El cuadrángulo de Casius es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). El cuadrángulo está ubicado en la parte norte y central del hemisferio Este de Marte y cubre de 60° a 120° de longitud Este (240° a 300° de longitud Oeste) y de 30° a 65° de latitud Norte. El cuadrángulo utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrángulo de Casius también se conoce como MC-6 (por sus siglas en inglés, Mars Chart-6).[1] El cuadrángulo de Casius contiene parte de Utopia Planitia y una pequeña parte de Terra Sabaea. Las fronteras sur y norte del cuadrángulo Casius tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia).[2] El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4.9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte.[3]
Origen de nombre
Casius es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 40 ° N y 100 ° E en Marte. La característica fue nombrada por Schiaparelli en 1888 en honor al monte Casius en Egipto, famoso en la antigüedad por las marismas costeras cercanas en las que se dice que se ahogaron ejércitos enteros. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958.[4]
Fisiografía y geología
El cuadrilátero Casius de alta latitud tiene varias características que se cree que indican la presencia de hielo en el suelo. El suelo estampado es una de esas características. Por lo general, las formas poligonales se encuentran hacia los polos de 55 grados de latitud.[5] Otras características asociadas con el hielo subterráneo son la topografía festoneada,[6] los cráteres de moldes anulares y el relleno de cráteres concéntricos.
Suelo estampado poligonal
El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte, especialmente en la topografía festoneada.[7][8] Se cree comúnmente que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar agua helada. El suelo modelado se forma en una capa de manto que cayó del cielo cuando el clima era diferente.[9] El suelo poligonal generalmente se divide en dos tipos: centro alto y centro bajo. El medio de un polígono central alto tiene 10 metros de ancho y sus depresiones tienen de 2 a 3 metros de ancho. Los polígonos del centro bajo tienen entre 5 y 10 metros de ancho y las crestas de los límites tienen entre 3 y 4 metros de ancho. Se han propuesto polígonos de centro bajo como marcador del hielo subterráneo.[10]
Cráteres de moldes anulares
Los cráteres de moldes anulares se parecen a los moldes anulares que se utilizan para hornear. Se cree que son causadas por un impacto en el hielo. El hielo está cubierto por una capa de escombros. Se encuentran en partes de Marte que han enterrado hielo. Los experimentos de laboratorio confirman que los impactos en el hielo dan como resultado una "forma de molde de anillo".[11][12][13] Pueden ser una forma fácil para que los futuros colonos de Marte encuentren agua helada.
Relleno de cráter concéntrico
El relleno de cráter concéntrico ocurre cuando el suelo de un cráter está cubierto en su mayor parte por una gran cantidad de crestas paralelas.[14] Se cree que son el resultado de un tipo de movimiento glacial.[15][16] A veces, los cantos rodados se encuentran en el relleno de cráteres concéntricos; se cree que cayeron de la pared del cráter y luego fueron transportados lejos de la pared con el movimiento del glaciar.[17][18] Los erráticos en la Tierra se llevaron a cabo por medios similares. Con base en medidas topográficas precisas de la altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de la profundidad de los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con algunas decenas de metros de escombros en la superficie.[19] El hielo acumulado en el cráter por nevadas en climas anteriores.[20]
Las imágenes de alta resolución tomadas con HiRISE revelan que algunas de las superficies de relleno de cráteres concéntricos están cubiertas con patrones extraños llamados terrenos cerebrales de células cerradas y células abiertas. El terreno se asemeja a un cerebro humano. Se cree que es causado por grietas en la superficie que acumulan polvo y otros escombros, junto con el hielo que se sublima de algunas de las superficies.[21]
Glaciares
Los glaciares más antiguos se encuentran ubicados en muchos lugares sobre Marte. Algunos están asociados con barrancos.
Nilosyrtis se extiende desde aproximadamente 280 a 304 grados de longitud oeste, por lo que, al igual que muchas otras características, se encuentra en más de un cuadrilátero. Parte de Nilosyrtis está en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, el resto está en el cuadrilátero de Casius.
El cambio climático provocó características ricas en hielo
Se cree que muchas características de Marte, incluidas muchas en el cuadrilátero de Casius, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. A veces, la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados[22][23] grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.
Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus actuales 25 grados, el hielo ya no es estable en los polos.[24] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad de la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias.[25][26] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran las características ricas en hielo.[23] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo.[27][28] El depósito de retardo cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo.[29] Tenga en cuenta que la capa de manto de superficie lisa probablemente representa solo material relativamente reciente.
Laboratorio de Ciencias de Marte
Nilosyrtis es uno de los sitios propuestos como lugar de aterrizaje para el Laboratorio de Ciencias de Marte . Sin embargo, no hizo el corte final. Estaba entre los 7 primeros, pero no entre los 4 primeros. El objetivo del Laboratorio Científico de Marte es buscar signos de vida antigua. Se espera que una misión posterior pueda devolver muestras de sitios identificados como que probablemente contengan restos de vida. Para bajar la nave de manera segura, se necesita un círculo plano, liso y de 12 millas de ancho. Los geólogos esperan examinar lugares donde alguna vez se acumuló agua.[30] Les gustaría examinar las capas de sedimentos.
Capas
Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. Se puede encontrar una discusión detallada de las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentaria Geología de Marte. La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. Las capas pueden estar formadas por el agua subterránea que se eleva depositando minerales y cementando sedimentos. En consecuencia, las capas endurecidas están más protegidas de la erosión. Este proceso puede ocurrir en lugar de que se formen capas debajo de los lagos.
Cauces
Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos de pendiente descendente asociados, que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres. Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor, ocurren en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene un nicho dendrítico en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, dando a todo el barranco una forma de reloj de arena.[31] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos tallados en las caras de las dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre las características y la aparente interacción con las características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creían que los procesos que excavan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa. Tan pronto como se descubrieron los barrancos,[31] investigadores comenzaron a visualizar muchos barrancos una y otra vez, buscando posibles cambios. Para 2006, se encontraron algunos cambios.[32] Más tarde, con un análisis más detallado, se determinó que los cambios podrían haber ocurrido por flujos granulares secos en lugar de ser impulsados por el agua que fluye.[33][34][35] Con observaciones continuas, se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y otros.[36] Con observaciones más repetidas, se han encontrado más y más cambios; Dado que los cambios ocurren en el invierno y la primavera, los expertos tienden a creer que los barrancos se formaron a partir del hielo seco. Las imágenes de antes y después demostraron que el momento de esta actividad coincidió con las heladas estacionales de dióxido de carbono y las temperaturas que no habrían permitido el agua líquida. Cuando la escarcha de hielo seco se convierte en gas, puede lubricar el material seco para que fluya, especialmente en pendientes pronunciadas.[37][38][39] En algunos años, las heladas, quizás tan gruesas como 1 metro.
Cráteres de pedestal
Un cráter de pedestal es un cráter con su eyección sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. Algunos pedestales se han medido con precisión a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección sobresalen de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner.[40][41][42]
Conos
Algunas ubicaciones de Marte muestran una gran cantidad de conos. Muchos tienen hoyos en la parte superior. Se han presentado varias ideas sobre sus orígenes. Algunos están en el cuadrilátero de Casius como los de abajo.
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres.[43] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, estas fracturas luego actuaron como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás duras crestas. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador para la arcilla que requiere agua para su formación.[44][45][46]
Terreno festoneado
Se cree que las depresiones festoneadas se forman a partir de la eliminación de material subsuperficial, posiblemente hielo intersticial, por sublimación (transición directa de un material de la fase sólida a la fase gaseosa sin fase líquida intermedia). Este proceso todavía puede estar sucediendo en la actualidad.[47] Esta topografía puede ser de gran importancia para la futura colonización de Marte porque puede apuntar a depósitos de hielo puro.[48]
El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó que encontró una gran cantidad de hielo subterráneo en la Utopía Planitia región de Marte.[49] El volumen de agua detectado se ha estimado que es equivalente al volumen de agua en Lago Superior.[50][51]
El volumen de hielo de agua en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración Mars Reconnaissance Orbiter, called SHARAD. De los datos obtenidos de SHARAD,"permitividad dieléctrica", o se determinó la constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua.[52][53][54]
Capas en cráteres
Se cree que las capas a lo largo de las laderas, especialmente a lo largo de las paredes del cráter, son los restos de un material que una vez se extendió ampliamente y que en su mayoría ha sido erosionado.[55]
Capas de inmersión
Las capas de inmersión son comunes en algunas regiones de Marte. Pueden ser restos de capas del manto.
Cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyecciones a su alrededor, en contraste los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyecciones. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro) suelen tener un pico central.[56] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto.[57] Si se mide el diámetro de un cráter, la profundidad original se puede estimar con varias proporciones. Debido a esta relación, los investigadores han encontrado que muchos cráteres marcianos contienen una gran cantidad de material; se cree que gran parte de él es hielo depositado cuando el clima era diferente.[58] A veces los cráteres exponen capas que fueron enterradas. Las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que yace bajo la superficie.
Pistas remolinos de polvo
Muchas áreas en Marte experimentan el paso de gigantes remolinos de polvo. Estos remolinos de arena dejan huellas en la superficie de Marte porque perturban una fina capa de polvo brillante que cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando un remolino de arena pasa sopla el recubrimiento y expone la superficie oscura subyacente. En pocas semanas, la pista oscura asume su antiguo color brillante, ya sea al ser recubierta por la acción del viento o debido a la oxidación de la superficie a través de la exposición a la luz solar y el aire.
Superficie picada
Mapa interactivo de Marte
Referencias
