Cuadrángulo de Cebrenia

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Imagen del Cuadrángulo de Cebrenia (MC-7). El noroeste contiene llanuras relativamente suaves; el sureste contiene Hecates Tholus (uno de tres volcanes de escudo de Elysium) y Phlegra Montes (un sistema de cresta).
El cuadrángulo de Cebrenia forma parte de una serie de 30 mapas cuadrángulos de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). El cuadrángulo se encuentra en la porción noreste del hemisferio oriental de Marte y abarca de 120° a 180° de longitud este (180° a 240° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. Utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrángulo de Cebrenia también se conoce como MC-7 (Carta de Marte-7). Incluye parte de Utopia Planitia y Arcadia Planitia. Los límites sur y norte del cuadrángulo de Cebrenia tienen aproximadamente 3.065 km (1.905 mi) y 1.500 km (930 mi) de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2050 km (1270 mi) (algo menos que la longitud de Groenlandia). El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4,9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3 % de la superficie de Marte.

Origen del nombre

Cebrenia es una formación de albedo telescópico centrada en 50° N y 150° E en Marte. Recibe su nombre de Cebrenia, un país cercano a la antigua Troya. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958.

Fisiografía y geología

Las características más destacadas del cuadrángulo son los grandes cráteres Mie y Stokes, el volcán Hecates Tholus y el grupo de montañas Phlegra Montes. Esta zona es en su mayor parte una llanura plana y lisa, por lo que los cráteres Mie y Stokes, relativamente grandes, realmente destacan. La región de Galaxias presenta una zona caótica, donde el suelo parece haberse derrumbado.El Viking 2 (parte del programa Viking) aterrizó cerca de Mie el 3 de septiembre de 1976. Sus coordenadas de aterrizaje fueron 48° N y 226° O.

Resultados de la misión Viking 2

Lo que parecería caminar alrededor del sitio de aterrizaje

El cielo sería de un rosa claro. La tierra también se vería rosada. La superficie sería irregular; el suelo formaría surcos. Grandes rocas estarían esparcidas. La mayoría de las rocas son de tamaño similar. Muchas de las rocas tendrían pequeños agujeros o burbujas en sus superficies causados por el escape de gas después de que las rocas salieran a la superficie. Algunas rocas mostrarían erosión debido al viento. Muchas rocas parecerían estar encaramadas, como si el viento hubiera removido gran parte del suelo en sus bases. En invierno, la nieve o la escarcha cubrirían la mayor parte del suelo. Habría muchas pequeñas dunas de arena que aún estarían activas. La velocidad del viento sería típicamente de 7 metros por segundo (16 millas por hora). Habría una costra dura en la superficie del suelo similar a un depósito, llamado caliche, que es común en el suroeste de Estados Unidos. Estas costras se forman por soluciones de minerales que ascienden a través del suelo y se evaporan en la superficie. Los científicos, en un artículo de septiembre de 2009 publicado en la revista Science, afirmaron que si la Viking 2 hubiera excavado tan solo cuatro pulgadas más profundo, habría alcanzado una capa de hielo casi puro.

Análisis del suelo

Imagen de Marte tomada por Viking 2
El suelo se asemejaba al producido por la erosión de lavas basálticas. El suelo analizado contenía abundante silicio y hierro, junto con cantidades significativas de magnesio, aluminio, azufre, calcio y titanio. Se detectaron oligoelementos, como estroncio e itrio. La cantidad de potasio fue cinco veces menor que el promedio de la corteza terrestre. Algunas sustancias químicas del suelo contenían azufre y cloro, similares a los compuestos típicos que quedan tras la evaporación del agua de mar. El azufre estaba más concentrado en la corteza superficial que en el suelo subyacente. El azufre podría estar presente en forma de sulfatos de sodio, magnesio, calcio o hierro. También es posible la presencia de sulfuro de hierro. Tanto el rover Spirit como el rover Opportunity encontraron sulfatos en Marte. El Opportunity (que aterrizó en 2004 con instrumentos avanzados) encontró sulfato de magnesio y sulfato de calcio en Meridiani Planum. Utilizando los resultados de las mediciones químicas, los modelos minerales sugieren que el suelo podría ser una mezcla de aproximadamente un 90 % de arcilla rica en hierro, aproximadamente un 10 % de sulfato de magnesio (¿kieserita?), aproximadamente un 5 % de carbonato (calcita) y aproximadamente un 5 % de óxidos de hierro (¿hematita, magnetita, goethita?). Estos minerales son productos típicos de la meteorización de las rocas ígneas máficas. Estudios con imanes a bordo de los módulos de aterrizaje indicaron que el suelo contiene entre un 3 % y un 7 % de materiales magnéticos en peso. Los compuestos químicos magnéticos podrían ser magnetita y maghemita, que podrían provenir de la meteorización de la roca basáltica. Los experimentos realizados por el rover Mars Spirit (que aterrizó en 2004) indicaron que la magnetita podría explicar la naturaleza magnética del polvo y el suelo de Marte. Se encontró magnetita en el suelo y que la parte más magnética del mismo era oscura. La magnetita es muy oscura.

Búsqueda de vida

Viking realizó tres experimentos para buscar vida. Los resultados fueron sorprendentes e interesantes. La mayoría de los científicos ahora cree que los datos se debieron a reacciones químicas inorgánicas del suelo, aunque algunos científicos aún creen que se debieron a reacciones de vida. No se encontraron sustancias químicas orgánicas en el suelo. Sin embargo, las zonas áridas de la Antártida tampoco tienen compuestos orgánicos detectables, pero sí organismos que viven en las rocas. Marte casi no tiene capa de ozono, como la Tierra, por lo que la luz ultravioleta esteriliza la superficie y produce sustancias químicas altamente reactivas, como peróxidos, que oxidarían cualquier sustancia orgánica. El módulo de aterrizaje Phoenix descubrió el perclorato en el suelo marciano. El perclorato es un oxidante fuerte, por lo que podría haber destruido cualquier materia orgánica en la superficie. Si está ampliamente distribuido en Marte, la vida basada en el carbono sería difícil en la superficie del suelo.
Parte brillante es hielo de agua que ha sido expuesto por impacto. El hielo fue identificado usando CRISM en el MRO. Ubicación es 55.57 norte y 150.62 este.
Una investigación, publicada en el Journal of Geophysical Research en septiembre de 2010, propuso la presencia de compuestos orgánicos en el suelo analizado por las sondas Viking 1 y 2. En 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix de la NASA detectó perclorato, un compuesto que puede descomponer compuestos orgánicos. Los autores del estudio descubrieron que el perclorato destruye la materia orgánica al calentarse y produce clorometano y diclorometano, los mismos compuestos de cloro descubiertos por ambas sondas Viking al realizar las mismas pruebas en Marte. Dado que el perclorato habría descompuesto cualquier materia orgánica marciana, la cuestión de si la sonda Viking encontró vida sigue abierta.

Hielo expuesto en nuevos cráteres

Una impresionante investigación, publicada en la revista Science en septiembre de 2009, ha demostrado que algunos cráteres nuevos en Marte muestran hielo de agua pura al descubierto. Tras un tiempo, el hielo desaparece y se evapora en la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos pies de profundidad. La presencia de hielo se confirmó con el Espectrómetro de Imágenes Compacto (CRISM) a bordo del Orbitador de Reconocimiento de Marte (MRO). Se encontró hielo en un total de cinco ubicaciones. Tres de ellas se encuentran en el cuadrángulo de Cebrenia. Estas ubicaciones son: 55°34′N 150°37′E / 55.57, -150.62, -55.57; 150.62, 43°17′N 176°54′E / 43.28, -176.9, -43.28, -176.9 y 45°00′N 164°30′E / 45°N 164.5, -45, -164.5. Este descubrimiento demuestra que los futuros colonos de Marte podrán obtener agua de una amplia variedad de lugares. El hielo puede excavarse, derretirse y luego desintegrarse para proporcionar oxígeno e hidrógeno frescos como combustible para cohetes. El hidrógeno era el potente combustible utilizado por los motores principales del transbordador espacial.
  • Two pictures from HiRISE showing how ice disappeared over time in a crater. Crater on left is before ice disappeared. Crater is 6 meters in diameter.
    Dos fotos de HiRISE mostrando cómo el hielo desapareció con el tiempo en un cráter. Crater a la izquierda es antes de que el hielo desapareciera. El cráter tiene 6 metros de diámetro.

Otros cráteres de impacto

Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor; en contraste, los cráteres volcánicos no suelen tener borde ni depósitos de material eyectado. A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una potente explosión, las rocas de las profundidades subterráneas son expulsadas a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que yace en las profundidades.
  • Kufra Crater Floor, as seen by HiRISE. Pits are thought to be caused by escaping water.
    Kufra Crater Floor, como ha visto HiRISE. Se cree que las pastillas son causadas por escapar del agua.
  • Fenagh Crater Ejecta, as seen by HiRISE
    Fenagh Crater Ejecta, visto por HiRISE
  • Chincoteague Crater, as seen by HiRISE Gullies are visible on the wall. Gullies are being formed today with dry ice. In the past water may have been involved.
    Chincoteague Crater, visto por HiRISE Gullies son visibles en la pared. Hoy se forman Gullies con hielo seco. En el pasado el agua puede haber estado implicada.
  • Close-up of Chincoteague Crater, as seen by HiRISE Gullies are visible on the wall. Gullies are being formed today with dry ice. In the past water may have been involved.
    Cierre de Chincoteague Crater, visto por HiRISE Gullies son visibles en la pared. Hoy se forman Gullies con hielo seco. En el pasado el agua puede haber estado implicada.
  • Layers in wall of crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Capas en la pared del cráter, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Mie Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Viking 2 landed near Mie Crater in 1976.
    Mie Crater, visto por la cámara CTX (en Marte Reconnaissance Orbiter). Vikingo 2 aterrizaba cerca de Mie Crater en 1976.
  • Western side of Adams Crater (Martian Crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter)
    El lado occidental de Adams Crater (Cráter Marciano), como lo ve la cámara CTX (en Marte Reconnaissance Orbiter)
  • Western side of Tyndall (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter)
    lado occidental de Tyndall (Cráter marciano), visto por la cámara CTX (en Marte Reconnaissance Orbiter)
  • Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Crater, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Crater showing layers, as seen by HiRISE under HiWish program
    Cráter mostrando capas, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Close view of layers in crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Dark line are defects in image. This image was taken during a global dust storm.
    Vista estrecha de capas en cráter, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish. La línea oscura son defectos en la imagen. Esta imagen fue tomada durante una tormenta mundial de polvo.
  • Ejecta lobes from an impact crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Los lóbulos de Ejecta de un cráter de impacto, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Craters with layered mounds and tall, sharp rims, as seen by HiRISE under HiWish program
    Cazadores con montículos de capas y bordes altos y afilados, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Wide view of crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Amplia vista del cráter, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish

Hecates Tholus

Investigaciones recientes llevan a los científicos a creer que el Hecates Tholus entró en erupción explosiva hace unos 350 millones de años. Las erupciones crearon depresiones en las laderas del volcán. Hace cinco millones de años, se formaron depósitos glaciares dentro de estas depresiones. Algunos valles del Hecates muestran un patrón de drenaje paralelo.
  • Hecates Tholus, as seen by Mars Global Surveyor
    Hecates Tholus, como ha visto Mars Global Surveyor
  • Hecates Tholus topography
    Hecates Tholus topography
  • Hecates Tholus Ridges, as seen by HiRISE. Ridges are to the west-northwest of Hecates Tholus. The deepest ridge was measured to be about 50 meters high.[27]
    Localiza a Tholus Ridges, como ha visto HiRISE. Las colinas van al oeste-noroeste de Hecates Tholus. La cresta más profunda se midió a unos 50 metros de altura.
  • Buvinda Vallis, as seen by THEMIS. Buvinda Vallis is associated with Hecates Tholus; it lies just east of Hecates Tholus.
    Buvinda Vallis, como ha visto THEMIS. Buvinda Vallis se asocia con Hecates Tholus; se encuentra justo al este de Hecates Tholus.
  • Lava channels on flank of Hecates Tholus, as seen by HiRISE under HiWish program. A crater has been partially covered over by lava flows. This crater will be enlarged in the next image.
    Canales de lava en flanco de Hecates Tholus, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. Un cráter ha sido parcialmente cubierto por los flujos de lava. Este cráter se ampliará en la siguiente imagen.
  • Enlarged view of lava filling a crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Vista ampliada de lava llenando un cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Crater on edge of lava flow on Hecates Tholus, as seen by HiRISE under HiWish program. Lava seems to have formed tail shape on the lee side of obstacles like crater rims.
    Crater on edge of lava flow on Hecates Tholus, as seen by HiRISE under HiWish program. Lava parece haber formado la forma de la cola en el lado de la punta de los obstáculos como los bordes del cráter.

Interacciones volcan-ice

Se cree que existen grandes cantidades de hielo de agua bajo la superficie de Marte. Algunos canales se encuentran cerca de zonas volcánicas. Cuando la roca fundida subterránea se acerca a este hielo, pueden formarse grandes cantidades de agua líquida y lodo. Hrad Vallis, en el cuadrángulo de Cebrenia, se encuentra cerca de Elysium Mons, un gran volcán, que pudo haber aportado agua para crear el canal. Hrad Vallis se muestra a continuación.
  • Hrad Vallis may have been formed when the large Elysium Mons volcanic complex melted ground ice, as seen by THEMIS.
    Hrad Vallis puede haber sido formado cuando el gran complejo volcánico de Elysium Mons fundido hielo de suelo, como lo ha visto THEMIS.
  • Streamlined islands in Hrad Vallis, as seen by HiRISE
    Islas Streamlined en Hrad Vallis, como ha visto HiRISE

Región de Galaxias

El suelo de Galaxias parece haberse derrumbado. Estas formaciones terrestres en Marte se denominan "terreno caótico". Galaxias Chaos es diferente de muchas otras regiones caóticas. No presenta canales de salida asociados ni una gran diferencia de elevación con respecto a la superficie terrestre circundante, como la mayoría de las demás regiones caóticas. Una investigación de Pedersen y Head, publicada en 2010, sugiere que Galaxias Chaos es el sitio de un flujo volcánico que enterró una capa rica en hielo, denominada Formación Vastitas Borealis (VBF). Se cree generalmente que la VBF es un residuo de materiales ricos en agua depositados por grandes inundaciones. La VBF podría haber tenido un grosor variable y contener cantidades variables de hielo. En la tenue atmósfera de Marte, esta capa habría desaparecido lentamente por sublimación (pasando directamente de sólido a gas). Dado que algunas áreas se habrían sublimado más que otras, la capa de lava superior no habría estado soportada uniformemente y se habría agrietado. Las grietas/depresiones podrían haberse originado por sublimación y contracción a lo largo de los bordes del casquete de lava. La tensión causada por el socavamiento del borde del casquete habría provocado grietas en este. Los lugares con grietas habrían experimentado una mayor sublimación, que posteriormente se ensancharía y formaría el terreno en bloques característico de las regiones caóticas. El proceso de sublimación podría haber sido favorecido por el calor (flujo geotérmico) procedente de los movimientos del magma. Existen volcanes cercanos, concretamente Elysium Montes y Hecates Tholus, que probablemente estén rodeados de diques, lo que habría calentado el suelo. Además, un período más cálido en el pasado habría aumentado la cantidad de agua que sublimaba del suelo.
  • This series of drawings shows a model for the formation of Martian chaos, as proposed by Pedersen and Head 2011.[32] Amount of sublimation is exaggerated to improve understanding. Click on image to see more details.
    Esta serie de dibujos muestra un modelo para la formación del caos marciano, propuesto por Pedersen y Head 2011. La cantidad de sublimación es exagerada para mejorar la comprensión. Haga clic en la imagen para ver más detalles.
  • Galaxius Mons, as seen by HiRISE. The black line was a section that was not imaged. There are many more details visible on the original image.
    Galaxius Mons, visto por HiRISE. La línea negra era una sección que no se imaginaba. Hay muchos más detalles visibles en la imagen original.
  • Galaxias Fossae Trough, as seen by HiRISE
    Galaxias Fossae Trough, visto por HiRISE
  • Galaxias Chaos as seen by CTX. The scene in the next image is a part of this picture.
    Galaxias Chaos visto por CTX. La escena en la siguiente imagen es parte de esta imagen.
  • Galaxias Chaos as seen by HiRISE
    Galaxias Chaos visto por HiRISE

Evidencia de glaciares

Glaciares, definidos vagamente como parches de hielo que fluye actualmente o recientemente, se cree que están presentes en áreas extensas pero restringidas de la superficie marciana moderna, y se infiere que en ocasiones estuvieron más ampliamente distribuidos en el pasado. Las características convexas lobuladas en la superficie, conocidas como características de flujo viscoso y plataformas de escombros lobuladas, que muestran las características del flujo no newtoniano, ahora se consideran casi unánimemente como verdaderos glaciares. Sin embargo, una variedad de otras características en la superficie también se han interpretado como directamente relacionadas con el hielo que fluye, como el terreno erosionado, el relleno de valles lineales, el relleno de cráteres concéntricos y las crestas arqueadas. Las plataformas de escombros lobuladas (LDA) y el relleno de valles lineales (LVF) son principalmente hielo con una cubierta de escombros, pero sus formas dependen de sus ubicaciones. Cuando están confinadas dentro de un valle, hay LVF; Por el contrario, cuando no está confinado, este hielo cubierto de escombros en movimiento forma LDA.También se cree que la variedad de texturas superficiales observadas en imágenes de latitudes medias y regiones polares están relacionadas con la sublimación del hielo glacial.Las imágenes a continuación muestran características probablemente asociadas con los glaciares.

  • Elephant Foot Glacier in the Earth's Arctic, as seen by Landsat 8. This picture shows several glaciers that have the same shape as many features on Mars that are believed to also be glaciers.
    Elephant Foot Glacier en el Ártico de la Tierra, como lo ve Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características en Marte que se cree que también son glaciares.
  • Wide view of a cliff and remains of a glacier, as seen by HiRISE under HiWish program
    Amplia vista de un acantilado y restos de un glaciar, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Close-up of grooves left by a glacier, as seen by HiRISE under HiWish program. The presence of grooves suggest that it was a wet-based glacier. Moisture under the glacier may have helped Martian organisms to survive.
    Cerca de los surcos dejados por un glaciar, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish. La presencia de los surcos sugiere que era un glaciar mojado. La humedad bajo el glaciar puede haber ayudado a los organismos marcianos a sobrevivir.
  • Lineated valley fill, as seen by HiRISE under HiWish program
    Relleno de valle lineado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Close view of lineated valley fill and mantle, as seen by HiRISE under HiWish program
    Vista estrecha de relleno de valle lineado y manto, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Flow being constricted, as seen by HiRISE under HiWish program
    Flujo siendo restringido, como lo ha visto HiRISE bajo el programa HiWish

Canales

Existe una enorme evidencia de que alguna vez fluyó agua por los valles fluviales de Marte. Se han observado imágenes de canales curvos en imágenes tomadas por la sonda espacial Mariner 9 a principios de la década de 1970. De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar todos los canales de Marte era incluso mayor que el océano que se cree que pudo haber tenido el planeta. Es probable que el agua se reciclara muchas veces desde el océano hasta la lluvia en Marte.
  • Streamlined form along channel, as seen by HiRISE under HiWish program
    Forma simplificada a lo largo del canal, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Context for next image of layers along Hrad Vallis, as seen by CTX. Photo labeled with layers, streamlined forms, and arrow indicating direction water flowed.
    Contexto para la siguiente imagen de capas a lo largo de Hrad Vallis, como se ve en CTX. Foto etiquetada con capas, formas aerodinámicas y flecha indicando el flujo de agua de dirección.
  • Layers exposed along Hrad Vallis, as seen by HiRISE under HiWish program
    Capas expuestas a lo largo de Hrad Vallis, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Channel, as seen by HiRISE under HiWish program
    Canal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

Cráteres pedagógicos

Un cráter de pedestal es un cráter cuya eyección se asienta sobre el terreno circundante, formando así una plataforma elevada (similar a un pedestal). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, provocando así una erosión más lenta del área circundante. Algunos pedestales se han medido con precisión y se encuentran a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. Como resultado, tanto el cráter como su manto de eyección se elevan sobre el entorno. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner.
  • Pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Cráter pedagógico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Cráter pedagógico, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

Boulders in pits

En algunos lugares de Marte se observan rocas que se asientan en fosas. Esta formación podría deberse a la interacción del viento con una roca. La velocidad del viento junto a la roca puede ser mayor, al igual que el aire que se mueve sobre el ala de un avión es más rápido en la parte superior curva. Esa mayor velocidad junto a la roca arrastraría más tierra y, por lo tanto, formaría una fosa.
  • Close view of ejecta of pedestal crater with boulders in pits, as seen by HiRISE under HiWish program. Arrow shows one of example of a boulder sitting in a pit. This image will be enlarged to better show this in the next two images.
    Vista estrecha de eyecta de cráter de pedestal con rocas en fosos, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish. Arrow muestra un ejemplo de una roca sentada en una fosa. Esta imagen se ampliará para mostrar mejor esto en las próximas dos imágenes.
  • Closer view of ejecta, as seen by HiRISE under HiWish program. Note: Arrows show examples of boulders sitting in pits.
    Vista más cercana de eyecta, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: Arrows muestra ejemplos de rocas sentadas en fosos.
  • Close view of ejecta, as seen by HiRISE under HiWish program. Note: Arrows show examples of boulders sitting in pits.
    Vista estrecha de eyecta, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: Arrows muestra ejemplos de rocas sentadas en fosos.

Estructuras de capa

  • Wide view of groups of layers, as seen by HiRise under HiWish program. These layers probably represent mantle deposited when climate changed. They were shaped by the wind.
    Amplia vista de grupos de capas, como ha visto HiRise bajo el programa HiWish. Estas capas probablemente representan manto depositado cuando el clima cambió. Estaban moldeados por el viento.
  • Close view of a group of layers, as seen by HiRise under HiWish program. Note: This is an enlargement from the previous image.
    Vista estrecha de un grupo de capas, como lo ve HiRise bajo el programa HiWish. Nota: Esta es una ampliación de la imagen anterior.
  • Close, color view of a group of layers, as seen by HiRise under HiWish program. Note: This is an enlargement from a previous image.
    Cerca, vista de color de un grupo de capas, como se ve por HiRise bajo el programa HiWish. Nota: Esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Layered feature in old crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Función de capa en el cráter antiguo, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish

Manto dependiente de la latitud

Grandes secciones de la superficie de Marte están cubiertas por un manto grueso y liso. Se cree que cayó del cielo sobre polvo cubierto de hielo. Este manto, rico en hielo, podría tener solo unos pocos metros de espesor. Debido a la escasez de cráteres en este manto, se considera relativamente joven.Los cambios en la inclinación de Marte provocan grandes cambios en la distribución de la humedad. Esta suele viajar de ida y vuelta desde las regiones polares hasta las latitudes medias. Durante ciertos períodos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha, nieve y polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. La cantidad de polvo experimenta grandes cambios. El vapor de agua se condensa sobre las partículas, que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo de la parte superior del manto regresa a la atmósfera, deja polvo que aísla el hielo restante. El hielo puede conservarse durante largos períodos en este manto.
  • Close up view of mantle, as seen by HiRISE under the HiWish program. Mantle may be composed of ice and dust that fell from the sky during past climatic conditions.
    Vista de cerca del manto, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish. Mantle puede estar compuesto de hielo y polvo que cayeron del cielo durante las condiciones climáticas pasadas.
  • Latitude dependent mantle, as seen by HiRISE under HiWish program
    Manto dependiente de la latitud, visto por HiRISE bajo el programa HiWish

Relleno de cráter concentrado (CCF)

  • Concentric crater fill, as seen by HiRISE under HiWish program
    Relleno de cráter concentrado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Close view of concentric crater fill, as seen by HiRISE under HiWish program Concentric crater fill (CCF) is considered to be glacier-like in that it has ice below and thin layer of debris. The debris layer prevents the ice from escaping into the air.
    Vista estrecha de relleno de cráter concéntrico, como se ve por HiRISE bajo programa HiWish El relleno de cráter concentrado (CCF) se considera como glaciar-como en que tiene hielo debajo y capa delgada de escombros. La capa de escombros evita que el hielo se escape al aire.

Imágenes adicionales en el cuadrián de Cebrenia

  • Lava channels, as seen by HiRISE under HiWish program The black strip is from an equipment malfunction.
    Canales de lava, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish La tira negra es de un mal funcionamiento del equipo.
  • Close view of lava channels, as seen by HiRISE under HiWish program As the lava cools it forms levels on its sides because the lava on the edge cools (and hardens) faster.
    Vista estrecha de canales de lava, como se ve por HiRISE bajo el programa HiWish A medida que la lava se enfría forma niveles en sus lados porque la lava en el borde se enfría (y se endurece) más rápido.
  • Map of Cebrenia. Viking 2 landed near Mie crater. The volcano Hecates probably has glaciers on its slopes.
    Mapa de Cebrenia. Vikingo 2 aterrizó cerca del cráter Mie. El volcán Hecates probablemente tiene glaciares en sus laderas.
  • Troughs, as seen by HiRISE under HiWish program. Layers are also visible in the image.
    Troughs, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Las capas también son visibles en la imagen.
  • Ridge and surface features near rim of Adams crater, as seen by HiRISE under HiWish program
    Ridge y las características de la superficie cerca del borde del cráter de Adams, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
  • Cones, as seen by HiRISE under HiWish program These may be mud volcanoes. Mud volcanoes may contain remains of life, as the mud comes down from deep depth; hence, were protected from surface radiation.
    Cones, visto por HiRISE bajo el programa HiWish Estos pueden ser volcanes de barro. Los volcanes mudos pueden contener restos de vida, ya que el lodo baja de profundidad profunda; por lo tanto, fueron protegidos de la radiación superficial.
  • Crater ejecta, as seen by HiRISE under HiWish program
    Crater eyecta, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Contact between lower light-toned unit and an upper dark unit, as seen by HiRISE under HiWish program
    Contacto entre la unidad inferior de tono ligero y una unidad oscura superior, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Brain terrain on crater floor, as seen by HiRISE under HiWish program
    Terrenos cerebrales en suelo de cráter, como lo ha visto HiRISE bajo el programa HiWish
  • Possible dike, as seen by HiRISE under HiWish program. Here magma probably moved along a fault line underground. Later erosion removed all but the hardened magma.
    Posible dique, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Aquí magma probablemente se movió a lo largo de una línea de falla bajo tierra. Más tarde la erosión quitó todo menos el magma endurecido.

Véase también

  • Climate of Mars
  • Geología de Marte
  • Glaciar
  • Glaciares en Marte
  • HiRISE
  • Programa HiWish
  • Cráter de impacto
  • Manto dependiente de la latitud
  • Relleno de valle
  • Lista de cuadrantes en Marte
  • Lista de montañas en Marte
  • Lista de rocas en Marte
  • Marciano caos terreno
  • Cráter de Pedestal
  • Vallis
  • Volcanología de Marte
  • Agua en Marte

Referencias

  1. ^ Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. “Geodesy and Cartography” en Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Marte. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Distancias calculadas utilizando la herramienta de medición del Viento Mundial de la NASA. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
  3. ^ Aproximada mediante la integración de tiras latitudinal con área de R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) de 30° a 65° de latitud; donde R = 3889 km, A es latitud y ángulos expresados en radianos. Véase: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
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