Quadrângulo de Tharsis

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Mapa do quadrângulo de Tharsis indicando as principais formações. Tharsis contém muitos vulcões, incluindo o Olympus Mons, o maior vulcão conhecido no Sistema solar. Note Ceraunius Tholus, que apesar de parecer pequeno, tem a mesma altura do Monte Everest, na Terra.

O quadrângulo de Tharsis 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 de Tharsis como MC-9 (Mars Chart-9).[1] .

O quadrângulo cobre uma área que vai de 90° a 135º longitude oeste e 0° a 30° latitude norte em Marte, essa região abriga a maior parte do Planalto de Tharsis. O platô é quase tão alto quanto o Monte Everest na Terra e quase tão vasto quanto a Europa inteira. Tharsis abriga um grupo de grandes vulcões. Olympus Mons é o maior deles.[2]

Vulcões[editar | editar código-fonte]

Tharsis é uma terra de grandes vulcões. Olympus Mons é o maior vulcão conhecido no Sistema Solar. Ascraeus Mons e Pavonis Mons possuem extensões de no mínimo 321,87 km e se elevam 9,66 km acima do platô no qual elas estão localizadas—e, o platô se situa de três a 6,4 km acima da altitude zero de Marte. [3] Pavonis Mons, o vulcão intermediário em uma série de três vulcões, se situa no equador do planeta. Mons é o termo utilizado para grandes elevações no terreno marciano. Tholus é semelhante, porém menor. Uma patera é mais achatada e semelhante a um vulcão com uma abertura gigantesca. De fato, uma patera é formada quando o topo de um vulcão desaba devido à sua câmara magmática estar vazia. O Lago Crater no Oregon se formou dessa maneira. Vários vulcões se alinham numa reta na Cordilheira de Tharsis. Dois grandes destes no quadrângulo de Tharsis são: Ascraeus Mons e Pavonis Mons. Uma explicação proposta é a de que essas elevações são resultado do movimento das placas, as quais na Terra estão por trás da formação de ilhas e vulcões. [4] [5] [6] [7] [8]

Tharsis mudou o clima[editar | editar código-fonte]

Alguns cientistas sustentam a tese de que a grande massa de Tharsis teve grande influência no clima de Marte. Vulcões liberam grandes quantidades de gases quando entram em erupção. Esses gases são geralmente vapor d’água e dióxido de carbono. Estimativas estabelecem a quantidade de gás liberado como sendo o suficiente para fazer da atmosfera mais densa que a da Terra. Ainda, o vapor d’água dos vulcões poderia ter gerado água o bastante para submergir toda a superfície de Marte sob 120 metros de água. É claro, sabe-se que o gás carbono é um gás estufa. Ele eleva a temperatura de um planeta aprisionando calor na forma de radiação infra-vermelha. Dessa forma a erupção de lava em Tharsis poderia ter tornado as condições climáticas de Marte semelhantes às da Terra no passado. Marte pode ter tido uma atmosfera muito mais densa e aquecida. Oceanos e/ou lagos podem ter existido.[9]

Fossa[editar | editar código-fonte]

O quadrângulo de Tharsis também abriga grandes fraturas (depressões extensas e estreitas) chamadas fossae na linguagem geográfica utilizada para Marte. Fossae nessa área são Ulysses Fossae, Olympica Fossae, Ceraunius Fossae, e Tractus Fossae. Essas fraturas se formam quando a crosta é esticada até seu rompimento numa rachadura. Esse estiramento pode ser devido ao peso excessivo de um vulcão próximo. Fossae/buracos de crateras são comuns próximos a vulcões no complexo vulcânico de Tharsis e Elysium.[10] Uma fenda muitas vezes possui duas quebras com a sessão intermediária se movendo para baixo, deixando escarpas íngremes nos lados; uma fenda deste tipo é chamada um graben.[11] Estudos tem mostrados que em Marte uma falha pode atingir uma profundidade de até 5 km. Além do mais, a rachadura ou falha às vezes se alarga e dilata. O alargamento ocasiona a formação de um grande volume de espaço vazio. Quando material desliza para dentro da fenda, uma cratera de buraco ou cadeia de crateras de buraco se forma. Crateras de buraco não possuem bordas ou ejecta ao redor, tal como crateras de impacto. Em Marte, crateras de buraco individuais muitas vezes mergem formando cadeias ou até mesmo formando sulcos muitas vezes fracionados. [12] Outras idéias tem sido propostas para explicar a formação de fossas e crateras de buraco. Há evidencias de que estes estejam associado a diques de magma. Magma pode se mover através do subterrâneo desfazendo as rochas e, mais importante, derretendo o gelo. A ação resultante poderia ser a abertura de uma rachadura na superfície. Crateras de buraco não são comuns na Terra. Dolinas, onde o chão desaba deixando um buraco (às vezes no meio de uma cidade) lembram crateras de buraco em Marte. No entanto, na Terra esses buracos são causados por rochas arenosas sendo dissolvidas causando como consequência um buraco no solo.[12] [13] [14]

Conhecimento dessas localizações e mecanismos de formação de crateras de buraco e fossae são importantes para a futura colonização de Marte pois estes locais podem ser reservatórios de água.[15]

Geleiras[editar | editar código-fonte]

Alguns cientistas vêem evidências de que geleiras existam em muitos vulcões em Tharsis, incluindo Olympus Mons, Ascraeus Mons, e Pavonis Mons.[16] Ceraunius Tholus pode até mesmo ter tido suas geleiras derretidas formando lagos temporários no passado.[17] [18] [19] [20] [21] [22] [23]

Riscas Escuras nos Desfiladeiros[editar | editar código-fonte]

Muitas regiões em Marte exibem exibem riscas escuras nos desfiladeiros (Dark Slope Streaks); elas podem ser observadas logo à esquerda de Tharsis Tholus, em Ceraunius Fossae, e em Olympica Fossae. Essas riscas são comuns em Marte. Elas ocorrem nos íngremes barrancos das crateras, fendas e vales. As riscas são escuras em princípio. Elas clareiam com o passar do tempo. Às vezes elas tem início em um ponto minúsculo, então elas se expandem por centenas de metros. Foi observado que elas correm ao redor de obstáculos, como penedos.[24] Acredita-se que avalanches de poeira clara que expõem uma camada inferior mais escura. No entanto, várias idéias tem sido elaboradas para explicar essas riscas. Algumas envolvem água ou até mesmo o crescimento de organismos. [25] [26] [27] As riscas aparecem em áreas cobertas por poeira. Grande parte da superfície de Marte é coberta por poeira. Poeira fina da atmosfera cai cobrindo tudo. Sabe-se muito a respeito disso pois os painéis solares da Mars Rover ficam cobertos por poeira, reduzindo dessa forma a energia elétrica. A potência dos rovers foi restaurada muitas vezes pelo vento, na forma de redemoinhos, limpando os painéis aumentando a geração de eletricidade. [28] Tempestades de areia são frequentes, especialmente quando a estação da primavera tem início no hemisfério sul. Nessa época, Marte se encontra 40% mais próximo do sol. A órbita de Marte é muito mais elíptica que a da Terra. Isto é, a diferença entre o ponto mais distante e o mais próximo do sol varia muito em Marte, mas muito pouco na Terra. Ainda, a cada poucos anos o planeta inteiro é tomado por tempestades de poeira. Quando a sonda Mariner 9 da NASA aterrissou no planeta, nada podia ser visto através da tempestade de areia. [29] [30] Outras tempestades de poeira globais tem sido observadas desde então.

Outras formações no quadrângulo de Tharsis[editar | editar código-fonte]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências[editar | editar código-fonte]

  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. Hartmann, W. 2003. A Traveler's Guide to Mars. Workman Publishing. NY NY.
  3. Norton, O. 2002. Mapping Mars. Picador, New York.
  4. ISBN 978-0-521-86698-9
  5. Sleep,, N. 1994. Martian plate tectonics. Journal of Geophysical Research. 99: 5639-5655
  6. ISBN 978-0-521-85226-5
  7. http://dsc.discovery.com/news/2008/12/16/mars-shell-tectonics.html
  8. Connerney, J. et al. 2005. Tectonic implications of Mars crustal magnetism. Proceedings of the National Academy of Sciences of the USA. 102: 14970-14975
  9. Hartmann, W. 2003. A Traveler's Guide to Mars. Workman Publishing. NY NY.
  10. Skinner, J., L. Skinner, and J. Kargel. 2007. Re-assessment of Hydrovolcanism-based Resurfacing within the Galaxias Fossae Region of Mars. Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007)
  11. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_008641_2105
  12. a b Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims, and S. Colton. 2003. Distribution, Morphology and Structural Associations of Martian Pit Crater Chains. Lunar and Planetary Science XXXIV (2003)
  13. http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html
  14. http://www.msss.com/mars_images/moc/2004/01/29/index.html
  15. Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims, and N. Franklin. 2004. Dilational fault slip and pit chain foramtion on Mars 14:10:4-12
  16. http://www.lpi.edu/meetings/polar2003/pdf/8105.pdf
  17. http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3408.pdf
  18. http://www.mars.asu/christensen/advancedmarsclass/shean_glaciers_2005.pdf
  19. Head, J. et al. 2005. Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars. Nature: 434. 346-350
  20. http://www.marstoday.com/news/viewpr.html?pid=18050
  21. http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers
  22. Plaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  23. Holt, J. et al. 2008. Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2441.pdf
  24. http://www.space.com/image_of_day_080730.html
  25. http://www.spcae.com/scienceastronomy/streaks_mars_021211.html
  26. http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html
  27. www.space.com/scienceastronomy/mars_
  28. www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090217101110.htm
  29. ISBN 0-517-00192-6
  30. ISBN 0-8165-1257-4

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

  • [1] - Animação de como Tharsis evoluiu em Marte.