Quadrângulo de Thaumasia - Thaumasia quadrangle

Thaumasia quadrilátero
USGS-Mars-MC-25-ThaumasiaRegion-mola.png
Mapa do quadrângulo de Thaumasia 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 90 ° 00′W / 47,5 ° S 90 ° W / -47,5; -90 Coordenadas : 47,5 ° S 90 ° W47 ° 30′S 90 ° 00′W /  / -47,5; -90
Imagem do Quadrilátero Thaumasia (MC-25). A parte norte inclui o planalto de Thaumasia . A parte sul contém terreno montanhoso com muitas crateras e planícies baixas relativamente suaves, como Aonia Planum e Icaria Planum . Partes de Solis Planum , Aonia Terra e Bosporus Planum também são encontradas neste quadrilátero. A parte centro-leste inclui a cratera Lowell .

O quadrângulo de Thaumasia 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 Thaumasia também é conhecido como MC-25 (Mars Chart-25). O nome vem de Thaumas , o deus das nuvens e das aparições celestiais.

O quadrângulo de Thaumasia cobre a área de 60 ° a 120 ° de longitude oeste e 30 ° a 65 ° de latitude sul em Marte . O quadrângulo de Thaumasia contém muitas regiões diferentes ou partes de muitas regiões: Solis Planum , Icaria Planum , Aonia Terra , Aonia Planum , Bosporus Planum e Thaumasia Planum . Uma das primeiras grandes redes de canais de fluxo, chamada Warrego Valles, foi descoberta aqui pelos primeiros orbitadores. Outro sinal de água é a presença de ravinas esculpidas em encostas íngremes.

Gaivotas marcianas

As valas são comuns em algumas partes de Marte. Os barrancos ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes das crateras. Acredita-se que os barrancos marcianos 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 idéias 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.

Existem evidências para todas as três teorias. A maior parte das cabeceiras das ravinas ocorrem 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 ralos. 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. Esse manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, suaviza 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 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 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. Muito poucos barrancos são encontrados na região de Thaumasia; no entanto, alguns estão presentes nas elevações mais baixas, como a ilustrada abaixo na cratera Ross .

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.

Dunas de areia

Muitos lugares em Marte têm dunas de areia. Algumas crateras na Thaumasia apresentam manchas escuras. Fotos de alta resolução mostram que as marcas escuras são dunas de areia escuras. As dunas de areia escura provavelmente contêm o basalto de rocha ígnea. A cratera Brashear , ilustrada abaixo, é uma cratera com dunas escuras.

Warrego Valles

As imagens do Mariner 9 e da Viking Orbiter mostraram uma rede de vales ramificados na Thaumasia chamados Warrego Valles . Essas redes são evidências de que Marte pode ter sido mais quente, mais úmido e talvez tenha tido precipitação na forma de chuva ou neve. Um estudo com o Mars Orbiter Laser Altimeter , Thermal Emission Imaging System (THEMIS) e a Mars Orbiter Camera (MOC) apóia a ideia de que Warrego Valles foi formado a partir da precipitação. À primeira vista, eles se assemelham aos vales dos rios em nossa Terra. Mas imagens mais nítidas de câmeras mais avançadas revelam que os vales não são contínuos. Eles são muito antigos e podem ter sofrido os efeitos da erosão. A imagem abaixo mostra alguns desses vales ramificados.

Crateras

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.

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 principais alvos da busca por evidências de vida no Planeta Vermelho.

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.

Outras vistas da Thaumasia

Outros quadrantes de Marte

A imagem acima contém links clicáveisImagem 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 / 0; -180 está na extrema esquerda no equador . As imagens do mapa foram obtidas pela Mars Global Surveyor .
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Mapa interativo de Marte

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa de Marte
A imagem acima contém links clicáveisMapa 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

Leitura adicional

  • Lorenz, R. 2014. The Dune Whisperers. O Relatório Planetário: 34, 1, 8-14
  • Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Springer Praxis Books / Geophysical Sciences.

links externos