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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 [[Ptolemaeus (cratera marciana)|cratera Ptolemaeus]], vista pela [[HiRISE]].<ref>{{cite journal | last1 = Christensen | first1 = PR | title = Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. | journal = Nature | volume = 422 | issue = 6927 | pages = 45–8 | year = 2003 | pmid = 12594459 | doi = 10.1038/nature01436 }}</ref>
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 [[Ptolemaeus (cratera marciana)|cratera Ptolemaeus]], vista pela [[HiRISE]].<ref>{{cite journal | last1 = Christensen | first1 = PR | title = Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. | journal = Nature | volume = 422 | issue = 6927 | pages = 45–8 | year = 2003 | pmid = 12594459 | doi = 10.1038/nature01436 }}</ref>
O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.<ref>http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html</ref> 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&nbsp;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.<ref>{{cite journal | last1=Jakosky | first1=Bruce M. | last2=Carr | first2=Michael H. | title=Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity | journal=Nature | volume=315 | pages=559–561 | bibcode = 1985Natur.315..559J | year=1985 | doi = 10.1038/315559a0 }}</ref><ref>{{cite journal | last1= Jakosky | first1= Bruce M. | last2= Henderson | first2= Bradley G. | last3= Mellon | first3= Michael T. | title= Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate | journal= Journal of Geophysical Research | volume= 100 | pages= 1579–1584 | bibcode = 1995JGR...100.1579J | year= 1995 | doi = 10.1029/94JE02801 }}</ref> Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.<ref>{{cite news | author=MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory |date = 18 de dezembro de 2003 | title= Mars May Be Emerging From An Ice Age |work= ScienceDaily |accessdate= 19 de fevereiro de 2009 |url= http://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htm }}</ref>
O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.<ref>http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html</ref> 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&nbsp;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.<ref>{{cite journal | last1=Jakosky | first1=Bruce M. | last2=Carr | first2=Michael H. | title=Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity | journal=Nature | volume=315 | pages=559–561 | bibcode = 1985Natur.315..559J | year=1985 | doi = 10.1038/315559a0 }}</ref><ref>{{cite journal | last1= Jakosky | first1= Bruce M. | last2= Henderson | first2= Bradley G. | last3= Mellon | first3= Michael T. | title= Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate | journal= Journal of Geophysical Research | volume= 100 | pages= 1579–1584 | bibcode = 1995JGR...100.1579J | year= 1995 | doi = 10.1029/94JE02801 }}</ref> Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.<ref>{{cite news | author=MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory |date = 18 de dezembro de 2003 | title= Mars May Be Emerging From An Ice Age |work= ScienceDaily |accessdate= 19 de fevereiro de 2009 |url= http://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htm }}</ref>
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Revisão das 08h33min de 31 de julho de 2014

Charitum Montes

Mapa do quadrângulo de Argyre, Charitum Montes está na parte inferior, à esquerda.
Planeta Marte
Tipo cadeia montanhosa
Coordenadas 58.3° S, 42° W
Extensão 850 km
Quadrângulo Argyre


Charitum Montes é uma vasta cadeia de montanhas no quadrângulo de Argyre em Marte, localizada a 58.3° latitude sul e 40.2° longitude oeste. Ela possui 850 km de diâmetro e recebeu o nome de uma formação de albedo clássica.[1]

Ravinas marcianas

Ravinas são comuns em algumas partes de Marte. Elas ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes das crateras, mas Charitum Montes, um grupo de montanhas, apresenta ravinas em alguns locais. 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]

O Commons possui uma categoria com imagens e outros ficheiros sobre Charitum Montes

Referências

  1. ↑ http://planetarynames.wr.usgs.gov
  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. ↑ 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 
  6. ↑ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  7. ↑ 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 
  8. ↑ 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 
  9. ↑ 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 
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