Valles Marineris
Valles Marineris (en latín, Mariner Valleys, llamado así por el orbitador marciano Mariner 9 de 1971–72 que lo descubrió) es un sistema de cañones que recorre la superficie marciana al este de la región de Tharsis. Con más de 4000 km (2500 mi) de largo, 200 km (120 mi) de ancho y hasta 7 km (23 000 pies) de profundidad, el Valles Marineris es uno de los cañones más grandes del Sistema Solar, solo superado en longitud por los valles del rift. del sistema de dorsales en medio del océano de la Tierra.
Valles Marineris se encuentra a lo largo del ecuador de Marte, en el lado este de Tharsis Bulge, y se extiende por casi una cuarta parte de la circunferencia del planeta. El sistema de cañones comienza en el oeste con Noctis Labyrinthus; procediendo hacia el este están Tithonium e Ius chasmata, luego Melas, Candor y Ophir chasmata, luego Coprates Chasma, luego Ganges, Capri y Eos chasmata; finalmente desemboca en una región de canal de salida que contiene un terreno caótico que termina en la cuenca de Chryse Planitia.
Se ha sugerido recientemente que Valles Marineris es una gran "grieta" en la corteza marciana. La mayoría de los investigadores están de acuerdo en que se formó a medida que la corteza se espesaba en la región de Tharsis al oeste, y posteriormente se ensanchó por la erosión. Cerca de los flancos orientales de la grieta, parece haber canales que pueden haber sido formados por agua o dióxido de carbono. También se ha propuesto que Valles Marineris es un gran canal formado por la erosión de la lava que fluye desde el flanco de Pavonis Mons.
Formación
Las teorías sobre la formación de Valles Marineris han cambiado a lo largo de los años. Las ideas en la década de 1970 eran la erosión por agua o la actividad termokarst, que es el derretimiento del permafrost en climas glaciales. La actividad del termokarst puede haber contribuido, pero la erosión por agua es un mecanismo problemático porque el agua líquida no puede existir en la mayoría de las condiciones actuales de la superficie marciana, que normalmente experimentan alrededor del 1 % de la presión atmosférica de la Tierra y un rango de temperatura de 148 K (−125 °C; −193 °F) a 310 K (37 °C; 98 °F). Sin embargo, muchos científicos están de acuerdo en que el agua líquida fluyó sobre la superficie marciana en el pasado, cuando las condiciones atmosféricas eran diferentes. Valles Marineris pudo haber sido agrandado por el agua que fluía en ese momento. Otra hipótesis de McCauley en 1972 fue que los cañones se formaron por la retirada del magma del subsuelo. Alrededor de 1989, se propuso una teoría de formación por fracturamiento tensional. La teoría más acordada hoy en día es que Valles Marineris se formó por fallas de grietas como la grieta de África Oriental, luego ampliada por la erosión y el colapso de las paredes de la grieta. También se ha propuesto que Valles Marineris se formó por flujo de lava.
Se cree que la formación de Valles Marineris está estrechamente relacionada con la formación de Tharsis Bulge. El Tharsis Bulge se formó desde el período Noachian hasta el Hesperian tardío de Marte, en tres etapas. La primera etapa consistió en una combinación de vulcanismo y levantamiento isostático; pronto, sin embargo, el vulcanismo cargó la corteza hasta un punto en el que la corteza ya no podía soportar el peso adicional de Tharsis, lo que llevó a la formación generalizada de fosas en las regiones elevadas de Tharsis. La etapa dos consistió en más vulcanismo y una pérdida de equilibrio isostático; las regiones de origen del vulcanismo ya no residían debajo de Tharsis, creando una carga muy grande. Finalmente, la corteza no pudo sostener Tharsis y se formaron fracturas radiales, incluso en Valles Marineris. La etapa tres consistió principalmente en más vulcanismo e impactos de asteroides. La corteza, que ya había alcanzado su punto de falla, se quedó en su lugar y se formaron volcanes más jóvenes. El vulcanismo de Tharsis involucró magma de muy baja viscosidad, formando volcanes en escudo similares a los de la cadena de islas de Hawái, pero, debido a que hay una tectónica de placas activa menor o nula en Marte, la actividad del punto caliente condujo a historias muy largas de erupciones volcánicas repetidas al mismo tiempo. lugares, creando algunos de los volcanes más grandes del sistema solar, incluido el más grande, Olympus Mons.
Los deslizamientos de tierra han dejado numerosos depósitos en el suelo de Valles Marineris y han contribuido a ensancharlo. Los posibles desencadenantes de los deslizamientos de tierra son los sismos causados por la actividad tectónica o los eventos de impacto. Ambos tipos de eventos liberan ondas sísmicas que aceleran el suelo en y debajo de la superficie. Marte es mucho menos activo tectónicamente que la Tierra, y es poco probable que los terremotos de Marte hayan proporcionado ondas sísmicas de la magnitud requerida. La mayoría de los cráteres de tamaño considerable en Marte datan del Bombardeo Intenso Tardío, hace 4100 a 3800 millones de años (el período de Noé), y son más antiguos que los depósitos de deslizamientos de tierra en Valles Marineris. Sin embargo, se han identificado tres cráteres (incluido el cráter Oudemans), sobre la base de su proximidad y fechas posteriores, como aquellos cuya formación puede haber causado algunos de los deslizamientos de tierra.
Regiones de Valles Marineris
Noctis Laberinto
Noctis Labyrinthus, en el borde occidental del sistema de grietas de Valles Marineris, al norte de Siria Planum y al este de Pavonis Mons, es un terreno desordenado compuesto por enormes bloques que están muy fracturados. También contiene cañones que corren en diferentes direcciones y rodean grandes bloques de terreno más antiguo. La mayoría de las partes superiores de los bloques están compuestas de material fracturado más joven que se cree que es de origen volcánico asociado con la protuberancia de Tharsis. Las otras cimas están compuestas de material fracturado más antiguo que también se cree que es de origen volcánico, pero se diferencia del material más joven por una mayor aspereza y más cráteres de impacto. Los lados de los bloques están compuestos de material no dividido que se cree que es roca de basamento. El espacio entre los bloques se compone principalmente de material de suelo rugoso o liso. El material del piso áspero tiende a estar en la parte este de Noctis Labyrinthus y se cree que son escombros de las paredes o tal vez características eólicas que cubren la topografía áspera y los deslizamientos de tierra. Se cree que el material del piso liso está compuesto de material fluvial o basáltico y/o elementos eólicos que cubren un terreno accidentado y desordenado. Los terrenos como Noctis Labyrinthus se encuentran comúnmente en la cabecera de los canales de salida, como el explorado por la misión Pathfinder y su rover Sojourner. Se interpretan como un lugar de fallas en bloque hacia abajo asociado con la eliminación de fluidos del suelo en secuencias de inundaciones catastróficas. El fluido podría ser hielo y gas de dióxido de carbono, agua o lava. La hipótesis de la participación de lava está asociada con una propuesta de que Noctis Labyrinthus está directamente conectado a los tubos de lava en la ladera de Pavonis Mons.
Parte de Noctis Laberinto tomada con Mars Global Surveyor.
Capas en la pared de Noctis Labyrinthus tomadas con Mars Global Surveyor, bajo el programa MOC Public Targeting.
Sección de capas cerca de la parte superior de Noctis Labyrinthus, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish.
Grupo de capas cerca de la parte inferior de Noctis Labyrinthus, visto por HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de acantilado con capas en Noctis Laberrinthus.
Close-up of part of previous image of layers in Noctis Labyrinthus, as seen by HiRISE under the HiWish program.
Cierre de dunas complejas y oscuras en la imagen anterior del suelo de Noctis Labyrinthus, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Cierre de algunas capas en la pared de Noctis Labyrinthus, como ha visto HiRISE bajo el programa HiWish.
Ius y Tithonium chasmata
Más al este de Oudemans, Ius y Tithonium chasmata se encuentran paralelos entre sí, Ius al sur y Tithonium al norte. Ius es el más ancho de los dos y conduce a Melas Chasma. Ius tiene una cresta en el centro con el nombre de Geryon Montes, compuesta por la roca del basamento sin dividir. El suelo de Ius Chasma está compuesto principalmente de material prístino de deslizamientos de tierra, no muy degradado por la formación de cráteres o la erosión. El muro sur de Ius, y en menor medida el muro norte, tiene muchos valles cortos que se extienden más o menos perpendiculares a la línea de los chasmas. Estos valles tienen un borde de ataque rechoncho con cabeza de teatro muy parecido a las características que se ven en la meseta de Colorado cerca del Gran Cañón que aparecen a partir de la extracción de agua subterránea. (Con cabeza de teatro significa que, desde arriba, la cabeza del valle tiene una forma de U bien definida). El valle se propaga por la erosión continuada y el derrumbe del muro. Tithonium Chasma es muy similar a Ius, excepto que carece de las características de erosión en el lado sur y contiene una pequeña porción de material que es similar a las características del piso liso, excepto que parece ser una caída de ceniza que ha sido erosionada por el viento.. Entre los dos cañones, la superficie está compuesta de material fracturado más joven: flujos de lava y fallas de la extensión de la corteza del Tharsis Bulge.
Melas, Candor y Ophir chasmata
La siguiente porción de Valles Marineris hacia el este son tres chasmata, que de sur a norte son Melas, Candor y Ophir chasmata. Melas está al este de Ius, Candor está al este de Tithonium y Ophir aparece como un óvalo que se encuentra con Candor. Los tres chasmata están conectados. El piso de Melas Chasma es aproximadamente un 70% de material masivo más joven que se cree que es ceniza volcánica azotada por el viento en características eólicas. También contiene material de piso áspero de la erosión de las paredes del cañón. Además, en estas chasmata centrales hay una porción del piso que es más alta que el resto del piso, muy probablemente dejada por la continua caída del otro material del piso. Alrededor de los bordes de Melas también hay una gran cantidad de material deslizante, como se ve en Ius y Tithonium chasmata.
El material del suelo del sistema de cañones entre Candor y Melas chasmata está ranurado. Se interpreta como depósitos aluviales y/o material colapsado o contraído por remoción de hielo o agua. También hay porciones de material de piso masivo más antiguo y más joven de origen volcaniclástico, solo separados en edad por la distribución del cráter. También hay material de piso macizo grabado que es como el material macizo más joven y más antiguo, excepto que tiene características de erosión eólica. También hay algunas agujas de material indiviso compuesto del mismo material que las paredes del cañón.
Coprate Chasma
Más al este, el sistema de cañones se encuentra con Coprates Chasma, que es muy similar a Ius y Tithonium chasmata. Coprates difiere de Ius en el extremo oriental que contiene depósitos aluviales y material eólico y, al igual que Ius, tiene depósitos estratificados, aunque los depósitos en Coprates Chasma están mucho más definidos. Estos depósitos son anteriores al sistema Valles Marineris, lo que sugiere procesos de erosión y sedimentación posteriormente cortados por el sistema Valles Marineris. Los datos más recientes de Mars Global Surveyor sugieren que el origen de esta estratificación es simplemente una sucesión de deslizamientos de tierra, uno sobre otro, de origen volcánico, o puede ser el fondo de una cuenca de hielo de agua líquida o sólida, lo que sugiere que los cañones periféricos del sistema Valles Marineris podrían haber sido en algún momento lagos aislados formados por el colapso de la erosión. Otra posible fuente de depósitos en capas podría ser el viento, pero la diversidad de las capas sugiere que este material no es dominante. Tenga en cuenta que solo las capas superiores son delgadas, mientras que las capas inferiores son muy grandes, lo que sugiere que las capas inferiores estaban compuestas de roca desperdiciada en masa y las capas superiores provienen de otra fuente. Algunas de estas capas pueden haber sido transferidas al piso por deslizamientos de tierra en los que las capas se mantienen semi-intactas, sin embargo, la sección en capas se ve muy deformada con lechos de espesamiento y adelgazamiento que tienen multitud de pliegues, como se ve en la imagen MOC #8405. Este terreno complejo también podría ser solo sedimento erosionado de un antiguo lecho de un lago marciano y parecer complejo porque todo lo que tenemos es una vista aérea como un mapa geológico y no hay suficientes datos de elevación para ver si los lechos son horizontales.
Cerca de 60° W es el punto más profundo del sistema Valles Marineris (así como su punto más bajo por elevación) a 11 km (36 000 pies) por debajo de la meseta circundante. Hacia el este desde aquí hay una pendiente ascendente de aproximadamente 0,03 grados antes de llegar a los canales de salida, lo que significa que si vierte líquido en esta parte del cañón, formaría un lago con una profundidad de 1 km (3300 pies) antes de derramarse hacia las llanuras del norte.
Un campo de más de 100 conos picados en el suelo de Coprates Chasma ha sido interpretado como un conjunto de pequeños conos de toba o ceniza ígnea, con flujos de lava asociados. La datación del cráter indica que tienen una edad amazónica media o tardía, entre 200 y 400 millones de años.
Eos y Ganges chasmata
Más al este se encuentran Eos y Ganges chasmata. El suelo occidental de Eos Chasma se compone principalmente de un material masivo grabado compuesto de depósitos volcánicos o eólicos que luego fueron erosionados por el viento marciano. El extremo oriental del chasma de Eos tiene una gran área de barras aerodinámicas y estrías longitudinales. Esto se interpreta como depósitos de meseta tallados por corrientes y material transportado y depositado por fluido que fluye. Ganges Chasma es un chasma derivado de Eos en una tendencia general de este a oeste. El suelo del Ganges se compone principalmente de depósitos aluviales de las paredes del cañón.
Región de Crisa
Al este de Eos y Ganges, Valles Marineris desemboca en la región de Chryse de las llanuras del norte de Marte a una altura de solo 1 km (3300 pies) por encima del punto más profundo de Valles Marineris en Melas Chasma. Las regiones de salida de las llanuras del norte son similares al terreno que se ve en el lugar de aterrizaje del Mars Pathfinder. Una contraparte terrestre de estos canales de salida en la Tierra serían los scablands del este de Washington. Los scablands del este de Washington son el resultado de repetidas inundaciones catastróficas debido a la acumulación de una presa de hielo en la cabecera del lago Missoula en el Pleistoceno tardío. El dique de hielo bloquearía el agua por un tiempo, pero cuando se rompiera, el hielo flotaría sobre la inundación subsiguiente y vastas áreas quedarían despojadas de la capa superior del suelo y la vegetación, dejando una gran área estéril de "lágrima"; islas, surcos longitudinales y márgenes aterrazados. Muchas de estas características también se ven en los canales de salida marcianos, pero a mayor escala.
El flujo de salida se produce sucesivamente a través de varias regiones de terreno caótico, Aurorae Chaos e Hydraotes Chaos, y finalmente a través de Simud Valles y Tiu Valles hacia Chryse Planitia.
Mapa interactivo de Marte
Mapa interactivo de la topografía global de Marte. Hover el ratón sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas prominentes, y haga clic para conectarse a ellos. Colorear el mapa base indica elevaciones relativas, basadas en datos del Altímetro láser Mars Orbiter en la NASA Mars Global Surveyor. Blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km); seguido de rosas y rojos (+8 a +3 km); amarillo 0 km; verdes y azules son elevaciones más bajas (bajo a 8 a 8 km). Los ejes son latitud y longitud; se observan regiones polares.
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