Cuadrángulo de Noé

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Cuadrángulo de Noé

Mapa del cuadrángulo de Noachis 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	47°30′S 330°00′O / 47.5, -47.5; -330

El cuadrángulo de Noachis 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 de Noachis también se conoce como MC-27 (Mars Chart-27). ^[1]

El cuadrángulo de Noachis cubre el área de 300° a 360° de longitud oeste y de 30° a 65° de latitud sur en Marte . Se encuentra entre las dos cuencas de impacto gigantes de Marte: Argyre y Hellas. El cuadrángulo de Noachis incluye Noachis Terra y la parte occidental de Hellas Planitia .

Noachis está tan densamente cubierto de cráteres de impacto que se considera uno de los accidentes geográficos más antiguos de Marte, de ahí el término " Noachian " para uno de los períodos de tiempo más tempranos en la historia marciana. Además, muchos cráteres anteriormente enterrados están saliendo a la superficie ^[2] , donde la edad extrema de Noachis ha permitido que los cráteres antiguos se rellenen y vuelvan a quedar expuestos.

Gran parte de la superficie del cuadrángulo de Noachis muestra una topografía festoneada donde la desaparición del hielo terrestre ha dejado depresiones. ^[3]

La primera pieza de tecnología humana que aterrizó en Marte aterrizó (se estrelló) en el cuadrángulo de Noachis. La Mars 2 soviética se estrelló en 44°12′S 313°12′O / 44.2°S 313.2°O / -44.2; -313.2 . Pesaba aproximadamente una tonelada. La nave automatizada intentó aterrizar en una tormenta de polvo gigante. Para empeorar las condiciones, esta área también tiene muchos remolinos de polvo. ^[4]

Algunas regiones de Marte muestran depresiones con forma de festones . Se cree que las depresiones son los restos de un depósito de manto rico en hielo. Las festones se crean cuando el hielo se sublima del suelo congelado. ^{[5] [6]} Este material del manto probablemente cayó del aire como hielo formado sobre el polvo cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del polo marciano. ^[7] Las festones suelen tener decenas de metros de profundidad y de unos pocos cientos a unos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargadas. Algunas parecen haberse fusionado, lo que provocó la formación de un gran terreno muy picado. Un estudio publicado en Icarus descubrió que las formas del terreno de topografía festoneada pueden formarse por la pérdida del subsuelo de hielo de agua por sublimación en las condiciones climáticas marcianas actuales. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. ^[8] El proceso de producción del terreno puede comenzar con la sublimación de una grieta porque a menudo hay grietas poligonales donde se forman festones. ^[3]

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  Topografía festoneada, vista desde HiRISE
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  Vista cercana de la topografía festoneada, como la ve HiRISE
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  Topografía ondulada, tal como la observa HiRISE en el programa HiWish. También se ven huellas de remolinos de polvo .
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  Topografía festoneada, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish

Muchas áreas de Marte experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un remolino de polvo, sopla el recubrimiento y expone la superficie oscura subyacente creando rastros . Los remolinos de polvo se han visto desde el suelo y desde la órbita. Incluso han soplado el polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte , extendiendo así enormemente su vida. ^[9] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar tres meses, en cambio han durado más de seis años y todavía funcionan después de más de ocho años. Se ha demostrado que el patrón de los rastros cambia cada pocos meses. ^[10] El estudio de TA que combinó datos de la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) y la Cámara del Orbitador de Marte (MOC) encontró que algunos grandes remolinos de polvo en Marte tienen un diámetro de 700 metros y duran al menos 26 minutos. ^[11] Algunos remolinos de polvo son más altos que el tornado promedio en la Tierra. ^[12] La imagen del cráter Russel que aparece a continuación muestra los cambios en las huellas de los remolinos de polvo a lo largo de un período de tan solo tres meses, tal como documentó HiRISE . En la imagen de Frento Vallis se pueden ver otras huellas de remolinos de polvo.

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  Cambios en el remolino de polvo del cráter Russell , vistos por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver los cambios en las trayectorias de los remolinos de polvo en tan solo tres meses.
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  El valle de Frento , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver mejor las huellas de los remolinos de polvo .

Los cráteres de impacto suelen tener un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos no suelen tener un 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. ^[13] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter tras el impacto. ^[14] A veces, los cráteres muestran capas. Los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.

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  Cráter Maunder , visto por HiRISE. El saliente es parte de la pared sur degradada (hacia el fondo) del cráter. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
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  Cráter Asimov , visto por HiRISE. La parte inferior de la imagen muestra la pared sureste del cráter. La parte superior de la imagen muestra el borde del montículo que ocupa la mayor parte del cráter.
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  Capas en la ladera oeste del cráter Asimov, vistas por HiRISE.
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  Primer plano de las capas de la ladera oeste del cráter Asimov. Las sombras muestran el saliente. Algunas de las capas son mucho más resistentes a la erosión, por lo que sobresalen. Imagen de HiRISE.
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  Ladera este del cráter central del cráter Asimov, vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver más detalles de los numerosos barrancos.
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  Cráter Kaiser (cráter grande en la parte superior de la imagen) contexto de la imagen THEMIS
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  Detalle de la pared sur del cráter Kaiser, tal como lo ve THEMIS. La parte superior de la imagen muestra parte de un campo de dunas.
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  El suelo del cráter Rabe , visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver las capas. La arena oscura que formó las dunas probablemente llegó desde otro lugar.
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  Cráter que estuvo enterrado en otra época y que ahora está siendo expuesto por la erosión, como lo vio el Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de Focalización Pública del MOC
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  Suelo del cráter del cuadrángulo Noachis, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Formas de erosión en el suelo del cráter, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Le Verrier (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter)
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  Cráteres secundarios, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish. Estos se formaron a partir de material arrojado al aire por el impacto primario de un cuerpo grande cercano.

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. Los barján 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. ^[15] La siguiente imagen muestra un barján definido.

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  Dunas oscuras (probablemente de basalto ) en un campo de dunas intracráter, Noachis. Imagen de Mars Global Surveyor, en el marco del Programa de focalización pública de MOC .
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  Vista panorámica de las dunas de Noachis, tal como las vio HiRISE
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  Vista en primer plano de las dunas de la imagen anterior, tal como las vio HiRISE. Observe cómo la arena apenas cubre algunas rocas.
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  Dunas de arena de Barján en la región del Helesponto, vistas por HiRISE. Los cuernos apuntan en la dirección del viento.
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  Ondulaciones y dunas del cráter Proctor , vistas por HiRISE
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  Vista panorámica de un campo de dunas de arena, tal como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el programa HiWish. Se muestra una duna de abedul.
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  Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las dunas de arena, como las vio HiRISE en el programa HiWish. Se muestra una duna de abedul.
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  Vista cercana y en color de las dunas de arena, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana y en color de las dunas de arena en forma de domo, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish

En ciertas regiones de Marte se encuentran barrancos en pendientes pronunciadas. Se han propuesto muchas ideas para explicarlos. Una idea popular es que se formaron por agua corriente cuando el clima era diferente. Recientemente, debido a que se han observado cambios en los barrancos desde que la HiRISE está orbitando Marte, se piensa que pueden estar formados por trozos de hielo seco que se mueven pendiente abajo durante la primavera. Los barrancos son uno de los descubrimientos más interesantes realizados por naves espaciales en órbita. ^{[16] [17] [18] [19]}

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  Barrancos en la pared de un cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Barrancos en el montículo del cráter Asimov, vistos por HiRISE

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  Vista amplia de barrancos y crestas en el cráter, como se ve con HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de los canales de las cárcavas, tal como los ve HiRISE con el programa HiWish. Los canales forman algunas curvas cerradas.
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  Vista cercana de los canales de las cárcavas, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas señalan canales pequeños dentro de canales más grandes.

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  Vista panorámica de los barrancos, tal como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Los canales muestran curvas.
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  Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Se ven formas poligonales.
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  Cráter con barrancos, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de los barrancos, como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish

El suelo de Hellas contiene algunas características de aspecto extraño. Una de estas características se llama "terreno en bandas". ^{[20] [21] [22]} Este terreno también se ha llamado terreno "taffy pull", y se encuentra cerca del terreno de panal, otra superficie extraña. ^[23] El terreno en bandas se encuentra en la parte noroeste de la cuenca de Hellas. Esta sección de la cuenca de Hellas es la más profunda. El depósito de terreno en bandas muestra una alternancia de formas de bandas estrechas e interbandas. La naturaleza sinuosa y la textura de la superficie relativamente suave sugieren un origen de flujo viscoso. Un estudio publicado en Planetary and Space Science encontró que este terreno era el depósito más joven del interior de Hellas. También sugieren en el artículo que el terreno en bandas puede haber cubierto un área más grande del interior noroeste de Hellas. Las bandas se pueden clasificar como lineales, concéntricas o lobuladas. Las bandas suelen tener entre 3 y 15 km de largo y 3 km de ancho. Las depresiones estrechas entre bandas tienen 65 m de ancho y 10 m de profundidad. ^[24] Las imágenes de estas características pueden parecer arte abstracto.

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  Vista amplia de parte del fondo de la cuenca Hellas, tal como la ve CTX
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  Vista amplia del fondo de la cuenca Hellas, tal como la vio CTX. Esta es una pequeña ampliación de la imagen anterior. El recuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen, que se tomó con HiRISE.
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  Primer plano del terreno en bandas del fondo de la cuenca Hellas, tal como lo ve HiRISE. Otras fotografías anteriores muestran vistas amplias de esta región.
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  Terreno retorcido en Hellas Planitia , pero en realidad ubicado en el cuadrángulo de Noachis. Imagen tomada con HiRISE.

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  Características estratificadas en el suelo de Hellas Planitia , como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Este puede ser un ejemplo de terreno en forma de panal que aún no se comprende por completo.

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  Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
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  Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish. Estas bandas retorcidas también se denominan terreno "taffy pull".
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  Vista panorámica de las bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las crestas en bandas retorcidas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Características del suelo en Hellas Planitia, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Características del suelo en Hellas Planitia, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Terreno en bandas, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

En algunas dunas se encuentran barrancos, que son algo diferentes a los que se encuentran en otros lugares, como las paredes de los cráteres. Los barrancos de las dunas parecen mantener el mismo ancho a lo largo de una gran distancia y, a menudo, terminan en un pozo, en lugar de una plataforma. Muchos de estos barrancos se encuentran en las dunas de Russell (cráter marciano) .

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  Vista panorámica de las dunas del cráter Russell, tal como las vio HiRISE. Se ven muchos barrancos estrechos.
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  Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE. Nota: Este tipo de barrancos no suelen terminar en una plataforma.
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  Vista cercana del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE
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  Vista cercana y en color del final de los barrancos en el cráter Russell, como lo vio HiRISE

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  Canales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Canal, tal como lo ve HiRISE en el programa HiWish

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  Mapa cuadrangular de Noachis etiquetado con las características principales
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  Manto diseccionado con capas, como se ve mediante HiRISE
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  Capas en la depresión del cráter, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista amplia de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista de cerca de los huecos, tal como los ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Polígonos centrales altos, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Se dibujan cuadros alrededor de dos polígonos individuales.
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  Vista amplia de montículos y terreno cerebral , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana de montículos y terreno cerebral, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Material de tonos claros, como el que se observa en HiRISE en el programa HiWish. El material de tonos claros suele estar asociado con minerales que se forman en el agua.
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  Vista cercana de la superficie, que muestra rocas y material de tonos claros, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Flujo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista amplia que muestra flujos y crestas, como los ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Cuadrángulo de Noé .

• Terreno de flujo en bandas en la cuenca Hellas