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Articulo de referencia

Vastitas Borealis

Coordenadas : 87°44′N 32°32′E / 87.73°N 32.53°E / 87.73; 32.53 Vastitas Borealis ( del latín ' desierto del norte ' ) [ 1 ] es laregión de tierras bajas Marte . Se encuentra en ...

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Coordenadas : 87°44′N 32°32′E / 87.73°N 32.53°E / 87.73; 32.53

Vastitas Borealis (dellatín'desierto del norte') [ 1 ] es laregiónde tierras bajasMarte. Se encuentra en las latitudes septentrionales del planeta y rodea laregión polar norte. [ 2 ] A Vastitas Borealis se la suele denominar simplementellanuras del norte,tierras bajas del norteergpolar norte [ 3 ] de Marte. Las llanuras se encuentran entre 4 y 5km por debajo del radio medio del planeta y están centradas en 87°44′N 32°32′E / 87,73°N 32,53°E / 87,73; 32,53 . [ 4 ] Una pequeña parte de Vastitas Borealis llega por debajo de los 65°N. 

La región fue nombrada por Eugene Antoniadi , quien destacó la característica distintiva del albedo de las llanuras del norte en su libro La Planète Mars (1930). El nombre fue adoptado oficialmente por la Unión Astronómica Internacional en 1973. [ 5 ]

Aunque no es una característica oficialmente reconocida, la Cuenca Polar Norte conforma la mayor parte de las tierras bajas en el hemisferio norte de Marte. [ 6 ] [ 7 ] Como resultado, Vastitas Borealis se encuentra dentro de la Cuenca Polar Norte, mientras que Utopia Planitia , otra cuenca muy grande, es adyacente a ella. Algunos científicos han especulado que las llanuras estuvieron cubiertas por un hipotético océano en algún momento de la historia de Marte y se han sugerido posibles líneas costeras para sus bordes meridionales. Hoy en día, estas llanuras de suave pendiente están marcadas por crestas, colinas bajas y cráteres dispersos. Vastitas Borealis es notablemente más suave que áreas topográficas similares en el sur.

En 2005, la sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea fotografió una cantidad considerable de hielo de agua en un cráter de la región de Vastitas Borealis. Las condiciones ambientales en esta zona son propicias para la estabilidad del hielo de agua. Se reveló tras la sublimación del dióxido de carbono congelado que cubrió la superficie al comienzo del verano del hemisferio norte, y se cree que permanece estable durante todo el año marciano. [ 8 ]

Una sonda de la NASA llamada Phoenix aterrizó sin problemas en una región de Vastitas Borealis denominada extraoficialmente Valle Verde el 25 de mayo de 2008 (a principios del verano marciano). Phoenix aterrizó en 68.218830°N 234.250778°E. [ 9 ] La sonda, que permaneció estacionaria, recolectó y analizó muestras de suelo con el fin de detectar agua y determinar cuán hospitalario pudo haber sido el planeta para el desarrollo de la vida. Permaneció activa allí hasta que las condiciones invernales se volvieron demasiado severas unos cinco meses después. [ 10 ]

Superficie

Superficie de Marte, vista por la sonda Phoenix . El terreno tiene forma de polígonos, algo común en zonas donde el suelo se congela y se descongela.

A diferencia de algunos de los sitios visitados por los módulos de aterrizaje Viking y Pathfinder , casi todas las rocas cerca del sitio de aterrizaje de Phoenix en Vastitas Borealis son pequeñas. Hasta donde alcanza la vista de la cámara, el terreno es plano, pero con forma de polígonos. Los polígonos tienen entre 2 y 3  m de diámetro y están delimitados por surcos de 20 a 50  cm de profundidad. Estas formas se deben a la reacción del hielo en el suelo a los cambios bruscos de temperatura. [ 11 ] La superficie del suelo tiene una costra. El microscopio mostró que el suelo está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Cuando se recoge el suelo, se agrupa. Aunque otros módulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondulaciones y dunas, no se observan ondulaciones ni dunas en el área de Phoenix . Hay hielo a unos centímetros por debajo de la superficie en el centro de los polígonos. A lo largo del borde de los polígonos, el hielo tiene al menos 8  pulgadas de profundidad. Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, desaparece lentamente. [ 12 ] En invierno se acumularía nieve en la superficie. [ 13 ]

Química de superficies

Los resultados publicados en la revista Science después de que la misión Phoenix terminó informaron que se detectaron cloruro , bicarbonato, magnesio , sodio , potasio , calcio y posiblemente sulfato en las muestras. El pH se redujo a7,7 ± 0,5 . Se detectó perclorato (ClO 4 ), un oxidante fuerte. Este fue un descubrimiento significativo. El químico tiene el potencial de ser utilizado como combustible para cohetes y como fuente de oxígeno para futuros colonos. Bajo ciertas condiciones, el perclorato puede inhibir la vida; sin embargo, algunos microorganismos obtienen energía de la sustancia (por reducción anaeróbica). El químico cuando se mezcla con agua puede reducir considerablemente los puntos de congelación, de manera similar a como se aplica sal a las carreteras para derretir el hielo. El perclorato atrae fuertemente el agua; en consecuencia, podría extraer humedad del aire y producir una pequeña cantidad de agua líquida en Marte hoy. [ 14 ] Los barrancos, que son comunes en ciertas áreas de Marte, pueden haberse formado por el derretimiento del hielo por el perclorato y la erosión del suelo en pendientes pronunciadas. [ 15 ] Dos conjuntos de experimentos demostraron que el suelo contiene entre un 3 y un 5 % de carbonato de calcio. Cuando se calentó lentamente una muestra en el Analizador Térmico y de Gases Desprendidos (TEGA), se observó un pico a 725  °C, lo cual coincide con la presencia de carbonato de calcio. En un segundo experimento, se añadió ácido a una muestra de suelo en el Laboratorio de Química Húmeda (WCL) mientras se medía el pH con un electrodo de pH. Dado que el pH aumentó de 3,3 a 7,7, se concluyó la presencia de carbonato de calcio. El carbonato de calcio modifica la textura del suelo al cementar las partículas. La presencia de carbonato de calcio en el suelo puede ser beneficiosa para los organismos vivos, ya que amortigua los ácidos, creando un pH más favorable para la vida. [ 16 ]

suelo estampado

Gran parte de la superficie de Vastitas Borealis está cubierta de un terreno con patrones. A veces, el terreno tiene forma de polígonos. El módulo de aterrizaje Phoenix proporcionó vistas de cerca de este terreno con forma de polígonos . En otros lugares, la superficie presenta montículos bajos dispuestos en cadenas. Algunos científicos denominaron inicialmente a estas formaciones "terreno de huella dactilar" porque las numerosas líneas se parecían a la huella dactilar de una persona. [ 17 ] Se encuentran formaciones similares, tanto en forma como en tamaño, en regiones periglaciares terrestres como la Antártida. Los polígonos de la Antártida se forman por la expansión y contracción repetidas de la mezcla de suelo y hielo debido a los cambios estacionales de temperatura. Cuando el suelo seco cae en las grietas, se forman cuñas de arena que intensifican este efecto. Este proceso da como resultado redes poligonales de fracturas de tensión. [ 18 ]

Antihielo

En primavera, aparecen diversas formas debido a que la escarcha desaparece de la superficie, dejando al descubierto el suelo oscuro subyacente. Además, en algunos lugares, el polvo sale disparado en erupciones similares a géiseres, a las que a veces se les llama "arañas". Si sopla el viento, el material crea una larga franja oscura o abanico. [ 20 ]

glaciares

Los glaciares formaron gran parte de la superficie observable en amplias zonas de Marte. Se cree que gran parte del área en latitudes altas aún contiene enormes cantidades de hielo de agua. [ 21 ] En marzo de 2010, los científicos 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 como nieve durante un clima anterior cuando los polos estaban más inclinados. [ 22 ] Se cree que algunas características en Vastitas Borealis son glaciares antiguos, como se muestra en las imágenes a continuación.

Capas

En las zonas donde el casquete polar queda expuesto, se observa que contiene numerosas capas. Algunas de ellas se muestran en la imagen inferior.

Dunas

Clima

Clima

El módulo de aterrizaje Phoenix proporcionó varios meses de observaciones meteorológicas desde Mare Boreum. Las velocidades del viento oscilaron entre 11 y 58  km por hora. La velocidad media habitual fue de 36  km por hora. [ 23 ] La temperatura más alta registrada durante la misión fue de -19,6  °C, mientras que la más baja fue de -97,7  °C. [ 24 ] Se observaron remolinos de polvo. [ 25 ]

En las imágenes de Phoenix se observaron nubes cirros que producían nieve . Estas nubes se formaron a una temperatura atmosférica de alrededor de -65  °C, por lo que debían estar compuestas de hielo de agua, en lugar de hielo de dióxido de carbono, ya que la temperatura de formación de este último es mucho menor (inferior a -120  °C). Como resultado de la misión, ahora se cree que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más adelante en el año en esta ubicación. [ 13 ]

Los científicos creen que el hielo de agua fue transportado hacia abajo por la nieve durante la noche. Se sublimó (pasó directamente de hielo a vapor) por la mañana. A lo largo del día, la convección y la turbulencia lo mezclaron de nuevo con la atmósfera. [ 13 ]

ciclos climáticos

La interpretación de los datos transmitidos por la nave Phoenix se publicó en la revista Science . Según los datos revisados ​​por pares, se confirmó la presencia de hielo de agua y que el sitio tuvo un clima más húmedo y cálido en el pasado reciente. El hallazgo de carbonato de calcio en el suelo marciano lleva a los científicos a creer que el sitio estuvo húmedo en el pasado geológico. Durante los ciclos diurnos estacionales o de períodos más largos, el agua pudo haber estado presente en forma de finas películas. La inclinación u oblicuidad de Marte varía mucho más que la de la Tierra; por lo tanto, es probable que haya habido períodos de mayor humedad. [ 26 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Charlton T. Lewis, Charles Short, Diccionario de latín , Oxford. Clarendon Press. 1879. ISBN 0-19-864201-6
  2. ↑ "Vastitas Borealis" . Nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS . Archivado del original el 23 de abril de 2018. Consultado el 22 de abril de 2021 .
  3. ↑ "conocido como el erg polar norte" Archivado el 30 de agosto de 2017 en Wayback Machine en el proyecto HiRISE
  4. ↑ "Nombres planetarios: Vastitas, vastitates: Vastitas Borealis en Marte" . planetarynames.wr.usgs.gov . Archivado del original el 18 de abril de 2017. Consultado el 17 de abril de 2017 .
  5. ↑ Nomenclatura planetaria del USGS (haga clic en el nombre del elemento para obtener más detalles)
  6. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Zuber, Maria T.; Banerdt, W. Bruce (1 de junio de 2008). "La cuenca Borealis y el origen de la dicotomía de la corteza marciana". Nature . 453 (7199): 1212– 1215. Bibcode : 2008Natur.453.1212A . doi : 10.1038/nature07011 . ISSN 0028-0836 . PMID 18580944 . S2CID 1981671 .   
  7. ↑ "NASA – Nave espacial de la NASA revela el cráter más grande del sistema solar" . nasa.gov . Archivado del original el 22 de noviembre de 2013. Consultado el 18 de abril de 2017 .
  8. ↑ "Hielo de agua en un cráter en el polo norte de Marte" . Agencia Espacial Europea . Archivado del original el 6 de octubre de 2012. Consultado el 4 de agosto de 2007 .
  9. ↑ Lakdawalla, Emily (27 de mayo de 2008). "Conferencia de prensa de Phoenix Sol 2, en pocas palabras" . Blog de The Planetary Society . Planetary Society . Archivado del original el 22 de abril de 2014.
  10. ↑ "El módulo de aterrizaje de Marte apunta a aterrizar en 'Green Valley'"" . New Scientist Space. 11 de abril de 2008. Archivado del original el 7 de septiembre de 2012.
  11. ↑ Levy, J., J. Head y D. Marchant. 2009. Polígonos de grietas por contracción térmica en Marte: Clasificación, distribución e implicaciones climáticas a partir de observaciones de HiRISE. Journal of Geographical Research: 114, pág. E01007
  12. ↑ "Los hallazgos del suelo de la sonda de aterrizaje en Marte" . space.com . 2 de julio de 2009. Archivado del original el 26 de enero de 2010. Consultado el 5 de mayo de 2018 .
  13. 1 2 3 Whiteway, J. et al. 2009. Nubes de hielo de agua y precipitación en Marte. Science: 325. págs. 68–70
  14. ↑ "JPL" . Laboratorio de Propulsión a Chorro . Consultado el 11 de agosto de 2012 .
  15. ↑ Hecht, M. et al. 2009. Detección de perclorato y la química de los compuestos solubles del suelo marciano en el sitio de aterrizaje de Phoenix. Science: 325. 64–67
  16. ↑ Boynton, W. et al. 2009. Evidencia de carbonato de calcio en el lugar de aterrizaje de la sonda Phoenix en Marte. Science: 325. págs. 61–64
  17. ↑ Guest, J., P. Butterworth y R. Greeley. 1977. Observaciones geológicas en la región de Cydonia de Marte desde Viking. J. Geophys. Res. 82. 4111–4120.
  18. ↑ "HiRISE | Signos de actividad eólica y periglaciar en Vastitas Borealis (PSP_001481_2410)" . Hirise.lpl.arizona.edu . Archivado del original el 3 de marzo de 2016. Consultado el 19 de junio de 2026 .
  19. ↑ Murchie, S. et al. 2009. Una síntesis de la mineralogía acuosa marciana después de 1 año marciano de observaciones del Orbitador de Reconocimiento de Marte. Journal of Geophysical Research: 114.
  20. ↑ "HiRISE | Ventiladores de primavera en Macclesfield (ESP_064469_0945)" . Uahirise.org . Consultado el 19 de junio de 2026 .
  21. ↑ "Vistas impresionantes de Deuteronilus Mensae en Marte" . Esa.int . Archivado del original el 18 de octubre de 2012. Consultado el 5 de mayo de 2018 .
  22. ↑ Madeleine, J. et al. 2007. Explorando la glaciación de latitudes medias del norte con un modelo de circulación general. En: Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Resumen 3096.
  23. ↑ "ASC – Ficher introuvable – CSA – File not found" . Archivado del original el 5 de octubre de 2011. Consultado el 22 de julio de 2009 .
  24. ↑ "CSA – Comunicado de prensa" . Archivado del original el 5 de julio de 2011. Consultado el 19 de diciembre de 2010 .
  25. ↑ Smith, P. et al. H₂O en el lugar de aterrizaje de Phoenix. 2009. Science:325. p58-61
  26. ↑ Boynton, et al. 2009. Evidencia de carbonato de calcio en el lugar de aterrizaje de la sonda Phoenix en Marte. Science. 325: 61–64

Lecturas adicionales

  • Martel, LMV (julio de 2003) Antiguas inundaciones y mares en Marte. Descubrimientos de la investigación en ciencias planetarias . PSRD: Antiguas inundaciones y mares en Marte
  • Hielo marciano – Jim Secosky – 16.ª Convención Anual Internacional de la Sociedad de Marte