Vastitas Borealis - Vastitas Borealis
_with_poles_HiRes.jpg) Vastitas Borealis é a grande área de baixa elevação em torno de 70 ° N.
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| Localização | Hemisfério Norte, Marte |
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| Coordenadas | 87 ° 44′N 32 ° 32′E / 87,73 ° N 32,53 ° E Coordenadas : 87,73 ° N 32,53 ° E87 ° 44′N 32 ° 32′E / |
| Comprimento | 0-360 E |
| Largura | 48,25-82,08 N |
| Diâmetro | 2002,91 km |
| Profundidade | 4-5 km |
| Nomeação | Latina |
Vastitas Borealis ('lixo do norte' latino ) é a maiorregião de planície de Marte . Está nas latitudes norte do planeta e circunda a região polar norte . As Vastitas Borealis são freqüentemente chamadas de planícies do norte , planícies do norte ou ergo polar nortede Marte. As planícies deitar 4-5 km abaixo do raio médio do planeta, e está centrado em 87,73 ° N 32,53 ° E . Uma pequena parte de Vastitas Borealis encontra-se na quadrícula Ismenius Lacus . 87 ° 44′N 32 ° 32′E /
A região foi nomeada por Eugene Antoniadi , que observou a característica distinta do albedo das planícies do norte em seu livro La Planète Mars (1930). O nome foi oficialmente adotado pela União Astronômica Internacional em 1973.
Embora não seja uma característica oficialmente reconhecida, a Bacia do Pólo Norte constitui a maior parte das terras baixas do Hemisfério Norte de Marte. Como resultado, Vastitas Borealis fica dentro da Bacia do Pólo Norte, enquanto Utopia Planitia , outra bacia muito grande, fica adjacente a ela. Alguns cientistas especularam que as planícies foram cobertas por um oceano hipotético em algum ponto da história de Marte e supostas linhas costeiras foram sugeridas para suas bordas ao sul. Hoje, essas planícies levemente inclinadas são marcadas por cristas, colinas baixas e crateras esparsas. Vastitas Borealis é visivelmente mais suave do que áreas topográficas semelhantes no sul.
Em 2005, a Agência Espacial Europeia 's Mars Express espaçonave fotografada uma quantidade substancial de gelo de água em uma cratera na região do Vastitas Borealis. As condições ambientais no local deste recurso são adequadas para que o gelo de água permaneça estável. Foi revelado após a sobreposição de dióxido de carbono congelado sublimado no início do verão no hemisfério norte e acredita-se que seja estável durante todo o ano marciano.
Uma sonda da NASA chamada Phoenix pousou com segurança em uma região de Vastitas Borealis, não oficialmente chamada de Green Valley, em 25 de maio de 2008 (no início do verão marciano). Phoenix pousou em 68,218830 ° N 234,250778 ° E. A sonda, que permanecerá estacionária, coletou e analisou amostras de solo em um esforço para detectar água e determinar o quão hospitaleiro o planeta pode ter sido para o crescimento da vida. Permaneceu ativo lá até que as condições de inverno se tornaram muito severas, cerca de cinco meses depois.
Superfície
Ao contrário de alguns locais visitados pelas sondas Viking e Pathfinder , quase todas as rochas próximas ao local de pouso da Phoenix em Vastitas Borealis são pequenas. Até onde a câmera pode ver, o terreno é plano, mas em forma de polígonos. Os polígonos têm entre 2 e 3 m de diâmetro e são delimitados por calhas com 20 a 50 cm de profundidade. Essas formas são causadas pela reação do gelo no solo a grandes mudanças de temperatura. O topo do solo possui uma crosta. O microscópio mostrou que o solo é composto de partículas planas (provavelmente um tipo de argila) e partículas arredondadas. Quando o solo é recolhido, ele se aglomera. Embora outras sondas em outros lugares em Marte tenham visto muitas ondulações e dunas, nenhuma ondulação ou duna é visível na área de Phoenix . O gelo está presente alguns centímetros abaixo da superfície, no meio dos polígonos. Ao longo da borda dos polígonos, o gelo tem pelo menos 20 centímetros de profundidade. Quando o gelo é exposto à atmosfera marciana, ele desaparece lentamente. No inverno, haveria acúmulos de neve na superfície.
Química de superfície
Resultados publicados na revista Science após o término da missão Phoenix relataram que cloreto , bicarbonato, magnésio , sódio , potássio , cálcio e possivelmente sulfato foram detectados nas amostras. O pH foi reduzido para 7,7 + ou - 0,5. Perclorato (ClO 4 ), um oxidante forte, foi detectado. Esta foi uma descoberta significativa. O produto químico tem potencial para ser usado como combustível para foguetes e como fonte de oxigênio para futuros colonos. Sob certas condições, o perclorato pode inibir a vida; entretanto, alguns microrganismos obtêm energia da substância (por redução anaeróbia). O produto químico, quando misturado com água, pode reduzir muito os pontos de congelamento, de maneira semelhante à aplicação do sal em estradas para derreter o gelo. Perclorato atrai fortemente a água; conseqüentemente, ele poderia puxar a umidade do ar e produzir uma pequena quantidade de água líquida em Marte hoje. Barrancos, que são comuns em certas áreas de Marte, podem ter se formado a partir do gelo derretido do perclorato e fazendo com que a água erodisse o solo em encostas íngremes. Dois conjuntos de experimentos demonstraram que o solo contém 3-5% de carbonato de cálcio. Quando uma amostra foi aquecida lentamente no Analisador Térmico e Gás Evoluído (TEGA), ocorreu um pico a 725 ° C, que é o que aconteceria se o carbonato de cálcio estivesse presente. Em um segundo experimento, ácido foi adicionado a uma amostra de solo no Laboratório de Química Úmida (WCL) enquanto um eletrodo de pH mediu o pH. Como o pH subiu de 3,3 para 7,7, concluiu-se que o carbonato de cálcio estava presente. O carbonato de cálcio altera a textura do solo ao cimentar as partículas. Ter carbonato de cálcio no solo pode ser mais fácil para as formas de vida porque ele protege os ácidos, criando um pH mais favorável à vida.
Terreno padronizado
Grande parte da superfície de Vastitas Borealis é coberta por um solo padronizado. Às vezes, o solo tem a forma de polígonos. Imagens de close-up de um terreno padronizado em forma de polígonos foram fornecidas pela sonda Phoenix . Em outros lugares, a superfície tem montes baixos dispostos em correntes. Alguns cientistas primeiro chamaram as características de terreno de impressão digital porque as muitas linhas pareciam com a impressão digital de alguém. Características semelhantes na forma e no tamanho são encontradas em regiões periglaciais terrestres, como a Antártica. Os polígonos da Antártica são formados pela expansão e contração repetidas da mistura solo-gelo devido às mudanças sazonais de temperatura. Quando o solo seco cai nas fendas, são feitas cunhas de areia que aumentam este efeito. Esse processo resulta em redes poligonais de fraturas por estresse.
O terreno padronizado já foi chamado de terreno de impressão digital porque parecia impressões digitais gigantes. Os pontos escuros são, na verdade, cadeias de montículos baixos. A feição circular central é um anel de rochas escuras na borda de uma cratera enterrada. Foto da Mars Global Surveyor .
Cratera Lomonosov com terreno com padrão poligonal, como visto com o Mars Global Surveyor.
Piso da cratera Korolev , visto pela HiRISE .
Descongelando
Na primavera, várias formas aparecem porque a geada está desaparecendo da superfície, expondo o solo escuro subjacente. Além disso, em alguns lugares, a poeira é expelida em erupções semelhantes a gêiseres, às vezes chamadas de "aranhas". Se o vento estiver soprando, o material cria uma faixa longa e escura ou leque.
Aranhas e geadas em polígonos durante a primavera do norte, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish.
Imagem aproximada de uma aranha entre polígonos ou terreno padronizado, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Aranhas moldadas pelo vento em raias ou leques, conforme visto pelo HiRISE no programa HiWish. A superfície do polígono tem gelo nas calhas ao longo das bordas.
Grupo de dunas sem a maior parte da geada, visto pela HiRISE no programa HiWish. Algumas ondulações são visíveis.
Close das dunas em degelo, vistas pelo HiRISE no programa HiWish. Algumas ondulações e um pequeno canal também são visíveis.
Geleiras
As geleiras formaram grande parte da superfície observável em grandes áreas de Marte. Acredita-se que grande parte da área em latitudes elevadas ainda contém enormes quantidades de gelo de água. Em março de 2010, os cientistas divulgaram os resultados de um estudo de radar de uma área chamada Deuteronilus Mensae, que encontrou evidências generalizadas de gelo sob alguns metros de destroços de rocha. O gelo provavelmente foi depositado como neve durante um clima anterior, quando os pólos estavam mais inclinados. Acredita-se que algumas feições em Vastitas Borealis sejam geleiras antigas, conforme mostrado nas fotos abaixo.
Restos de uma geleira após o desaparecimento do gelo, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish.
Provável geleira vista pela HiRISE sob o programa HiWish . Estudos de radar descobriram que ele é feito de gelo quase totalmente puro. Parece estar se movendo de um terreno alto (uma mesa) à direita.
Glaciar Pé de Elefante do Lago Romer no Ártico da Terra, visto por Landsat 8. Esta imagem mostra várias geleiras que têm a mesma forma de muitas características em Marte que se acredita também serem geleiras.
Camadas
Onde a capa de gelo é exposta em certos lugares, constata-se que contém muitas camadas. Alguns são mostrados na imagem abaixo.
Camadas visíveis ao longo da borda da calota polar, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Dunas
Dunas no fundo de uma cratera, vistas pela HiRISE no programa HiWish.
Close-up de dunas em uma cratera, visto pelo HiRISE sob o programa HiWish. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Close das dunas no fundo de uma cratera, visto pela HiRISE no programa HiWish
Clima
Clima
A sonda Phoenix forneceu vários meses de observações meteorológicas do Mare Boreum. A velocidade do vento variou de 11 a 58 km por hora. A velocidade média usual era de 36 km por hora. A temperatura mais alta medida durante a missão foi de -19,6 ° C, enquanto a mais fria foi de -97,7 ° C. Demônios de poeira foram observados.
Nuvens cirros que produziram neve foram avistadas nas imagens de Phoenix . As nuvens se formaram em um nível na atmosfera que estava em torno de -65 ° C, então as nuvens teriam que ser compostas de gelo de água, em vez de gelo de dióxido de carbono, porque a temperatura para a formação de gelo de dióxido de carbono é muito mais baixa - menos de -120 ° C. Como resultado da missão, acredita-se agora que o gelo de água (neve) teria se acumulado no final do ano neste local.
Os cientistas acham que o gelo de água foi transportado para baixo pela neve à noite. Sublimava (passou diretamente de gelo a vapor) pela manhã. Ao longo do dia, a convecção e a turbulência misturaram-no de volta à atmosfera.
Ciclos climáticos
A interpretação dos dados transmitidos da nave Fênix foi publicada na revista Science . De acordo com os dados revisados por pares, a presença de gelo de água foi confirmada e que o local tinha um clima mais úmido e quente no passado recente. Encontrar carbonato de cálcio no solo marciano leva os cientistas a acreditar que o local havia sido molhado ou úmido no passado geológico. Durante os ciclos diurnos sazonais ou de período mais longo, a água pode estar presente como filmes finos. A inclinação ou obliquidade de Marte muda muito mais do que a Terra; portanto, épocas de maior umidade são prováveis.
Mapa interativo de Marte
Mapa de imagem interativo da topografia global de Marte . Passe o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes e clique para criar um link para elas. A coloração do mapa de base indica elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter no Mars Global Surveyor da NASA . Brancos e marrons indicam as maiores elevações (+12 a +8 km ); seguido por rosas e vermelhos (+8 a +3 km ); amarelo é0 km ; verdes e azuis são elevações mais baixas (até-8 km ). Os eixos são latitude e longitude ; As regiões polares são anotadas.
Veja também
Referências
Leitura adicional
- Martel, LMV (julho de 2003) Ancient Floodwaters and Seas on Mars. Descobertas da Pesquisa da Ciência Planetária . http://www.psrd.hawaii.edu/July03/MartianSea.html