Terra Cimmeria

Terra Cimmeria es una gran región marciana, centrada en 34°42′S 145°00′E / 34.7°S 145°E / -34.7; 145 y que abarca 5400 km (3400 mi) en su extensión más amplia. Cubre latitudes de 15 N a 75 S y longitudes de 170 a 260 O. ^{[ 1 ]} Se encuentra en el cuadrángulo de Eridania . Terra Cimmeria es una parte de la región montañosa del sur del planeta, densamente craterizada. El rover Spirit aterrizó cerca de la zona.  

La palabra Cimmerium proviene de un antiguo pueblo tracio de navegantes. La tierra siempre estaba cubierta de nubes y niebla. ^{[ 2 ]}

Un fenómeno visual de gran altitud, probablemente una nube de condensación, ^{[ 3 ]} fue visto sobre esta región a finales de marzo de 2012. ^{[ 4 ]} La NASA intentó observarlo con algunos de sus orbitadores de Marte, incluyendo el instrumento THEMIS en la nave espacial Mars Odyssey de 2001 y MARCI en el Mars Reconnaissance Orbiter . ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Terra Cimmeria es la ubicación de barrancos que pueden deberse al flujo reciente de agua. ^{[ 5 ] [ 6 ]} Los barrancos se presentan en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos o ningún cráter. Además, se encuentran sobre dunas de arena que también se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Algunos estudios han encontrado que los barrancos se presentan en pendientes que miran en todas las direcciones, ^{[ 7 ]} otros han encontrado que la mayor cantidad de barrancos se encuentra en pendientes que miran hacia el polo, especialmente de 30–44 S. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, ^{[ 10 ]} las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero , del derretimiento en la base de glaciares antiguos o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabeceras de los barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero . Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en los acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. ^{[ 13 ]} Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y provocado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten el flujo de agua. Pueden consistir en arenisca porosa. La capa del acuífero estaría situada sobre otra capa que impide que el agua descienda (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que el agua en un acuífero no puede descender, la única dirección en la que el agua atrapada puede fluir es horizontalmente. Eventualmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero encuentra una ruptura, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared para crear barrancos. ^{[ 14 ]} Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion de Utah . ^{[ 15 ]}

En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]} Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa el terreno, pero en lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, bajo ciertas condiciones, el hielo que se encuentra mezclado en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]} Debido a que hay pocos cráteres en este manto, este es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus, tal como lo vio HiRISE . ^{[ 22 ]} El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. ^{[ 23 ]} Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados abundantemente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará en las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando Marte está en su máxima inclinación u oblicuidad, hasta 2 cm (0,79 pulgadas) de hielo podrían ser removidos del casquete polar de verano y depositados en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 m (33 pies) de espesor. ^{[ 24 ] [ 25 ]} Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. ^{[ 26 ]} Las mediciones de altitudes y pendientes de los barrancos respaldan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con los barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. ^{[ 8 ] [ 27 ]} Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire enrarecido de mayor altitud. ^{[ 28 ]}    

La tercera teoría podría ser posible, ya que los cambios climáticos podrían ser suficientes para que el hielo del suelo se derrita y forme los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de suelo podrían descongelarse y producir un "flujo de detritos" similar a los de la costa este de Groenlandia, seca y fría. ^{[ 29 ]} Dado que los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para que comience el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida provenientes del hielo derretido del suelo podrían ser suficientes. ^{[ 30 ] [ 31 ]} Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de milímetro de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. ^{[ 32 ]}

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  Grupo de barrancos cerca del cráter Newton ( 41°18′17″S 192°53′24″E / 41.3047°S 192.89°E / -41.3047; 192.89 ) ( Mars Global Surveyor ).
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  Barrancos ( HiRISE ).
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  Barrancos - Primer plano ( HiRISE ).
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  Frente de barrancos - Primer plano ( HiRISE ).

El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió franjas magnéticas en la corteza de Marte, especialmente en los cuadrángulos de Phaethontis y Eridania (Terra Cimmeria y Terra Sirenum ). ^{[ 33 ] [ 34 ]} El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km (62 mi) de ancho que corren aproximadamente paralelas hasta 2000 kilómetros (1200 mi) . Estas franjas alternan en polaridad con el polo magnético norte de una apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo magnético norte de la siguiente apuntando hacia abajo. ^{[ 35 ] [ 36 ]} Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de tectónica de placas . Los investigadores creen que estas franjas magnéticas en Marte son evidencia de un período corto y temprano de actividad tectónica de placas. ^{[ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]} Cuando las rocas se volvieron sólidas, retuvieron el magnetismo que existía en ese momento. Se cree que el campo magnético de un planeta es causado por movimientos de fluidos bajo la superficie. Los datos iniciales se obtuvieron cuando MGS viajó cerca del planeta durante el frenado atmosférico. Sin embargo, mediciones posteriores, recopiladas durante un período de 2 años desde una altitud de 400 km (250 mi) , revelaron que las características magnéticas incluso coincidían con características conocidas en la superficie. ^{[ 40 ]} Sin embargo, existen algunas diferencias entre las franjas magnéticas en la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, están mucho más fuertemente magnetizadas y no parecen extenderse desde una zona de expansión de la corteza media. Debido a que el área que contiene las franjas magnéticas tiene alrededor de cuatro mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo durante los primeros cientos de millones de años de la vida de Marte, cuando la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber sido lo suficientemente alta como para mezclarlo en una dinamo magnética. No hay campos magnéticos cerca de grandes cuencas de impacto como Hellas. El choque del impacto puede haber borrado la magnetización remanente en la roca. El magnetismo producido por el movimiento inicial del fluido en el núcleo no habría existido después de los impactos. ^{[ 41 ]}     

_{Cuando la} roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe₂O₃ ₎ , se enfría y solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo magnético. Este magnetismo se pierde únicamente si la roca se calienta posteriormente por encima de una temperatura determinada (el punto de Curie, que es de 770 °C para el hierro). El magnetismo que queda en las rocas es un registro del campo magnético presente durante su solidificación. ^{[ 42 ]} 

Se cree que muchas formaciones en Marte son glaciares con una capa relativamente delgada de escombros que impide que el hielo se derrita. Algunas de estas formaciones se muestran en las imágenes a continuación. Una descripción detallada de ellas se puede encontrar en el artículo « Glaciares en Marte» .

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  Fondo del cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish . La superficie irregular se formó por el desprendimiento de hielo del suelo. El cráter ha acumulado gran cantidad de hielo cubierto de rocas y tierra.
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  Capas del manto, observadas por HiRISE bajo el programa HiWish. El manto es rico en hielo y cae de la atmósfera durante ciertos climas. La presencia de varias capas sugiere que ha llegado de la atmósfera en diferentes momentos.
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  El cráter Arrhenius, visto por la cámara CTX (a bordo del orbitador de reconocimiento de Marte ).
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  Características glaciares en el cráter Arrhenius, observadas por HiRISE dentro del programa HiWish . Las flechas señalan antiguos glaciares.

Cuando se dan las condiciones perfectas para la formación de dunas de arena, con viento constante en una dirección y la cantidad justa de arena, se forma una duna barján. Las barjanas tienen una pendiente suave en el lado de viento y una pendiente mucho más pronunciada en el lado de sotavento, donde a menudo se forman cuernos o una muesca. ^{[ 43 ]} Toda la duna puede parecer que se mueve con el viento. Observar las dunas en Marte puede indicarnos la intensidad y la dirección de los vientos. Si se toman fotografías a intervalos regulares, se pueden observar cambios en las dunas o posiblemente en ondulaciones en su superficie. En Marte, las dunas suelen ser de color oscuro porque se formaron a partir de basalto, una roca volcánica común. En el ambiente seco, los minerales oscuros del basalto, como el olivino y el piroxeno, no se descomponen como en la Tierra. Aunque es raro, se encuentra arena oscura en Hawái, que también tiene muchos volcanes que expulsan basalto. Barján es un término ruso porque este tipo de duna se observó por primera vez en las regiones desérticas de Turkistán. ^{[ 44 ]} Parte del viento en Marte se crea cuando el hielo seco en los polos se calienta en primavera. En ese momento, el dióxido de carbono sólido (hielo seco) se sublima o se transforma directamente en gas y se aleja a gran velocidad. Cada año marciano, el 30% del dióxido de carbono en la atmósfera se congela y cubre el polo que está experimentando el invierno, por lo que existe un gran potencial para vientos fuertes. ^{[ 45 ]}

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  Dunas oscuras, captadas por HiRISE bajo el programa HiWish . Estas dunas están compuestas de basalto , una roca ígnea . El recuadro oscuro en el centro de la foto muestra el área ampliada en la siguiente imagen. La escala es de 500 metros.
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  Primer plano de dunas oscuras, captadas por HiRISE con el programa HiWish . La imagen mide algo más de 1  km en su dimensión más larga. La ubicación de esta imagen se muestra en la imagen anterior.
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  Dunas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Eridania .
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  Dunas en el fondo del cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish.

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