Terra Cimmeria

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Terra Cimmeria

Mapa topográfico do MOLA de Terra Cimmeria.
Planeta Marte
Tipo terra
Coordenadas 15º a 75° S, 170º a 260° W
Extensão 3.900 km
Quadrângulo Mare Tyrrhenum, Aeolis e Eridania
Gelo sobre plataformas de detritos em Terra Cimmeria.

Terra Cimmeria é um vasta região marciana, centrada a 34.7º e S 145º E, cobrindo uma área de 5400 km em sua extensão máxima. Essa região cobre as latitudes de 15º a 75º sul e as longitudes de 170º a 260º W. [1] Terra Cimmeria é parte das regiões elevadas, intensamente caracterizadas, do hemisfério sul do planeta. O rover Spirit aterrissou nessa região.

Ravinas marcianas[editar | editar código-fonte]

O quadrângulo de Phaethontis abriga várias ravinas cuja existência pode se dever a água fluida num passado recente. Algumas se encontram em Gorgonum Chaos[2][3] e em várias crateras próximas às grandes crateras de Copernicus e cratera Newton.[4][5] 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 ideias terem sido propostas para explicá-las, as mais populares envolvem água líquida originária de um aquífero ou impressões de antigas geleiras.[6]

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.[7] 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.[8]

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.[9] O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.[10] 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.[11][12] Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.[13] 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.[14] Elevações mais altas possuem muito menos ravinas pois o gelo tenderia a se sublimar mais no ar da alta altitude.Erro de citação: Elemento de fecho </ref> em falta para o elemento <ref> 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.[15][16] 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.[17]

Faixas magnéticas e placas tectônicas[editar | editar código-fonte]

Paleomagnetismo medido pela MGS sobre as regiões de Terra Cimmeria e de Terra Sirenum.

A Mars Global Surveyor (MGS) descobriu faixas magnéticas na crosta de Marte, especialmente nos quadrângulos de Phaethontis e Eridania (Terra Cimmeria e Terra Sirenum).[18][19] 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.[20] 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.[21][22][23] 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.[24]

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.[25]

Referências[editar | editar código-fonte]

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  1. ↑ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Features/5930[ligação inativa]
  2. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  3. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  4. ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004163_1375
  5. ↑ U.S. department of the Interior U.S. Geological Survey, Topographic Map of the Eastern Region of Mars M 15M 0/270 2AT, 1991
  6. ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
  7. ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
  8. ↑ Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  9. ↑ 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 
  10. ↑ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  11. ↑ 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 
  12. ↑ 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 
  13. ↑ 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 
  14. ↑ name="2007Icar..188..315D"
  15. ↑ 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 
  16. ↑ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[ligação inativa],
  17. ↑ 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 
  18. ↑ 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 
  19. ↑ 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 
  20. ↑ Fredric W. Taylor (2010). The Scientific Exploration of Mars. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 0-521-82956-9 
  21. ↑ 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 
  22. ↑ Langlais, B. (2004). «Crustal magnetic field of Mars» (PDF). Journal of Geophysical Research. 109. doi:10.1029/2003JE002048 [ligação inativa]
  23. ↑ 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 1250232Acessível livremente. PMID 16217034. doi:10.1073/pnas.0507469102 
  24. ↑ 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 
  25. ↑ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
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