Tierra Sabaea

Terra Sabaea es una gran área en Marte. Sus coordenadas son 2°N 42°E / 2°N 42°E / 2; 42 y cubre 4.700 kilómetros (2.900 mi) en su extensión más amplia. Recibió su nombre en 1979 en honor a una característica clásica del albedo en el planeta. Terra Sabaea es bastante grande y partes de ella se encuentran en cinco cuadrángulos: cuadrángulo Arabia , cuadrángulo Syrtis Major , cuadrángulo Iapygia , cuadrángulo Ismenius Lacus y cuadrángulo Sinus Sabaeus .

Algunos paisajes parecen glaciares que salen de los valles de las montañas de la Tierra. Otros tienen un aspecto ahuecado, como un glaciar después de que casi todo el hielo haya desaparecido. Lo que queda son las morrenas, la suciedad y los escombros que arrastra el glaciar. El centro está ahuecado porque el hielo ha desaparecido casi por completo. ^[1] Estos supuestos glaciares alpinos se han denominado formas similares a glaciares (GLF) o flujos similares a glaciares (GLF). ^[2] Las formas similares a glaciares son un término posterior y tal vez más preciso porque no podemos estar seguros de que la estructura se esté moviendo en ese momento. ^[3] Otro término más general que a veces se ve en la literatura es el de características de flujo viscoso (VFF). ^[3]

También se ha interpretado que una variedad de otras características de la superficie están directamente relacionadas con el hielo que fluye, como el terreno erosionado , ^[4] el relleno de valles lineales , ^{[5] [6]} el relleno de cráteres concéntricos , ^{[7] [8]} y las crestas arqueadas. ^[9] También se cree que una variedad de texturas superficiales observadas en imágenes de latitudes medias y regiones polares están relacionadas con la sublimación del hielo glacial. ^{[8] [10]}

Las imágenes que aparecen a continuación muestran formaciones que se cree que son glaciares; algunas pueden contener todavía hielo; en otras, es probable que el hielo haya desaparecido en gran parte. Dado que puede haber hielo debajo de unos pocos metros de escombros, estos lugares podrían utilizarse para abastecer de agua a los futuros colonos marcianos.

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  El glaciar Pie de Elefante del lago Romer en el Ártico de la Tierra, visto por el satélite Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características de Marte que se cree que también son glaciares.
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  Mesa en el cuadrángulo de Ismenius Lacus, vista por CTX. La mesa está erosionada por varios glaciares. Uno de los glaciares se ve con mayor detalle en las dos siguientes imágenes de HiRISE.
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  Glaciar visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. En la siguiente foto, el área dentro del rectángulo se amplía. Zona de acumulación de nieve en la parte superior. El glaciar se desplaza hacia el valle y luego se extiende hacia la llanura. La evidencia del flujo proviene de las numerosas líneas en la superficie. La ubicación se encuentra en Protonilus Mensae en el cuadrángulo de Ismenius Lacus.
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  Ampliación del área en rectángulo de la imagen anterior. En la Tierra, la cresta se denominaría morrena terminal de un glaciar alpino. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Restos de glaciares, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Extremo de un glaciar, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish. La superficie a la derecha de la morrena final muestra un patrón en el suelo, algo habitual en los lugares donde el agua subterránea se ha congelado.
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  Vista amplia de CTX que muestra mesetas y cerros con plataformas de escombros lobulados y relleno de valle lineal a su alrededor. La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius .
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  Primer plano del relleno de valle lineal (LVF), tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen CTX anterior.

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  Vista amplia del relleno del valle lineal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo del Lago Ismenius .
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  Vista ampliada del terreno cerebral en la superficie del relleno del valle lineal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo del Lago Ismenius.
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  Vista cercana y en color del relleno del valle lineal, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo del Lago Ismenius.

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 de arena llamada barján. Las dunas de arena tienen una pendiente suave en el lado del viento y una pendiente mucho más pronunciada en el lado de sotavento, donde a menudo se forman cuernos o una muesca. ^[11] Puede parecer que toda la duna se mueve con el viento. Observar las dunas en Marte puede indicarnos la fuerza de los vientos, así como su dirección. Si se toman fotografías a intervalos regulares, se pueden ver cambios en las dunas o, posiblemente, ondulaciones en la superficie de la duna. En Marte, las dunas suelen ser de color oscuro porque se formaron a partir de la roca volcánica común, el basalto. En el entorno seco, los minerales oscuros del basalto, como el olivino y el piroxeno, no se descomponen como lo hacen en la Tierra. Aunque es poco frecuente, se encuentra algo de arena oscura en Hawái, que también tiene muchos volcanes que descargan basalto. Barján es un término ruso porque este tipo de duna se vio por primera vez en las regiones desérticas de Turkestán. ^[12] Parte del viento en Marte se crea cuando el hielo seco de 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 de la atmósfera se congela y cubre el polo que está experimentando el invierno, por lo que existe un gran potencial de vientos fuertes. ^[13] Algunos lugares de Terra Sabaea muestran dunas, como en las imágenes siguientes.

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  Dunas en Schaeberle (cráter marciano) , vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Dunas y cráteres, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish Algunas de las dunas son barjanes.

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  Mesa erosionada en Syrtis Major. Sería complicado caminar por esta formación. La imagen fue tomada con Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública del MOC .
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  Primer plano de un depósito de cráteres que muestra tanto cráteres de impacto como cráteres de foso causados ​​por derrumbes. Imagen tomada por HiRISE en el marco del programa HiWish .

Un relleno de cráter concéntrico es una forma de relieve en la que el suelo de un cráter está cubierto en su mayor parte por una gran cantidad de crestas paralelas. ^[14] Es común en las latitudes medias de Marte, ^{[15] [16]} y se cree ampliamente que es causado por el movimiento glacial. ^{[17] [18]}

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  Cráter con relleno concéntrico, visto desde el CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). La ubicación es el cuadrángulo Casius.
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  Huecos bien desarrollados de relleno de cráter concéntrico, como los que vio HiRISE en el marco del programa HiWish .
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  Primer plano que muestra grietas que contienen hoyos en el suelo de un cráter que contiene relleno de cráter concéntrico, como lo vio HiRISE bajo el programa HiWish.

Se cree que las capas a lo largo de las laderas, especialmente a lo largo de las paredes del cráter, son los restos de un material que alguna vez estuvo muy extendido y que en su mayor parte ha sido erosionado. ^[19]

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  Capas en los cráteres, como las vio HiRISE con el programa HiWish. Es probable que el área estuviera cubierta por estas capas; ahora las capas se han erosionado, excepto el interior protegido de los cráteres.
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  Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas en los cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. ^[20] Es posible que el agua subterránea haya estado involucrada en la formación de capas en algunos lugares.

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  Capas de roca en el cráter Flammarion, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.

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  Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Una cresta corta las capas en un ángulo recto.
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  Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Parte de la imagen está en color. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de cráteres. ^[21] Las crestas suelen aparecer como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera reticular. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. ^{[22] [23] [24]}

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  Red de crestas, tal como la ve HiRISE en el marco del programa HiWish Las crestas pueden formarse de diversas maneras.
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  Color, primer plano de las crestas vistas en la imagen anterior, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Más crestas del mismo lugar que las dos imágenes anteriores, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
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  Red de crestas lineales, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Imagen en primer plano y en color de una imagen anterior de una red de crestas lineales, tal como se ve con HiRISe en el programa HiWish
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  Más redes de crestas lineales desde la misma ubicación que las dos imágenes anteriores, como se ve con HiRISE en el programa HiWish

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  Vista amplia de la red de crestas, tal como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las siguientes imágenes.
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  Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior.
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  Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE con el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior.
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  Vista de cerca de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior. Una pequeña meseta en la imagen muestra capas.
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  Vista cercana y en color de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.

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  Lecho rocoso bandeado en Terra Sabaea, en las antiguas tierras altas al norte de la cuenca Hellas . La imagen tiene aproximadamente un kilómetro de ancho. Los colores están realzados.
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  Vista amplia de CTX de la meseta que muestra una plataforma de escombros lobulada (LDA) y un relleno de valle lineal. Se cree que ambos son glaciares cubiertos de escombros.
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  El terreno cerebral visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Primer plano de la plataforma de escombros lobulados de la imagen CTX anterior de una meseta. La imagen muestra un terreno cerebral de células abiertas y un terreno cerebral de células cerradas , que es más común. Se cree que el terreno cerebral de células abiertas contiene un núcleo de hielo. La imagen es de HiRISE bajo el programa HiWish.

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  Cráter de impacto que puede haberse formado en un terreno rico en hielo, como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Cráter de impacto que puede haberse formado en un terreno rico en hielo, como se vio con HiRISE en el marco del programa HiWish. Nótese que el material eyectado parece estar más bajo que el entorno. El material eyectado caliente puede haber provocado que parte del hielo desapareciera, lo que redujo el nivel del material eyectado.

• Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM.
• Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. Informe planetario: 34, 1, 8-14
• Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios. Springer Praxis Books / Ciencias geofísicas.

• Hielo marciano - Jim Secosky - 16.ª Convención anual de la Sociedad Internacional de Marte