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Ismenius Lacus (cuadrángulo)

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Ismenius Lacus

Mapa topográfico del cuadrángulo de Ismenius Lacus (MC-5) en el planeta Marte.
Acrónimo MC-5
Tipo cuadrángulo de Marte
Cuerpo astronómico Marte
Cuadrángulo Ismenius Lacus
Diámetro 3065 kilómetros (1904,5 mi)
Imagen del Cuadrángulo Ismenius Lacus (MC-5). El área norte contiene llanuras relativamente suaves; el área central, mesas y buttes; y, la zona sur, numerosos cráteres.

Ismenius Lacus es el nombre de uno de los 30 cuadrángulos de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). El mapa del cuadrángulo está ubicado en la parte noroeste del hemisferio este de Marte y cubre de 0° a 60° de longitud este (equivalente de 300° a 360° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. El cuadrilátero utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrilátero de Ismenius Lacus también recibe el nombre de MC-5 (Marte Chart-5).[1]​ Las fronteras sur y norte del cuadrilátero de Ismenius Lacus tienen aproximadamente 3065 kilómetros (1904,5 mi) y 1500 kilómetros (932,1 mi) de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2050 kilómetros (1273,8 mi), un poco menos que la longitud de Groenlandia.[2]​ El cuadrilátero cubre un área aproximada de 4.9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. El cuadrilátero de Ismenius Lacus contiene partes de Acidalia Planitia, Arabia Terra, Vastitas Borealis, y Terra Sabaea.[3]

El cuadrilátero de Ismenius Lacus contiene a Deuteronilus Mensae y Protonilus Mensae, dos lugares que son de especial interés para los científicos que estudian el planeta. Estos contienen evidencia de actividad glacial presente y pasada. También tienen un paisaje exclusivo de Marte, llamado terreno agitado. El cráter más grande de la zona es el cráter Lyot, que contiene canales probablemente tallados por agua líquida.[4]

Etimología

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Ismenius Lacus es el nombre de una característica de albedo telescópica localizada en 40° N y 30° E en el planeta Marte. El término en latín significa lago de Ismenia y se refiere al manantial de Ismenia cerca de Tebas en Grecia, donde Cadmo mató al dragón guardián. Cadmo era el legendario fundador de Tebas y había ido al manantial a buscar agua. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958.[5]​ Parecía haber un gran canal en esta región llamado Nilus. Desde 1881-1882 se dividió en otros canales, algunos se llamaron Nilosyrtis, Protonilus (primer Nilo) y Deuteronilus (segundo Nilo).[6]

Fisiografía y geología

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En el este de Ismenius Lacus, se encuentra Mamers Valles, un gigante canal de desagüe. Otras características geológicas se muestran a continuación. Todas las imágenes tomadas por la cámara HiRISE.

El canal que se muestra a continuación recorre una distancia bastante larga y tiene ramificaciones. Termina en una depresión que pudo haber sido un lago en algún momento del pasado. La primera imagen es de gran ángulo de cobertura, tomada con CTX; mientras que el segundo es una imagen de primer plano tomado con HiRISE.[7]

Cráteres

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Las llanuras del norte son generalmente planas y lisas con pocos cráteres. Sin embargo, se destacan algunos cráteres grandes. El cráter de impacto gigante, Lyot, es fácil de ver en la parte norte de Ismenius Lacus.[8]​ El cráter Lyot es el punto más profundo del hemisferio norte de Marte.[9]​ Una imagen acontinuación de las dunas en el cráter Lyot muestra una variedad de formas interesantes: dunas oscuras, depósitos de tonos claros y rastros del remolino de polvo. Los remolinos de polvo, que se asemejan a tornados en miniatura, crean las huellas al eliminar un depósito de polvo delgado pero brillante para revelar la superficie subyacente más oscura. Se cree que los depósitos de tonos claros contienen minerales formados en el agua. La investigación, publicada en junio de 2010, describió evidencia de agua líquida en el cráter Lyot en el pasado.[4]

Se han encontrado muchos canales cerca del cráter Lyot. La investigación, publicada en 2017, concluyó que los canales estaban hechos de agua liberada cuando la eyección caliente aterrizó en una capa de hielo de 20 a 300 metros de espesor. Los cálculos sugieren que la eyección habría tenido una temperatura de al menos 250 grados Fahrenheit. Los valles parecen comenzar desde debajo de la eyección cerca del borde exterior de la eyecta. Una evidencia de esta idea es que hay pocos cráteres secundarios cercanos. Se formaron pocos cráteres secundarios porque la mayoría aterrizó en hielo y no afectaron el suelo debajo. El hielo se acumuló en la zona cuando el clima era diferente. La inclinación u oblicuidad del eje cambia con frecuencia. Durante los períodos de mayor inclinación, el hielo de los polos se redistribuye a las latitudes medias. La existencia de estos canales es inusual porque, aunque Marte solía tener agua en ríos, lagos y un océano, estas características se han fechado en los períodos Noeico y Hespérico, hace 4 a 3 mil millones de años.[10][11][12]

Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor; por el contrario, los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de eyecta. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro), generalmente tienen un pico central.[13]​ La cumbre es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto..[14]​ A veces, los cráteres mostrarán capas en sus paredes. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres son útiles para mostrarnos lo que hay bajo la superficie.

Terrenos agitados

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El cuadrilátero de Ismenius Lacus contiene varias características interesantes, incluyendo terrenos agitados, partes de los cuales se encuentran en Deuteronilus Mensae y Protonilus Mensae. El terreno agitado contiene tierras bajas lisas y planas junto a acantilados escarpados. Los escarpes o acantilados suelen tener entre 1 y 2 km de altura. Los canales de la zona tienen pisos anchos y planos y paredes empinadas. Hay muchos montículos y mesetas. En un terreno erosionado, la tierra parece pasar de estrechos valles rectos a mesetas aisladas.[15]​ La mayoría de las mesas están rodeadas de formas que han recibido diversos nombres: delantales de circunmesa, delantales de escombros, glaciares de roca y derrubios frontales lobulados.[16]​ En un principio parecían ser semejantes a los glaciares de roca de la Tierra. Incluso después de que la Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) tomó una variedad de fotografías del terreno agitado, no se podía deducir con certeza si el material se movía o fluía como lo haría en un depósito rico en hielo (glaciar). Finalmente, la prueba de su verdadera naturaleza fue descubierta por estudios de radar con el Mars Reconnaissance Orbiter que mostró que estos terrenos contienen hielo de agua pura cubierto con una fina capa de rocas que aislaba el hielo.[17][18]

Glaciares

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Los glaciares formaron gran parte de la superficie observable en grandes áreas de Marte. Se cree que gran parte del área en latitudes altas, especialmente el cuadrilátero de Ismenius Lacus, todavía contiene enormes cantidades de hielo de agua.[14][17][19]​ En marzo de 2010, se publicaron los resultados de un estudio de radar de un área llamada Deuteronilus Mensae que encontró evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros rocosos. El hielo probablemente se depositó en forma de nieve durante un clima anterior cuando los polos se inclinaron más.[20]​ Sería difícil para un humano hacer una caminata en un terreno agitado donde los glaciares son comunes porque la superficie se encuentra doblada, picada y, a menudo, cubierta con estrías lineales.[21]​ Las estrías muestran la dirección del movimiento. Gran parte de esta textura rugosa se debe a la sublimación del hielo enterrado. El hielo pasa directamente a un gas (este proceso se llama sublimación) y deja un espacio vacío. El material superpuesto luego se colapsa en el vacío.[22]​ Los glaciares no son hielo puro; contienen tierra y rocas. A veces, arrojarán su carga de materiales en crestas. Estas crestas se llaman morrenas. Algunos lugares de Marte tienen grupos de crestas que se retuercen; esto puede deberse a un mayor movimiento después de que se colocaron las crestas. A veces, trozos de hielo caen del glaciar y quedan enterrados en la superficie del planeta. Cuando se derriten, queda un agujero más o menos redondo.[23]​ En la Tierra, a estas características se les conoce como hervidores. Mendon Ponds Park en el norte del estado de Nueva York ha conservado varias de estas teteras. Las imágenes a continuación muestran posibles hervidores en el cráter Moreux.

Manto dependiente de la latitud

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Gran parte de la superficie marciana está cubierta por una gruesa capa de manto rica en hielo que ha caído del cielo varias veces en el pasado en forma de nieve o polvo helado.[24][25][26]​ Las siguientes imágenes muestran evidencias de que los mantos en latitudes medias son ricos en hielo, secciones conocidas como mantos dependientes de la latitud.[27]

Cambios climáticos

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Se cree que muchas características de Marte, especialmente las que se encuentran en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, 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.[28][29]​ Los 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.[30]​ 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.[31][32]​ Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo.[29][33]​ 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.[34][35]​ 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.[20]​ La capa de manto superficial lisa probablemente representa solo material relativamente reciente.

Unidad de llanuras altas

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En las latitudes medias de Marte se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado Unidad de Llanuras Superiores. Primero investigado en la región de Deuteronilus Mensae, pero también ocurre en otros lugares. Los remanentes consisten en conjuntos de capas de inmersión en cráteres y mesetas.[36][37]​ Los conjuntos de capas de inmersión pueden ser de varios tamaños y formas; algunos parecen pirámides aztecas de América Central.

Esta unidad de llanuras también se compone de una estructura geológica denominada terreno cerebral. El terreno cerebral es una región de crestas en forma de laberinto de 3-5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos.

Algunas regiones de la unidad de llanuras superiores presentan grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; estas regiones se denominan llanuras superiores acanaladas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas debidas a tensiones. Se sugiere el estrés para iniciar el proceso de fractura, ya que las planicies superiores acanaladas son comunes cuando los delantales de escombros se juntan o cerca del borde de los delantales de escombros; tales sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, más hielo en el material se sublima en la delgada atmósfera del planeta. Eventualmente, las pequeñas grietas se convierten en grandes cañones o depresiones. Las imágenes a continuación fueron tomadas con la cámara HiRISE y su programa HiWish.

Las pequeñas grietas a menudo contienen pequeños hoyos y cadenas de hoyos; Se cree que estos se deben a la sublimación del hielo en el suelo.[38][39]​ Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas de hielo que está protegido por una capa de polvo y otro material de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie nueva expondrá el hielo a la fina atmósfera.[40][41]​ En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la atmósfera delgada y fría en un proceso llamado sublimación. El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte se ha observado sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos pocos días.[42][43]​ Además, HiRISE ha visto cráteres frescos con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo.[44]

Se cree que la unidad de las llanuras superiores cayó del cielo. Cubre varias superficies, como si cayera uniformemente. Como es el caso de otros depósitos del manto, la unidad de las llanuras superiores tiene capas, es de grano fino y es rica en hielo. Está muy extendido; no parece tener una fuente puntual de origen. La apariencia de la superficie de algunas regiones de Marte se debe a cómo esta unidad se ha degradado. Es una de las principales causas de la apariencia superficial de los derrubios frontales lobulados.[39]​ Se cree que las capas de la unidad de manto de las llanuras superiores y otras unidades de manto son causadas por cambios importantes en el clima del planeta. Los modelos predicen que la oblicuidad o inclinación del eje de rotación ha variado desde sus actuales 25 grados hasta quizás más de 80 grados a lo largo del tiempo geológico. Los períodos de alta inclinación harán que el hielo en los casquetes polares se redistribuya y cambie la cantidad de polvo en la atmósfera.[46][47][48]

Deltas

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Los estudios de Marte han encontrado varios ejemplos de deltas que se formaron a partir de lagos marcianos. Los deltas son signos importantes de que Marte alguna vez tuvo mucha agua porque los deltas generalmente requieren aguas profundas durante un largo período de tiempo para formarse. Además, el nivel del agua debe ser estable para evitar que los sedimentos se laven. Se han encontrado deltas en una amplia gama geográfica. A continuación, se muestran imágenes de uno en el cuadrilátero de Ismenius Lacus.[49]

Fosas y grietas

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Algunos lugares del cuadrilátero de Ismenius Lacus presentan un gran número de grietas y hoyos. Se cree ampliamente que estos son el resultado de la sublimación del hielo molido (que cambia directamente de un sólido a un gas). Después de que el hielo se va, el suelo se derrumba en forma de hoyos y grietas. Los hoyos pueden ser lo primero. Cuando se forman suficientes hoyos, se unen para formar grietas.[50]

Mesas formadas por el colapso del suelo

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Volcanos subglaciares

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Existe evidencia de que los volcanes a veces entran en erupción bajo el hielo, como lo hacen en ocasiones en la Tierra. Lo que parece suceder es que mucho hielo se derrite, el agua se escapa, y luego la superficie se agrieta y colapsa.[51]​ Estos exhiben fracturas concéntricas y grandes trozos de terreno que parecían haber sido arrancados. Sitios como este pueden haber tenido agua líquida recientemente, por lo que pueden ser lugares fructíferos para buscar evidencia de vida.[52][53]

Cráteres exhumados

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Algunas características de Marte parecen estar en proceso de ser descubiertas. En principio, posterior a su formación, se cubrieron y ahora están siendo exhumados como resultado de la erosión del material en la superficie. Estas características se notan bastante con los cráteres. Cuando se forma un cráter, destruirá lo que hay debajo y dejará un borde y una eyección. En el siguiente ejemplo, solo se ve una parte del cráter. si el cráter viniera después de la característica estratificada, habría eliminado parte de la característica.

Fracturas que forman bloques

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En algunos lugares, las grandes fracturas rompen las superficies. A veces se forman bordes rectos y las fracturas crean cubos grandes.

Suelo poligonal

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El suelo poligonal y con patrones es muy común en algunas regiones de Marte.[54][55][56][57][58][59][60]​ 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, llamada manto dependiente de la latitud, que cayó del cielo cuando el clima era diferente..[24][25][61][62]

Dunas

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Se han encontrado dunas de arena en muchos lugares de Marte. La presencia de dunas muestra que el planeta tiene una atmósfera con viento, ya que las dunas requieren que el viento apile la arena. La mayoría de las dunas de Marte son negras debido a la erosión del basalto de roca volcánica.[63][64]​ La arena negra se puede encontrar en la Tierra en Hawái y en algunas islas tropicales del Pacífico Sur.[65]​ La arena es común en Marte debido a la vejez de la superficie que ha permitido que las rocas se erosionen y se conviertan en arena. Se ha observado que las dunas de Marte se mueven muchos metros.[66][67]​ Algunas dunas avanzan. En este proceso, la arena sube por el lado de barlovento y luego cae por el lado de sotavento de la duna, lo que provoca que la duna vaya hacia el lado de sotavento (o cara de deslizamiento).[68]​ Cuando se amplían las imágenes, algunas dunas de Marte muestran ondas en sus superficies.[69]​ Estos son causados por los granos de arena que ruedan y rebotan en la superficie de barlovento de una duna. Los granos que rebotan tienden a aterrizar en el lado de barlovento de cada ondulación. Los granos no rebotan muy alto por lo que no se necesita mucho para detenerlos.

Océanos

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Muchos investigadores han sugerido que Marte alguna vez tuvo un gran océano en el norte.[70][71][72][73][74][75][76]​ Se han reunido muchas pruebas de este océano durante varias décadas. En mayo de 2016 se publicó nueva evidencia. Un gran equipo de científicos describió cómo parte de la superficie en el cuadrilátero de Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunami. Los tsunamis fueron causados por asteroides que chocaron contra el océano. Se pensaba que ambos eran lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 km de diámetro. El primer tsunami recogió y transportó rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. El retrolavado de la ola formó canales al reorganizar los cantos rodados. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 metros (328,1 yd) más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que cayó en los valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 ma 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto del tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de un océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos eventos de tsunami. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra. Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrilátero Ismenius Lacus y en el cuadrángulo Mare Acidalium.[77][78][79]

Cauces

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Durante un tiempo se pensó que los barrancos fueron causados por corrientes recientes de agua líquida. Sin embargo, estudios posteriores sugieren que hoy en día están formados por trozos de hielo seco que descienden por pendientes empinadas.[80]

Capas

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Cráteres de moldes anulares

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Los cráteres de moldes de anillo son una especie de cráter en el planeta Marte, que se parecen a los moldes de anillos que se usan 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". También son más grandes que otros cráteres en los que un asteroide impactó una roca sólida. Los impactos en el hielo calientan el hielo y hacen que fluya en forma de anillo.

Montículos

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Canales

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Derrumbes

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Mapa interactivo de Marte

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Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba PateraAmazonis PlanitiaArabia TerraArgyre PlanitiaChryse PlanitiaCydonia MensaeElysium MonsElysium PlanitiaGale (cráter)Hellas PlanitiaHolden (cráter)Isidis PlanitiaJezero (cráter)Lomonosov (cráter marciano)Lyot (cráter marciano)Lunae PlanumMalea PlanumMaraldi (cráter marciano)Mie (cráter)Milankovic (cráter marciano)Noachis TerraOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeTerra SirenumSyria PlanumTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas Borealis
Mapa interactivo de la topografía global de Marte. Mueva el ratón para ver los nombres de más de 25 elementos geográficos prominentes, y haga clic para consultar sobre ellos. El color del mapa base indica elevaciones relativas, basadas en datos del Altímetro Láser del Orbitador de Marte dentro del programa Mars Global Surveyor de la NASA. Rojos y rosas son zonas elevadas (+3 km a +8 km); el amarillo representa 0 km de altura; verdes y azules representan la elevación más baja (hasta -8 km). Los blancos (> +12 km) y marrones (> +8 km) son las mayores elevaciones. Los ejes son latitud y longitud; los polos no se muestran.

 

Referencias

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