Vastitas Borealis
Vastitas Borealis és la planura més gran del planeta Mart. Vastitas Borealis es troba situada en les latitut més septentrionals del planeta, i envol la regió polar del nort de Mart. A sovint li la coneix a Vastitas Borealis simplement com «les planures del nort». En realitat es tracta d'una depressió de gran extensió, a uns 4-5 quilómetros per baix de el "datum" marcià.
Dins de Vastitas Borealis destaca la zona denominada Utopia Planitia, gran planura que s'estén cap al sur, fins als 40° de latitut nort per l'hemisferi oriental. Alguns científics opinen que estes planures podien haver estat cobertes per un oceà en algun moment de l'història marcianana, i s'han postulat possibles llínees de costa en la seua franja meridional. Actualment estes planures de suaus pendents estan marcades per crestes (especialment Scandia Colles), menuts tossals i pocs cràters (com Lomonosov i Korolev). La Vastitas Borealis és clarament més uniforme i suau topográficamente que atres zones similars situades en l'hemisferi sur del planeta.
El 25 de maig de 2008, es va posar en èxit sobre la planura Vastitas Borealis la sonda Phoenix de la NASA (la primera en 32 anys en no utilisar airbags per a aterrisar sobre sol marcianà).
La part superior del sol té una costra. El microscopi va mostrar que el sol està compost de partícules planes (provablement un tipo d'argila) i partícules redonejades. Quan el sol s'arreplega, s'agrupa. Encara que atres mòduls d'aterrisage en atres llocs de Mart han vist moltes ones i dunes, no hi ha ones ni dunes visibles en l'àrea de "Phoenix". El gèl està present unes poques polzades baix de la superfície en el mig dels polígons. A lo llarc de la vora dels polígons, el gèl té a lo manco 8 polzades de profunditat. Quan el gèl s'expon a l'atmòsfera marcianana, desapareix llentament.[1]
Superfície
[editar | editar còdic]A diferència d'alguns llocs visitats pels Viking i Pathfinder, casi totes les roques prop del lloc d'aterrisage Phoenix en Vastitas Borealis són menudes. Fins a a on la cambra pot vore, el terreny és pla, pero té forma de polígons. Estes formes són causades pel gèl en el sol que reacciona als principals canvis de temperatura.[2] La part superior del sol té una costra. El microscopi va mostrar que el sol està compost de partícules planes (provablement un tipo d'argila) i partícules redonejades. Quan el sol s'arreplega, s'agrupa. Encara que atres mòduls d'aterrisage en atres llocs de Mart han vist moltes ones i dunes, no hi ha ones ni dunes visibles en l'àrea de la "Phoenix". El gèl està present unes poques polzades baix de la superfície en el mig dels polígons. A lo llarc de la vora dels polígons, el gèl està present a lo manco a 20 cm de profunditat. Quan el gèl s'expon a l'atmòsfera marcianana, es sublima i desapareix llentament.[3] En l'hivern hi hauria acumulacions de neu en la superfície.[4]
Química de superfície
[editar | editar còdic]Els resultats publicats en la revista Science en acabant de que va finalisar la missió Phoenix varen informar que clorur, bicarbonat, magnesi, sodi, potassi, calcio, i possiblement sulfat es varen detectar en les mostres. El pH es va reduir a 7.7 + o - 0.5. Perclorato (ClO 4 ), es va detectar un oxidant fort. Est va ser un descobriment significatiu. El producte químic té el potencial de ser utilisat com a combustible per a eixides i com a font d'oxigen per a futurs colon. Baixe certes condicions, el perclorato pot inhibir la vida; no obstant, alguns microorganismes obtenen energia de la substància (per reducció anaeròbica). La substància química quan es mescla en aigua pot reduir considerablement els punts de congelació, de manera similar a cóm s'aplica la sal a les carreteres per a derretir el gèl. El perclorato atrau fortament l'aigua; en conseqüència, podria extraure humitat de l'aire i produir una chicoteta cantitat d'aigua líquida en Mart hui.[5] Els barrancs, que són comuns en certes àrees de Mart, poden tindre format per perclorato derritiendo gèl i fent que l'aigua erosione el sol en pendents pronunciades.[6] Dos conjunts d'experiments varen demostrar que el sol conté 3-5% de carbonat de calcio. Quan una mostra es va calfar llentament en l'Analisador tèrmic i de gas evolucionat (TEGA), es va produir un pico a 725 °C, que és lo que succeiria si hi haguera carbonat de calcio. En un segon experiment, es va afegir àcit a una mostra de sol en el Laboratori de Química Humida (WCL) mentres un electrodo de pH media el pH. Com el pH va aumentar de 3.3 a 7.7, es va concloure que el carbonat de calci estava present. El carbonat de calci canvia la textura del sol al cementar partícules. Tindre carbonat de calci en el sol pot ser més fàcil per a les formes de vida perque amortigua els àcit, creant un pH més amigable en la vida.[7]
Terra modelada
[editar | editar còdic]Gran part de la superfície de Vastitas Borealis està coberta en sol estampat. A voltes el sol té forma de polígons. El mòdul d'aterrisage Phoenix va proporcionar vistes de primer pla del sol estampat en forma de polígons. En atres llocs, la superfície té montículs baixos disposts en cadenes. Alguns científics primer varen cridar a les característiques terreny de chafada digital perque les moltes llínees s'assemblaven a la chafada digital d'algú.[8] Es troben característiques similars en forma i tamany en regions periglacials terrestres com l'Antàrtida. Els polígons de l'Antàrtida es formen per l'expansió i contracció repetides de la mescla solc-gèl pels canvis estacionals de temperatura. Quan el sol sec cau en clavills, es formen falques d'arena que aumenten este efecte. Este procés dona com resultat rets poligonales de fractures per estrés.[9][10]
-
![Olympia Planitia Dunes, segons lo vist per HiRISE. L'algeps ha segut detectat ací per MRO.[11]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/38/Dunes_in_Olympia_Planum.jpg/250px-Dunes_in_Olympia_Planum.jpg?utm_source=commons.wikimedia.org&utm_campaign=imageinfo&utm_content=thumbnail)
-
El sol estampat alguna volta es va cridar terreny de chafades digitals perque semblava chafades digitals jagantes. Els punts obscurs són en realitat cadenes de montículs baixos. La característica circular central és un anell de roques obscures en la vora d'un cràter enterrat. Image de Mars Global Surveyor. -
Cràter de Lomonosov en sol poligonal estampat, com es veu en Mars Global Surveyor. -
Pis del cràter Korolev, vist per HiRISE.
![Olympia Planitia Dunes, segons lo vist per HiRISE. L'algeps ha segut detectat ací per MRO.[11]](/wiki/Archiu:Dunes_in_Olympia_Planum.jpg)
Glaciars
[editar | editar còdic]Els glaciars varen formar gran part de la superfície observable en grans àrees de Mart. S'estima que gran part de l'àrea en latitut encara conté grans cantitats de gèl.[12] En març de 2010, els científics varen publicar els resultats d'un estudi de radar d'un àrea anomenada Deuteronilus Mensae que va trobar evidència generalisada de gèl baix d'uns pocs metros d'enrunes. El gèl provablement es va depositar com nevades durant un clima anterior quan els pols estaven més inclinats.[13] Es creu que algunes característiques de Vastitas Borealis són glaciars antics, com es mostra en les imàgens a continuació.
-
Restants d'un glaciar en acabant de que el gèl haja desaparegut, segons lo vist per HiRISE baix el programa HiWish. -
Provable glaciar vist per HiRISE baix el programa HiWish. Els estudis de radar han trobat que està compost de gèl casi completament pur. Sembla estar movent-se des del terreny alt (una taula) a la dreta. -
El glaciar de peu d'elefant de Romer Lake en l'Àrtic de la Terra, com es veu en Landsat 8. Esta image mostra varis glaciars que tenen la mateixa forma que moltes característiques en Mart que es creu que també són glaciars.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ «The Dirt on Mars Lander Troballes del sol». Archivat des d'el original, el 26 de giner de 2010. Consultat el 6 de març de 2020.
- ↑ Levy, J, J. Head i D. Marchant. 2009. Polígons de clavills per contracció tèrmica en Mart: classificació, distribució i implicacions climàtiques de les observacions de HiRISE. Revista d'Investigació Geogràfica: 114. p E01007
- ↑ «The Dirt on Mars Lander Troballes del sol». Archivat des d'el original, el 26 de giner de 2010. Consultat el 6 de març de 2020.
- ↑ Whiteway, J. et al. 2009. Mart Aigua-Gele Núvols i Precipitacions. Ciència: 325. p 68-70
- ↑ [enllaç trencat]
- ↑ Hecht, M. et al. 2009. Detecció de perclorato i la química soluble del sol marcianà en el lloc Phoenix Lander. Ciència: 325. 64-67
- ↑ Boynton, W. et al. 2009. Evidència de carbonat de calci en el lloc d'aterrisage de Mars Phoenix. Ciència: 325. p 61-64
- ↑ Guest, J., P. Butterworth i R. Greeley. 1977. Observacions geològiques en la regió Cydonia de Mart des de Viking. J. Geophys. Res. 82. 4111-4120.
- ↑ «Signes d'activitat eòlica i periglacial en Vastitas Borealis (ID d'image de HiRISE: PSP_001481_2410)». Archivat des d'el original, el 3 de març de 2016. Consultat el 6 de març de 2020.
- ↑ Murchie, S. et al. 2009. Una síntesis de la mineralogia acuosa marciana despuix d'1 any d'observacions de Mart del Mars Reconnaissance Orbiter. Revista d'Investigació Geofísica: 114.
- ↑ Murchie, S. et al. 2009. A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.
- ↑ http://www.esa.int/SPECIALS/mars_express/SEMBS5V681F_0.html
- ↑ Madeleine, J. i col. 2007. Explorant la glaciació del nort de latitut mija en un model de circulació general. En: Sèptima Conferència Internacional sobre Mart. Resum 3096.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Vastitas Borealis» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.