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Very (cráter marciano)

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Very
Cráter de Marte

Cráter marciano Very (colores virtuales)
Ubicación Marte
Coordenadas 49°10′S 182°58′E / -49.17, 182.97
Diámetro 114 km
Epónimo Frank Washington Very, astrónomo estadounidense
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Canal en el suelo de Very. Imagen tomada por la cámara CTX (Mars Reconnaissance Orbiter). Las barrancas también son visibles en un cráter más pequeño al sur (abajo)

Very es un cráter de impacto de grandes proporciones del planeta Marte, perteneciente al cuadrángulo Phaethontis. Está situado en Terra Sirenum, al oeste del gigantesco cráter Copernicus, al noroeste de Liu Hsin y al este de Campbell, a 49,6° sur y 177,1º oeste. El impacto causó una depresión de 114 kilómetros de diámetro.

El nombre fue aprobado en 1982 por la Unión Astronómica Internacional, en honor al astrónomo estadounidense Frank Washington Very (1852 - 1927).[1]​

Formación de barrancos

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Basándose en la forma, posición y localización de determinados rasgos morfológicos de Marte, se consideró la posibilidad de la presencia abundante de hielo de agua. Numerosos investigadores han opinado que los procesos de tallado de las barrancas implican agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa.

Tan pronto como se descubrieron barrancos, los investigadores[2]​ comenzaron a tomar imágenes una y otra vez, buscando posibles cambios. En 2006, se encontraron algunos cambios.[3]​ Posteriormente, con un análisis más detallado, se determinó que los cambios podrían haberse producido por flujos granulares secos en lugar de ser impulsados por el flujo de agua.[4]​[5]​[6]​ Mediante observaciones continuas se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y en algunos otros.[7]​

Con la repetición de las observaciones, se han encontrado más y más cambios. Dado que estos cambios ocurren en el invierno y la primavera, los expertos tienden a creer que las barrancas se formaron a partir de hielo seco. Las imágenes demostraron que el momento de esta actividad coincidió con las heladas de dióxido de carbono estacional y con temperaturas que no habrían permitido la presencia de agua líquida. Cuando el hielo seco pasa a ser un gas, puede lubricar el material seco para que fluya, especialmente en pendientes escarpadas. En algunos años la capa helada que desliza alcanza cerca de 1 metro de espesor.

Véase también

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Referencias

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  1. ↑ «USGS Astro: Planetary Nomenclature: Feature Data Search Results». USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature Feature Information. Consultado el 18 de marzo de 2008. 
  2. ↑ Malin, M., Edgett, K. 2000. Evidence for recent groundwater seepage and surface runoff on Mars. Science 288, 2330–2335.
  3. ↑ Malin, M., K. Edgett, L. Posiolova, S. McColley, E. Dobrea. 2006. Present-day impact cratering rate and contemporary gully activity on Mars. Science 314, 1573_1577.
  4. ↑ Kolb, et al. 2010. Investigating gully flow emplacement mechanisms using apex slopes. Icarus 2008, 132-142.
  5. ↑ McEwen, A. et al. 2007. A closer look at water-related geological activity on Mars. Science 317, 1706-1708.
  6. ↑ Pelletier, J., et al. 2008. Recent bright gully deposits on Mars wet or dry flow? Geology 36, 211-214.
  7. ↑ NASA/Jet Propulsion Laboratory. "NASA orbiter finds new gully channel on Mars." ScienceDaily. ScienceDaily, 22 March 2014. www.sciencedaily.com/releases/2014/03/140322094409.htm

Enlaces externos

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