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Quadrângulo de Phaethontis

O quadrângulo de Phaethontis é um de uma série de 30 quadrângulos em Marte estabelecidos pelo Programa de Pesquisa de Astrogeologia do Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS em inglês). Também pode-se referir ao quadrângulo Phaethontis como MC-24 (Mars Chart-24).[1]

Quadrângulo de Phaethontis
Mapa do quadrângulo de Phaethontis com as principais formações indicadas

O quadrângulo de Phaethontis cobre uma área que vai de 30° a 65 ° latitude sul e de 120° a 180 ° longitude oeste em Marte. É nessas latitudes que numerosas ravinas foram descobertas. Uma antiga formação nessa área, chamada Terra Sirenum se situa neste quadrângulo; a MRO descobriu esmectitas de ferro/magnésio por lá.[2] Parte deste quadrângulo contém o que os pesquisadores denominam depósitos de Electris, um depósito que possui 100–200 de espessura. Sua cor é clara e aparenta ser frágil por causa de alguns pedregulhos.[3] Entre um grupo de grandes crateras se encontra a cratera Mariner, observada pela primeira vez pela sonda espacial Mariner 4 no verão de 1965. A cratera recebeu o nome da sonda espacial.[4] Acredita-se que uma área baixa em Terra Sirenum já tenha abrigado um lago que foi eventualmente drenado por Ma'adim Vallis.[5][6] A sonda Mars 3 da Rússia aterrissou no quadrângulo de Phaethontis a 44.9° S e 160.1° W em dezembro de 1971. Ela aterrissou a uma velocidade de 75 km por hora, mas sobreviveu para enviar 20 segundos de sinal, até pifar. Sua mensagem apareceu apenas como uma tela vazia.[7]

  • Depósitos de Electris, visto pela HiRISE. Os depósitos de Electris possuem aparência clara e fofa nesta imagem em contraste ao material áspero da imagem ao lado.
    Depósitos de Electris, visto pela HiRISE. Os depósitos de Electris possuem aparência clara e fofa nesta imagem em contraste ao material áspero da imagem ao lado.
  • Camadas em depósitos de Electris em tons claros, vistos pela HiRISE, a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter. Ravinas são visíveis à esquerda.
    Camadas em depósitos de Electris em tons claros, vistos pela HiRISE, a bordo da Mars Reconnaissance Orbiter. Ravinas são visíveis à esquerda.

Ravinas marcianas

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 Ver artigo principal: Ravinas marcianas

O quadrângulo de Phaethontis abriga várias ravinas cuja existência pode se dever a água fluida num passado recente. Algumas se encontram em Gorgonum Chaos[8][9] e em várias crateras próximas às grandes crateras de Copernicus e cratera Newton.[10][11] Ravinas ocorrem em encostas íngremes, especialmente as paredes das crateras. Acredita-se que as ravinas sejam relativamente jovens por possuírem poucas ou nenhuma cratera, e elas se situam no topo de dunas de areia que são em si jovens. Geralmente, cada ravina possui uma alcova, um canal e uma placa. Apesar de muitas idéias terem sido propostas para explicá-las, as mais populares envolvem água líquida originária de um aquífero ou impressões de antigas geleiras.[12]

Há evidências para ambas as teorias. A maioria das alcovas das ravinas ocorrem no mesmo nível, tal como se esperaria de um aquífero. Várias medições e cálculos demonstram que água líquida poderia existir em um aquífero nas profundidades em que as voçorocas geralmente se iniciam.[13] Uma variação desse modelo é a tese de que o magma montante poderia ter derretido o gelo fazendo com que a água fluísse em aquíferos. Aquíferos são camadas que permitem que a água flua. Eles podem consistir em arenito poroso. Essa camada poderia ser estar situada acima de outra camada que evitaria que a água fluísse mais abaixo (em termos geológicos dir-se-ia impermeável). A única direção em que a água aprisionada poderia fluir seria horizontalmente. A água poderia então fluir para a superfície em um ponto em que o aquífero encontra um limite, como a parede de uma cratera. Aquíferos são muito comuns na Terra. Um bom exemplo é a "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion em Utah, Estados Unidos.[14]

Por outro lado há evidências para a teoria alternativa, pois grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto fofo espesso, o qual se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. O manto rico em gelo, com espessura de poucos metros, faz com que a superfície fique mais fofa, mas há locais em que esta apresenta uma superfície desnivelada, lembrando a superfície de uma bola de basquete. Sob certas condições o gelo poderia derreter e fluir encosta abaixo, criando ravinas. Por haver poucas crateras nesse manto, conclui-se que o manto é relativamente jovem. Uma excelente vista deste manto é a imagem da borda da cratera Ptolemaeus, vista pela HiRISE.[15] O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.[16] Mudanças na órbita e inclinação de Marte provocam mudanças significativas na distribuição de gelo de água desde regiões polares até as latitudes equivalentes às do Texas. Durante certos períodos climáticos o vapor d’água escapa da capa polar e vai para a atmosfera. A água retorna ao solo em latitudes mais baixas na forma de depósitos ou gelo misturado generosamente com a poeira. A atmosfera de Marte contém uma grande quantidade de finas partículas de poeira. O vapor d’água se condensa sobre as partículas, então as partículas maiores carregadas de água caem no solo. Quando a obliquidade de Marte atinge seu ponto máximo, mais de 2 cm de gelo pode ser removido da capa glacial de verão e depositado nas latitudes médias. Este movimento de água poderia durar por milhares de anos e criar uma camada de neve com mais de 10 metros de espessura.[17][18] Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.[19] Medições das altitudes e inclinações das ravinas dão suporte à ideia de que bolsões de gelo ou geleiras estão associados às ravinas. Encostas mais inclinadas fazem mais sombra, o que ajudaria a preservar o gelo.[20] Elevações mais altas possuem muito menos ravinas pois o gelo tenderia a se sublimar mais no ar da alta altitude.[21]

A terceira teoria poderia ser possível tendo em vista que mudanças climáticas podem ser o bastante para permitir o gelo no solo se derreta formando assim as ravinas. Durante um clima mais ameno, os primeiros metros poderiam descongelar e produzir um "fluxo de detritos" similar àqueles da seca e gelada costa oriental de Groenlândia.[22] Como as ravinas ocorrem em encostas íngremes apenas um pequeno decréscimo no esforço cortante das partículas do solo é o bastante para iniciar o fluxo. Pequenas quantidades de água líquida de gelo derretido do solo poderia ser o bastante.[23][24] Cálculos demonstram que um terço de um milímetro de escoamento pode ser produzido a cada dia por 50 dias em cada ano marciano, mesmo sob as condições atuais.[25]

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    Gorgonum Chaos visto pela HiRISE da Mars Reconnaissance Orbiter. A imagem cobre uma largura de 4 km.
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    Grupo de ravinas na parede norte de uma cratera localizada a oeste da cratera Newton (41.3047º latitude sul, 192.89º longitide leste). Imagem obtida pela Mars Global Surveyor.
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    Ravinas. Note como os canais se curvam ao redor dos obstáculos, visto pela HiRISE.
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    Ravinas ramificadas, visto pela HiRISE.
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    Imagem do CTX da próxima imagem mostrando o panorama da área. Como a colina está isolada, seria difícil um aquífero de formar no local. Retângulos mostram a localização aproximada da próxima imagem.
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    Imagem em contexto do MOLA para a série das três imagens seguintes de ravinas em uma cratera próxima.
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    Gullies in a trough and nearby crater, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish. A escala é de 1:500 m.
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    Imagem aproximada de ravinas em uma cratera, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish.
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    Imagem aproximada de ravinas em uma fossa, visto pela HiRISE sob o programa HiWish. Estas são algumas das menores ravinas visíveis em Marte.
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    Ravinas próximo à cratera Newton, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish. A legenda indica o local de uma antiga geleira.
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    Imagem da HiRISE, obtida sob o programa HiWish, de ravinas em Terra Sirenum.
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    Ravinas com remanescentes de uma antiga geleira numa cratera em Terra Sirenum, visto pela HiRISE, sob o programa HiWish.

Faixas magnéticas e placas tectônicas

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A Mars Global Surveyor (MGS) descobriu faixas magnéticas na crosta de Marte, especialmente nos quadrângulos de Phaethontis e Eridania (Terra Cimmeria e Terra Sirenum).[26][27] O magnetômetro a bordo da MGS descobriu faixas de crosta magnetizadas de 100 km de largura correndo paralelamente por mais de 2000 km. Essas faixas se alternam em polaridade com o polo magnético norte de um apontando para o norte da superfície e o polo magnético norte do outro apontando para o sul.[28] Quando faixas similares foram descobertas na Terra nos anos 60, elas foram tomadas como uma evidência para as placas tectônicas. Pesquisadores acreditam que estas faixas magnéticas em Marte sejam uma evidência para um curto período de atividade tectônica nos primórdios do planeta. Quando as rochas se solidificam elas retêm o magnetismo existente no momento. Acredita-se que o campo magnético de um planeta seja causado pelo movimento de fluidos sob a superfície.[29][30][31] Porém, há algumas diferenças entre as faixas magnéticas da Terra e as de Marte. As faixas marcianas são mais largas, apresentando uma magnetização muito maior, e não parecem espalhar além de uma zona média de emissão. Como a área contendo as faixas magnéticas data de aproximadamente 4 bilhões de anos, acredita se que o campo magnético global durou provavelmente pelos primeiros 100 milhões de anos da existência de Marte, quando a temperatura do ferro derretido do núcleo do planeta pode ter estado alta o bastante para impulsionar um dínamo magnético. Não há nenhum campo magnético próximo a bacias de impacto como Hellas. O choque de um impacto pode ter apagado a magnetização residual das rochas do local. Portanto, o magnetismo produzido por um antigo movimento de fluidos no núcleo teria cessado de existir após o impacto.[32]

Quando a rocha derretida contendo material magnético, como a hematita (Fe2O3), se resfria e se solidifica na presença de um campo magnético, ela acaba sendo magnetizada e adquire a polaridade do campo de fundo. O magnetismo só é perdido quando a rocha é subsequentemente aquecida acima de certa temperatura (o ponto Curie, que seria de 770°C para o ferro). O magnetismo deixado nas rochas é um registro do campo magnético da época em que a rocha se solidificou.[33]

Depósitos clorados

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Evidência de água de depósitos clorados em Phaethontis. Imagem da HiRISE.

Utilizando dados da Mars Odyssey, da Mars Global Surveyor e da Mars Reconnaissance Orbiter, cientistas descobriram vastos depósitos de minerais clorados. A imagem abaixo mostra alguns destes depósitos no quadrângulo de Phaethontis. Evidências indicam que estes depósitos foram formados a partir da evaporação de águas enriquecidas com minerais. A pesquisa sugere que lagos podem ter estado presente em diversos pontos da superfície marciana.

Geralmente, os cloretos são os últimos minerais a se originarem da solução. Carbonatos, sulfatos, e sílicas se precipitam primeiro. Sulfatos e sílica foram encontrados pelos Mars rovers na superfície. Locais contendo minerais de cloretos podem ter outrora abrigado várias formas de vida. Além disso, tais locais deveriam preservar antigos traços de vida.[34]

Fossae no quadrângulo de Phaethontis

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    Imagem aproximada de barrancos em uma fossa, visto pela HiRISE sob o programa HiWish. Estas são algumas das menores ravinas visíveis em Marte.
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    Imagem em contexto de Sirenum Fossae do MOLA.

Galeria

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    Este mapa topográfico mostra picos vulcânicos em branco, indicando sua altura elevada. Próximo ao equador, Um alinhamento de três vulcões apontam para Phaethontis ao sul e três grandes crateras - a área em que se encontram várias ravinas. Clique na imagem para visualizar melhor.
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    Imagem aproximada da superfície de Phaethontis obtida pela Mars Global Surveyor. Acredita-se que os buracos sejam causados por gelo se transformando em gás.
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    A cratera Mariner, vista pela Mariner 4. Esta é provavelmente a melhor imagem que a primeira sonda espacial enviada a Marte obteve.

Ver também

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Ligações externas

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O Commons possui uma categoria com imagens e outros ficheiros sobre Quadrângulo de Phaethontis

Referências

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  1. ↑ Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. “Geodesy and Cartography” in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ↑ Murchie, S.; Mustard, John F.; Ehlmann, Bethany L.; Milliken, Ralph E.; Bishop, Janice L.; McKeown, Nancy K.; Noe Dobrea, Eldar Z.; Seelos, Frank P.; Buczkowski, Debra L. (2009). «A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter» 🔗 (PDF). Journal of Geophysical Research. 114: E00D06. Bibcode:2009JGRE..11400D06M. doi:10.1029/2009JE003342 
  3. ↑ Grant, J.; Wilson, Sharon A.; Noe Dobrea, Eldar; Fergason, Robin L.; Griffes, Jennifer L.; Moore, Jeffery M.; Howard, Alan D. (2010). «HiRISE views enigmatic deposits in the Sirenum Fossae region of Mars». Icarus. 205: 53–63. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.009 
  4. ↑ Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1257-4 
  5. ↑ Irwin, Rossman P. (2004). «Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins». Journal of Geophysical Research. 109. doi:10.1029/2004JE002287 
  6. ↑ Michael Carr (2006). The surface of Mars. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 0-521-87201-4 
  7. ↑ Hartmann, W. (2003). A Traveler's Guide to Mars. New York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5 
  8. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  9. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  10. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004163_1375
  11. ↑ U.S. department of the Interior U.S. Geological Survey, Topographic Map of the Eastern Region of Mars M 15M 0/270 2AT, 1991
  12. ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
  13. ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
  14. ↑ Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  15. ↑ Christensen, PR (2003). «Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits.». Nature. 422 (6927): 45–8. PMID 12594459. doi:10.1038/nature01436 
  16. ↑ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  17. ↑ Jakosky, Bruce M.; Carr, Michael H. (1985). «Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity». Nature. 315: 559–561. Bibcode:1985Natur.315..559J. doi:10.1038/315559a0 
  18. ↑ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. (1995). «Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate». Journal of Geophysical Research. 100: 1579–1584. Bibcode:1995JGR...100.1579J. doi:10.1029/94JE02801 
  19. ↑ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (18 de dezembro de 2003). «Mars May Be Emerging From An Ice Age». ScienceDaily. Consultado em 19 de fevereiro de 2009 
  20. ↑ name="2007Icar..188..315D"
  21. ↑ Hecht, M (2002). «Metastability of liquid water on Mars» (PDF). Icarus. 156: 373–386. doi:10.1006/icar.2001.6794 [ligação inativa]
  22. ↑ Peulvast, J.P. (1988). «Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. dans la région de Scoresby Sund». Physio Géo (em francês). 18: 87–105 
  23. ↑ Costard, F.; et al. (2001). «Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications» (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXII. Bibcode:2001LPI....32.1534C 
  24. ↑ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[ligação inativa],
  25. ↑ Clow, G (1987). «Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack». Icarus. 72: 93–127. Bibcode:1987Icar...72...95C. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0 
  26. ↑ Barlow, Nadine G. (2008). Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5 
  27. ↑ Philippe Lognonné; François Forget; François Costard (2007). Planet Mars: Story of Another World (Springer Praxis Books / Popular Astronomy). [S.l.]: Praxis. ISBN 0-387-48925-8 
  28. ↑ Fredric W. Taylor (2010). The Scientific Exploration of Mars. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 0-521-82956-9 
  29. ↑ Connerney JE, Acuna MH, Wasilewski PJ; et al. (1999). «Magnetic lineations in the ancient crust of mars» (PDF). Science. 284 (5415): 794–8. PMID 10221909. doi:10.1126/science.284.5415.794 
  30. ↑ Langlais, B. (2004). «Crustal magnetic field of Mars» (PDF). Journal of Geophysical Research. 109. doi:10.1029/2003JE002048 [ligação inativa]
  31. ↑ Connerney, J. E. P.; Acuña, MH; Ness, NF; Kletetschka, G; Mitchell, DL; Lin, RP; Reme, H (2005). «Tectonic implications of Mars crustal magnetism». Proceedings of the National Academy of Sciences. 102 (42): 14970–14975. PMC 1250232 . PMID 16217034. doi:10.1073/pnas.0507469102 
  32. ↑ Acuna, MH; Connerney, JE; Ness, NF; Lin, RP; Mitchell, D; Carlson, CW; McFadden, J; Anderson, KA; Reme, H (1999). «Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment». Science. 284 (5415): 790–793. PMID 10221908. doi:10.1126/science.284.5415.790 
  33. ↑ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  34. ↑ Osterloo, M. M.; Hamilton, V. E.; Bandfield, J. L.; Glotch, T. D.; Baldridge, A. M.; Christensen, P. R.; Tornabene, L. L.; Anderson, F. S. (2008). «Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars». Science. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci...319.1651O. PMID 18356522. doi:10.1126/science.1150690 
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