O quadrângulo de Mare Acidalium 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). O quadrângulo se localiza na porção noroeste do hemisfério ocidental de Marte e cobre uma área que vai de 300º a 360º longitude leste (0º a 60º longitude oeste) e de 30º a 65º latitude norte. O quadrângulo utiliza uma Projeção conforme de Lambert a uma escala nominal de 1:5,000,000 (1:5M). Também se pode referir ao quadrângulo de Mare Acidalium como MC-4 (Mars Chart-4).[1]
As delimitações sul e norte do quadrângulo de Mare Acidalium medem aproximadamente 3,065 km e 1,500 km de largura, respectivamente. A distância norte-sul é de aproximadamente 2,050 km (pouco menos que a distância da Groenlândia).[2] O quadrângulo cobre uma área aproximada de 4,9 milhões de km², ou pouco mais de 3% da área superficial de Marte.[3]
Origem do nome
Mare Acidalium (Mar de Acidalium) é o nome de uma formação de albedo telescópica localizada a 45° N e 330° E em Marte. A formação recebeu o nome de um poço ou fonte na Beócia, Grécia. De acordo com a tradição clássica, esse é o local em que Vênus e as Graças se banharam. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (UAI) em 1958.[4]
Fisiografia e geologia
O quadrângulo contém várias formações interessantes, incluindo voçorocas e possíveis margens de um antigo oceano setentrional. Algumas áreas apresentam múltiplas camadas. A delimitação entre as terras altas do sul e as planícies do norte passa por Mare Acidalium.[5] O "Rosto em Marte" de grande interesse para o público geral, se localiza a 40.8º norte e 9.6º oeste, em uma área chamada Cydonia. Quando a Mars Global Surveyor o examinou com maior resolução, constatou-se que o rosto não passa de uma mesa erodida.[6] Mare Acidalium é onde se localiza o sistema de cânions Kasei Valles. Esse vasto sistema pode atingir uma largura de até 482,80 km em alguns locais—o Grand Canyon na Terra possui uma largura de apenas 29 km.[7]
Voçorocas
Voçorocas de Acidalia Colles e outras formações, vistas pela HiRISE. A extensão da barra de escala é de 1,000 metros.
A imagem da HiRISE ao lado de Acidalia Colles mostra voçorocas no hemisfério norte. Voçorocas ocorrem em inclinações íngremes, especialmente crateras. Acredita-se que as voçorocas sejam relativamente jovens por possuírem poucas ou nenhuma cratera, e elas se situm no topo de dunas de areia que são em si jovens. Geralmente, cada voçoroca 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.[8]
Há evidências para ambas as teorias. A maioria das alcovas das voçorocas 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.[9] 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.[10]
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 voçorocas. 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.
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 e se amontoam no solo. Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera ele deixa poeira para trás, isolando o gelo restante.[11]
Crateras
Crateras de impacto geralmente possuem uma borda com ejecta ao seu redor; em contraste as crateras vulcânicas não possuem borda ou depósitos de ejecta.[12] Às vezes as crateras exibirão camadas. A colisão que produz uma cratera é semelhante a uma poderosa explosão, na qual as rochas das camadas subterrâneas são trazidas para a superfície. As crateras têm o potencial de expor o que se oculta por baixo do solo.
Cratera Davies, vista pelo instrumento CTX da MRO.
Cratera exumada em Mare Acidalium, vista pela Mars Global Surveyor.
Aproximação da falésia de Kasei Valles da imagem anterior mostrando os penedos e seus rastros, visto pela HiRISE. Clique na imagem para visualizar um penedo medindo apenas dois metros (menor que uma cama).
Imagem do CTX imostrando o contexto da próxima imagem de uma falha.
Aproximação de uma falha em Mare Acidalium, visto pela HiRISE sob o programa HiWish. Um círculo ao redor da cratera destaca que esta pode ter tido sua forma alterada devido ao movimento da falha. Muitas outras falhas estão presentes na região.
↑Heldmann, J. and M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
↑Heldmann, J. and M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
↑Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
↑MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Visitado em 19 de fevereiro de 2009, from http://www.sciencedaily.com /releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
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