Hale (cratera marciana): diferenças entre revisões
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'''Hale''' é uma cratera medindo 150 por 125 km situada a 35.7°S, 323.4°E em [[Marte (planeta)|Marte]], logo a norte da [[bacia de Argyre]]. Ela foi criada por um asteroide medindo aproximadamente 35 km de diâmetro que impactou a superfície em um ângulo oblíquo entre 3.5 e 3.8 bilhões de anos atrás. A borda e o ejecta se encontram em estágios avançado de erosão e exibem impactos menores, mas depósitos subsequentes acobertaram as crateras em seu interior.<ref>{{ |
'''Hale''' é uma cratera medindo 150 por 125 km situada a 35.7°S, 323.4°E em [[Marte (planeta)|Marte]], logo a norte da [[bacia de Argyre]]. Ela foi criada por um asteroide medindo aproximadamente 35 km de diâmetro que impactou a superfície em um ângulo oblíquo entre 3.5 e 3.8 bilhões de anos atrás. A borda e o ejecta se encontram em estágios avançado de erosão e exibem impactos menores, mas depósitos subsequentes acobertaram as crateras em seu interior.<ref>{{citar periódico| url= http://pqasb.pqarchiver.com/skyandtelescope/access/886787761.html?dids=886787761:886787761&FMT=CITE&FMTS=CITE:PAGE&date=Jun+2005&author=Robert+Naeye&desc=Mars's+Hale+Crater|periódico=Sky and Telescope|título=Mars's Hale Crater|primeiro =Robert|último = Naeye| data=junho de 2005}}</ref> Na borda sul de Hale, partes da parede da cratera deslizaram encosta abaixo rumo ao centro da cratera. A superfície apresenta uma rede de canais fluviais que podem ter sido gerados por água.<ref>[http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEM8AVWJD1E_0.html ESA - Mars Express - A cratera Hale na bacia de Argyre]</ref> |
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Esta cratera recebeu o nome em honra a [[George Ellery Hale]]. |
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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.<ref>Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304</ref> 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.<ref>Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa</ref> |
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.<ref>Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304</ref> 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.<ref>Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa</ref> |
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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>{{ |
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>{{citar periódico|último1 = Christensen |primeiro1 = PR |título= Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. |periódico= Nature | volume = 422 |número= 6927 |páginas= 45–8 |ano= 2003 | pmid = 12594459 | doi = 10.1038/nature01436 }}</ref> |
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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 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>{{ |
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 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>{{citar periódico|último1 =Jakosky |primeiro1 =Bruce M. |último2 =Carr |primeiro2 =Michael H. |título=Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity |periódico=Nature | volume=315 |páginas=559–561 | bibcode = 1985Natur.315..559J |ano=1985 | doi = 10.1038/315559a0 }}</ref><ref>{{citar periódico|último1 = Jakosky |primeiro1 = Bruce M. |último2 = Henderson |primeiro2 = Bradley G. |último3 = Mellon |primeiro3 = Michael T. |título= Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate |periódico= Journal of Geophysical Research | volume= 100 |páginas= 1579–1584 | bibcode = 1995JGR...100.1579J |ano= 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>{{citar notícia |autor =MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory |data= 18 de dezembro de 2003 |título= Mars May Be Emerging From An Ice Age |obra= ScienceDaily |acessodata= 19 de fevereiro de 2009 |url= http://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htm }}</ref> |
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Revisão das 19h42min de 19 de julho de 2017
| Cratera Hale | |
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 Mapa do quadrângulo de Argyre, a cratera Hale está no topo. | |
| Planeta | Marte |
| Tipo | cratera de impacto |
| Coordenadas | 35.7° S, 323.4° E |
| Extensão | 137.5 km |
| Quadrângulo | Argyre |
| Epônimo | George Ellery Hale |
Hale é uma cratera medindo 150 por 125 km situada a 35.7°S, 323.4°E em Marte, logo a norte da bacia de Argyre. Ela foi criada por um asteroide medindo aproximadamente 35 km de diâmetro que impactou a superfície em um ângulo oblíquo entre 3.5 e 3.8 bilhões de anos atrás. A borda e o ejecta se encontram em estágios avançado de erosão e exibem impactos menores, mas depósitos subsequentes acobertaram as crateras em seu interior.[1] Na borda sul de Hale, partes da parede da cratera deslizaram encosta abaixo rumo ao centro da cratera. A superfície apresenta uma rede de canais fluviais que podem ter sido gerados por água.[2]
Esta cratera recebeu o nome em honra a George Ellery Hale.
A parede da cratera Hale apresenta um grande número de ravinas.
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 ideias terem sido propostas para explicá-las, as mais populares envolvem água líquida originária de um aquífero ou impressões de antigas geleiras.[3]
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.[4] 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.[5]
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.[6] O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas.[7] 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.[8][9] Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para trás, isolando o gelo residual.[10]
Referências
- ↑ Naeye, Robert (junho de 2005). «Mars's Hale Crater». Sky and Telescope
- ↑ ESA - Mars Express - A cratera Hale na bacia de Argyre
- ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
- ↑ Heldmann, J. e M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
- ↑ Harris, A e E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
- ↑ 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
- ↑ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
- ↑ 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
- ↑ 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
- ↑ 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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