Ross (cratera)

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Cratera Ross
Ross Crater MOLA.JPG

Mapa topográfico do MOLA da cratera Ross.
Planeta Marte
Tipo cratera de impacto
Coordenadas 57.7° S, 107.84° S
Diâmetro 82.51 km
Quadrângulo Thaumasia
Epônimo Frank E. Ross

A cratera Ross é uma cratera de impacto no quadrângulo de Thaumasia em Marte, localizada a 57.7 S e 107.84 W. Ela possui 82.51 km em diâmetro. Essa cratera recebeu este nome em referência a Frank E. Ross, um astrônomo americano (1874-1966). Seu nome foi aprovado em 1973.[1]

Ravinas marcianas[editar | editar código-fonte]

Ravinas são comuns em algumas partes de Marte. Elas ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas 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.[2]

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.[3] 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 diria-se 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.[4]

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.[5] O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.[6] 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.[7] [8] Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.[9] 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.[10] Elevações mais altas possuem muito menos ravinas pois o gelo tenderia a se sublimar mais no ar da alta altitude.[11] Poucas ravinas são encontradas na região de Thaumasia; no entanto, algumas estão presentes em áreas mais baixas como a ilustrada ao lado da cratera cratera Ross.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults
  2. Heldmann, J. e M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
  3. Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
  4. Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  5. (2003) "Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits.". Nature 422 (6927): 45–8. DOI:10.1038/nature01436. PMID 12594459.
  6. http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  7. (1985) "Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity". Nature 315: 559–561. DOI:10.1038/315559a0. Bibcode1985Natur.315..559J.
  8. (1995) "Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate". Journal of Geophysical Research 100: 1579–1584. DOI:10.1029/94JE02801. Bibcode1995JGR...100.1579J.
  9. MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory. "Mars May Be Emerging From An Ice Age", ScienceDaily, 18 de dezembro de 2003. Página visitada em 19 de fevereiro de 2009.
  10. name="2007Icar..188..315D"
  11. (2002) "Metastability of liquid water on Mars" (PDF). Icarus 156: 373–386. DOI:10.1006/icar.2001.6794.