Ceraunius Fossae e em Olympica Fossae . Essas listras são comuns em Marte. Eles ocorrem em encostas íngremes de crateras, vales e vales. As listras são escuras no início. Eles ficam mais claros com a idade. Às vezes, eles começam em um ponto minúsculo, depois se espalham e se estendem por centenas de metros. Eles foram vistos contornando obstáculos, como pedras. Acredita-se que sejam avalanches de poeira brilhante que expõem uma camada subjacente mais escura. No entanto, várias idéias foram apresentadas para explicá-los. Alguns envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos. As listras aparecem em áreas cobertas de poeira. Grande parte da superfície marciana está coberta de poeira. A poeira fina sai da atmosfera e cobre tudo. Sabemos muito sobre ele porque os painéis solares dos Mars Rovers ficam cobertos por ele, reduzindo assim a energia elétrica. A energia dos Rovers foi restaurada muitas vezes pelo vento, na forma de redemoinhos , limpando os painéis e, assim, aumentando a energia. Tempestades de areia são frequentes, especialmente quando a primavera começa no hemisfério sul. Naquela época, Marte está 40% mais perto do sol. A órbita de Marte é muito mais elíptica que a da Terra. Essa é a diferença entre o ponto mais distante do sol e o ponto mais próximo do sol é muito grande para Marte, mas apenas um pouco para a Terra. Além disso, a cada poucos anos, o planeta inteiro é envolvido por tempestades de poeira globais. Quando a nave Mariner 9 da NASA chegou lá, nada podia ser visto em meio à tempestade de poeira. Outras tempestades de poeira globais também foram observadas, desde aquela época.
Sulci Gordii Terraced Hills, visto pela HiRISE . Muitas listras escuras em declives são visíveis.
Canal Ceraunius Tholus , visto pela HiRISE. A cratera do cume de Ceraunius Tholus está logo à direita desta imagem. Clique na imagem para ver as listras escuras do declive. A barra de escala tem 1000 metros de comprimento. Linhas retas escuras são onde nenhum dado foi coletado.
A pesquisa, publicada em janeiro de 2012 na Icarus , descobriu que estrias escuras foram iniciadas por rajadas de ar de meteoritos viajando em velocidades supersônicas . A equipe de cientistas foi liderada por Kaylan Burleigh , um graduando da Universidade do Arizona . Depois de contar cerca de 65.000 faixas escuras em torno do local do impacto de um grupo de 5 novas crateras, surgiram padrões. O número de estrias foi maior próximo ao local do impacto. Portanto, o impacto de alguma forma provavelmente causou as listras. Além disso, a distribuição das estrias formou um padrão com duas asas estendendo-se do local do impacto. As asas curvas pareciam cimitarras , facas curvas. Este padrão sugere que uma interação de rajadas de ar do grupo de meteoritos soltou a poeira o suficiente para iniciar avalanches de poeira que formaram as muitas faixas escuras. A princípio pensou-se que o tremor do solo com o impacto causou as avalanches de poeira, mas se fosse esse o caso, as faixas escuras teriam sido dispostas simetricamente em torno dos impactos, ao invés de estarem concentradas em formas curvas.
O aglomerado de crateras fica próximo ao equador (510 milhas) ao sul de Olympus Mons , em um tipo de terreno chamado formação Medusae Fossae . A formação é coberta com poeira e contém cristas esculpidas pelo vento, chamadas yardangs . Esses yardangs têm encostas íngremes densamente cobertas de poeira, então, quando o estrondo sônico do jato de ar chegou dos impactos, a poeira começou a descer pela encosta. Usando fotos do Mars Global Surveyor e da câmera HiRISE do Mars Reconnaissance Orbiter da NASA , os cientistas descobriram cerca de 20 novos impactos a cada ano em Marte. Como a espaçonave tem imaginado Marte quase continuamente por um período de 14 anos, as imagens mais recentes com suspeitas de crateras recentes podem ser comparadas a imagens mais antigas para determinar quando as crateras foram formadas. Como as crateras foram localizadas em uma imagem HiRISE de fevereiro de 2006, mas não estavam presentes em uma imagem do Mars Global Surveyor tirada em maio de 2004, o impacto ocorreu nesse período.
A maior cratera do aglomerado tem cerca de 22 metros (72 pés) de diâmetro com quase a área de uma quadra de basquete. À medida que o meteorito viajava pela atmosfera marciana, provavelmente se fragmentou; daí resultou um pequeno grupo de crateras de impacto. Listras escuras em declives têm sido vistas há algum tempo e muitas ideias foram apresentadas para explicá-las. Essa pesquisa pode ter finalmente resolvido esse mistério.
A imagem indica um aglomerado de crateras e linhas curvas formadas pela explosão de ar de meteoritos. Meteoritos causaram rajadas de ar que causaram avalanches de poeira em encostas íngremes. A imagem é da HiRISE .
Close da imagem anterior ao longo do limite claro / escuro. A linha escura no meio da imagem mostra a borda entre a área clara e a área escura das linhas curvas. As setas verdes mostram áreas altas de cristas. A poeira solta desceu as encostas íngremes quando sentiu o jato de ar dos ataques de meteoritos. A imagem é da HiRISE.
Fluxos de lava
A lava flui no quadrângulo de Tharsis.
Fluxo de lava no quadrângulo de Tharsis, visto pela HiRISE no programa HiWish
Close-up do fluxo de lava com rótulos, como visto por HiRISE no programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior dos fluxos de lava.
A imagem mostra fluxos de lava novos e antigos da base do Olympus Mons . A planície é o fluxo mais jovem. O fluxo mais antigo tem canais com diques ao longo de suas bordas. A presença de diques é bastante comum em muitos fluxos de lava.
Fluxos de lava com fluxos mais antigos e mais novos rotulados, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da lava fluindo sobre o penhasco ao redor de Olympus Mons, vista por CTX
Vista de perto da lava movendo-se sobre o penhasco ao redor de Olympus Mons, vista pela HiRISE no programa HiWish
Outros recursos no quadrilátero de Tharsis
Bloco Tharsis Tholus , visto pela HiRISE. Block provavelmente caiu por Tharsis Tholus, que fica logo à direita.
Cratera Pangboche, vista pela HiRISE. A cratera Pangboche é uma cratera muito jovem de 11 km de diâmetro próxima ao cume do Monte Olimpo. Observe as paredes íngremes.
Tractus Catena Floor, visto pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Gigas Sulci , visto pela THEMIS . Cumes lineares ondulados são dunas. Riscos escuros em declives são visíveis em alguns declives se você clicar na imagem para ampliá-la.
Rahe Crater, visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter ).
Delta na cratera Rahe, visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da Cratera Rahe.
Fluxos e poços, conforme 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 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
Referências
links externos
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