Cuadrángulo Lunae Palus

Lunae Paluscuadrilátero

Mapa del cuadrángulo Lunae Palus a partir de los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas están en rojo y las más bajas en azul.
Coordenadas	15°00′N 67°30′O / 15, -67,5

El cuadrángulo Lunae Palus es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo también se conoce como MC-10 (Carta de Marte-10). ^[1] Lunae Planum y partes de Xanthe Terra y Chryse Planitia se encuentran en el cuadrángulo Lunae Palus. El cuadrángulo Lunae Palus contiene muchos valles fluviales antiguos.

El cuadrángulo cubre el área de 45° a 90° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud norte en Marte . El módulo de aterrizaje Viking 1 (parte del programa Viking ) aterrizó en el cuadrángulo el 20 de julio de 1976, en 22°24′N 47°30′O / 22.4, -47.5 . Fue la primera nave espacial robótica en aterrizar con éxito en el Planeta Rojo. ^[2]

El cielo sería de un rosa claro. La tierra también se vería rosada. Se encontrarían rocas de muchos tamaños esparcidas por todas partes. Una gran roca, llamada Big Joe, es tan grande como una mesa de banquete. Algunas rocas mostrarían erosión debido al viento. ^[3] Habría muchas pequeñas dunas de arena que todavía están activas. La velocidad del viento sería típicamente de 7 metros por segundo (16 millas por hora). Habría una costra dura en la parte superior del suelo similar a un depósito, llamado caliche, que es común en el suroeste de los EE. UU. ^{[4] [5]} Estas costras se forman por soluciones de minerales que se mueven a través del suelo y se evaporan en la superficie. ^[6]

El suelo se parecía a los producidos por la erosión de las lavas basálticas . El suelo analizado contenía abundante silicio y hierro , junto con cantidades significativas de magnesio , aluminio , azufre , calcio y titanio . Se detectaron oligoelementos, estroncio e itrio . La cantidad de potasio fue cinco veces menor que el promedio de la corteza terrestre. Algunos productos químicos en el suelo contenían azufre y cloro que eran similares a los que quedan después de la evaporación del agua de mar. El azufre estaba más concentrado en la corteza sobre el suelo que en el suelo a granel debajo. El azufre puede estar presente como sulfatos de sodio , magnesio, calcio o hierro. También es posible que haya sulfuro de hierro. ^[7] Tanto el rover Spirit como el rover Opportunity también encontraron sulfatos en Marte; en consecuencia, los sulfatos pueden ser comunes en la superficie marciana. ^[8] El rover Opportunity (que aterrizó en 2004 con instrumentos avanzados) encontró sulfato de magnesio y sulfato de calcio en Meridiani Planum . ^[9] Utilizando los resultados de las mediciones químicas, los modelos minerales sugieren que el suelo podría ser una mezcla de alrededor del 80% de arcilla rica en hierro , alrededor del 10% de sulfato de magnesio ( ¿kieserita ?), alrededor del 5% de carbonato ( calcita ) y alrededor del 5% de óxidos de hierro ( hematita , magnetita , goethita ?). Estos minerales son productos típicos de la erosión de las rocas ígneas máficas . ^[10] Los estudios con imanes a bordo de los módulos de aterrizaje indicaron que el suelo está compuesto de un 3 a un 7% de materiales magnéticos en peso. Los productos químicos magnéticos podrían ser magnetita y maghemita . Estos podrían provenir de la erosión de la roca basáltica . ^{[11] [12]} Los experimentos llevados a cabo por el rover Mars Spirit (aterrizó en 2004) indicaron que la magnetita podría explicar la naturaleza magnética del polvo y el suelo en Marte. Se encontró magnetita en el suelo y que la parte más magnética del suelo era oscura. La magnetita es muy oscura. ^[13]

Viking realizó tres experimentos en busca de vida. Los resultados fueron sorprendentes e interesantes. La mayoría de los científicos ahora creen que los datos se debieron a reacciones químicas inorgánicas del suelo. Pero algunos todavía creen que los resultados se debieron a reacciones vivas. No se encontraron sustancias químicas orgánicas en el suelo; por lo tanto, casi toda la comunidad científica pensó que no se encontró vida porque no se detectaron sustancias químicas orgánicas. No encontrar ninguna sustancia orgánica fue inusual, ya que los meteoritos que cayeron en Marte durante aproximadamente 5 mil millones de años seguramente traerían algo de materia orgánica. Además, las áreas secas de la Antártida tampoco tienen compuestos orgánicos detectables, pero tienen organismos que viven en las rocas. ^[14] Marte casi no tiene capa de ozono, a diferencia de la Tierra, por lo que la luz ultravioleta esteriliza la superficie y produce sustancias químicas altamente reactivas como peróxidos que oxidarían cualquier sustancia química orgánica. ^[15] El perclorato puede ser la sustancia química oxidante. El módulo de aterrizaje Phoenix descubrió el perclorato químico en el suelo marciano. El perclorato es un oxidante fuerte, por lo que puede haber destruido cualquier materia orgánica en la superficie. ^[16] Si está muy extendida en Marte, la vida basada en el carbono sería difícil en la superficie del suelo.

La cuestión de la vida en Marte recibió un nuevo e importante giro cuando una investigación, publicada en el Journal of Geophysical Research en septiembre de 2010, propuso que en realidad había compuestos orgánicos presentes en el suelo analizado tanto por Viking 1 como por 2. El módulo de aterrizaje Phoenix de la NASA detectó en 2008 perclorato, que puede descomponer compuestos orgánicos. Los autores del estudio descubrieron que el perclorato destruye los compuestos orgánicos cuando se calienta y produce clorometano y diclorometano , los mismos compuestos de cloro descubiertos por ambos módulos de aterrizaje Viking cuando realizaron las mismas pruebas en Marte. Dado que el perclorato habría descompuesto cualquier compuesto orgánico marciano, la cuestión de si Viking encontró o no vida sigue abierta. ^[17]

"Vallis" (plural: "valles") es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar las características del relieve de otros planetas.

El término "vallis" se utilizaba para designar los antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte cuando se enviaron las primeras sondas a Marte. Las sondas Viking Orbiter provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte; se descubrieron enormes valles fluviales en muchas zonas. Las cámaras en órbita mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y recorrieron miles de kilómetros. ^{[18] [19] [20]}

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  Bahram Vallis , visto por HiRISE . Se pueden ver deslizamientos de tierra rotacionales (hundimientos) en la base de la pared norte
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  Vista cercana de una parte de Bahram Vallis, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Isla aerodinámica de Maja Valles , vista por HiRISE. Isla formada detrás del cráter de impacto en la parte inferior derecha.
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  Depósito de Tyras Vallis , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas.
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  Depósito en abanico de Tyras Vallis visto desde un ángulo solar diferente. La barra de escala mide 500 metros de largo. Esta imagen está justo a la derecha de la imagen anterior.
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  Nanedi Valles , vista por THEMIS
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  Nanedi Valles en primer plano, tal como la vio THEMIS
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  Sección de Nanedi Valles, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Parte del Valle de Nanedi, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. La franja de color tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Vista panorámica de Nanedi Valles, vista por el orbitador Viking 1. El recuadro indica la posición de la siguiente imagen.
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  Vista de cerca de Nanedi Valles, tal como la vio la sonda Mars Global Surveyor. La flecha señala un pequeño canal que se formó después del valle principal. Esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Las aguas de Vedra Valles , Maumee Valles y Maja Valles iban desde Lunae Planum a la izquierda hasta Chryse Planitia a la derecha. La imagen está ubicada en el cuadrilátero Lunae Palus y fue tomada por Viking Orbiter .
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  Mapa que muestra las posiciones relativas de varios valles en el cuadrángulo de Lunae Palus, incluidos los valles de Vedra, Maumee y Maja. El recuadro indica dónde se encuentran estos valles. Los colores indican la elevación.

Las sondas Viking Orbiter provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte. Se encontraron enormes valles fluviales en muchas zonas. Demostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y recorrieron miles de kilómetros. ^{[18] [19] [20]}

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  Bahram Vallis , visto por Viking. El valle está ubicado en el norte de Lunae Planum y el cuadrilátero Lunae Palus. Se encuentra casi a medio camino entre Vedra Valles y el bajo Kasei Valles .
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  Las islas aerodinámicas de Maja Valles vistas por la sonda Viking muestran que en Marte se produjeron grandes inundaciones. La imagen se encuentra en el cuadrángulo Lunae Palus.
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  Se necesitaron grandes cantidades de agua para llevar a cabo la erosión que se muestra en esta imagen vikinga de una pequeña parte de Maja Valles . La imagen está ubicada en el cuadrángulo Lunae Palus.

Hypanis Vallis , en el cuadrángulo Lunae Palus, fue uno de los sitios propuestos como lugar de aterrizaje para el Laboratorio Científico de Marte , popularmente conocido como el rover Curiosity . Uno de los objetivos del Laboratorio Científico de Marte es buscar señales de vida antigua, ya que muchas rocas marcianas se dan en un contexto de hidrogeología , es decir, se formaron en el agua, en el fondo de lagos o mares, o por agua que se filtró a través del suelo, aunque investigadores de la Universidad de Brown han sugerido recientemente que la desgasificación de vapor a la atmósfera desde el interior de un nuevo planeta también puede producir los minerales arcillosos que se ven en estas rocas. ^[21]

Como estos problemas siguen sin resolverse, se espera que una misión posterior pueda traer muestras de los sitios identificados como los que ofrecen las mejores posibilidades de restos de vida. Para que la nave descendiera de manera segura, se necesitaba un círculo liso y plano de 12 millas de ancho. Los geólogos esperaban examinar lugares donde alguna vez se estancó el agua, ^[22] y examinar sus capas de sedimentos. El sitio finalmente elegido para el Laboratorio Científico de Marte fue el cráter Gale en el cuadrángulo Aeolis , y un aterrizaje exitoso tuvo lugar allí en 2012. El rover todavía está operativo a principios de 2019. Los científicos de la NASA creen que las rocas del suelo del cráter Gale son de hecho sedimentarias, formadas en agua estancada. ^[23]

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  Hypanis Vallis , visto por HiRISE. La barra de escala mide 500 metros de largo.

Una de las características más significativas de la región de Lunae Palus, Kasei Valles, es uno de los canales de desagüe más grandes de Marte. Al igual que otros canales de desagüe, fue excavado por agua líquida, probablemente durante inundaciones gigantescas.

Kasei tiene unos 2.400 kilómetros (1.500 millas) de largo. Algunas secciones de Kasei Valles tienen 300 kilómetros (190 millas) de ancho. Comienza en Echus Chasma , cerca de Valles Marineris , y desemboca en Chryse Planitia , no lejos de donde aterrizó la Viking 1. Sacra Mensa, una gran meseta, divide Kasei en canales norte y sur. Es uno de los canales de salida continuos más largos de Marte. Alrededor de los 20° de latitud norte, Kasei Valles se divide en dos canales, llamados Cañón Kasei Vallis y Canal Kasei Norte. Estas ramas se recombinan alrededor de los 63° de longitud oeste. Algunas partes de Kasei Valles tienen entre 2 y 3 km de profundidad. ^[24]

Los científicos sugieren que se formó por varios episodios de inundaciones y tal vez por alguna actividad glacial. ^[25]

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  Área alrededor del norte de Kasei Valles, que muestra las relaciones entre Kasei Valles , Bahram Vallis , Vedra Valles , Maumee Valles y Maja Valles . La ubicación del mapa está en el cuadrángulo de Lunae Palus e incluye partes de Lunae Planum y Chryse Planitia .
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  Kasei Valles , visto desde THEMIS
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  Capas y canales en la región de Kasei Valles, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista panorámica de pequeños canales en Kasei Valles, tal como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Imagen de contexto que muestra la ubicación de los canales en ESP_075855_2100
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  Canales en Kasei Valles. Esta imagen de HiRISE tiene unos 5 km de ancho.
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  Vista panorámica del suelo de Kasei Valles, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Ranuras en la pared de Kasei Valles, como las observa HiRISE en el programa HiWish. Las ranuras pueden ser causadas por el agua que se mueve en el canal.
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  Vista en color de las ranuras en la pared de Kasei Valles, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las ranuras pueden ser causadas por el agua que se mueve en el canal.
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  Capas en la pared a lo largo de Kasei Valles, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las capas a lo largo de la pared de Kasei Valles, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Los investigadores han descubierto numerosos ejemplos de deltas que se formaron en lagos marcianos. El hallazgo de deltas es una señal importante de que Marte alguna vez tuvo mucha agua. Los deltas suelen requerir aguas profundas durante un largo período de tiempo para formarse. Además, el nivel del agua debe ser estable para evitar que los sedimentos se arrastren. Se han encontrado deltas en una amplia zona geográfica. ^[26]

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  Delta en el cuadrángulo Lunae Palus, visto desde THEMIS
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  Delta que llena un cráter, visto por HiRISE

Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con material eyectado a su alrededor, en contraste con los cráteres volcánicos, que por lo general no tienen borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres se hacen más grandes (superiores a 10 km de diámetro), suelen tener un pico central. ^[27] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter después del impacto. ^[18] A veces, los cráteres muestran capas. Los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.

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  Pico central del cráter Fesenkov , visto por HiRISE
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  Cráter Santa Fe , visto por HiRISE
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  Primer plano de los barrancos de la imagen anterior, tal como los ve HiRISE
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  Cráter Canso
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  Pared norte y suelo del cráter Canso, vistos desde HiRISE
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  El cráter Montevallo , visto por THEMIS. La imagen muestra un deslizamiento de tierra en el borde norte.
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  Cráter que muestra capas, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
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  Mosaico del cráter Ottumwa de la sonda Viking Orbiter 1

En el lenguaje geográfico que se utiliza para referirse a Marte, las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fossae. Este término deriva del latín, por lo que fossa es singular y fossae es plural. ^[28] Las depresiones se forman cuando la corteza se estira hasta romperse. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Las fosas o cráteres de pozo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. ^[29]

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  Labeatis Fossae , vista por THEMIS
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  Vista de cerca de Labeatis Fossae, vista por THEMIS

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  Capas en Monument Valley. Se acepta que se formaron, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
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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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  Rayas oscuras en las pendientes , como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish. Las formas de las rayas se han visto afectadas por las rocas.
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  Vista en color de las rayas oscuras de la pendiente, como las ve HiRISE
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  Vista amplia de mesetas con vetas oscuras en las laderas, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Gran grupo de vetas oscuras en la pendiente a lo largo de la pared de una mesa, como las ve HIRISE
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  Vista cercana del final de las rayas oscuras de la pendiente, como las ve HiRISE
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  Rayas oscuras en la ladera de una meseta, como las ve HIRISE. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Vista cercana del final de las rayas oscuras de la pendiente, como las ve HiRISE
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  Rayas de Dark Slope, vistas por HiRISE a través del programa HiWish
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  Rayas de Dark Slope, vistas por HiRISE a través del programa HiWish. Observe cómo las rocas desvían el camino del polvo que se avalana.
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  Rayas de Dark Slope, vistas por HiRISE a través del programa HiWish
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  Sombra cuadrada Con las decenas de miles de fotografías tomadas con HiRISE, es probable que algunas sean extrañas: es decir, no fueron preparadas por extraterrestres.

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  Mapa de MOLA que muestra los límites de Lunae Planum y otras regiones. Los colores indican las elevaciones.
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  Mapa de Lunae Palus con etiquetas
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  Dunas y rocas en Marte, vistas desde la sonda Viking I. Haga clic en la imagen para ver más detalles.
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  Trincheras excavadas en la superficie marciana por la sonda Viking I. El color es bastante preciso con el cielo rosado. Las trincheras están en la zona de "Sandy Flats" del lugar de aterrizaje en Chryse Planitia. El brazo que sostiene los sensores meteorológicos está a la izquierda. Haga clic en la imagen para ver más detalles.
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  Echus Montes , como se ve en CTX . Haga clic en la imagen para ver un depósito semicircular (en la parte superior derecha) que es un deslizamiento de tierra.
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  Ister Chaos , visto desde HiRISE
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  Primer plano de Ister Chaos, visto por HiRISE
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  Crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas indican algunas crestas.
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  Flujos de lava, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Canales que contienen crestas eólicas transversales (TAR), como las observa HiRISE en el programa HiWish
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  Vista cercana de las crestas eólicas transversales (TAR), como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana de las crestas eólicas transversales (TAR), como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

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