Diacria (cuadrángulo)

derecha|miniaturadeimagen|300x300px|Imagen del Cuadrángulo Diacria (MC-2). La parte sureste está marcada por depósitos de aureolas del volcán más grande conocido en el sistema solar, Olympus Mons.

El cuadrángulo de Diacria es uno de los 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). El cuadrángulo de Diacria también se conoce como MC-2 (Carta de Marte-2).Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. "Geodesy and Cartography" in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992. Está situado en la parte noroeste del hemisferio occidental de Marte y cubre entre los 180° y 240° de longitud este (120° y 180° de longitud oeste) y entre los 30° y 65° de latitud norte. Utiliza una proyección conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrilátero de Diacria cubre partes de Arcadia Planitia y Amazonis Planitia.

Las fronteras sur y norte del cuadrilátero de Diacria tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (algo menos que la longitud de Groenlandia).Distances calculated using NASA World Wind measuring tool. http://worldwind.arc.nasa.gov/. El cuadrilátero cubre un área aproximada de 4,9 millones de km², o un poco más del 3% de la superficie de Marte.Approximated by integrating latitudinal strips with area of R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) from 30° to 65° latitude; where R = 3889 km, A is latitude, and angles expressed in radians. See: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface. El sitio de aterrizaje de la sonda Phoenix Mars Lander (68,22° N, 234,25° E) se encuentra a unos 186 km al norte del sector nordeste del cuadrángulo. El paisaje visto por el módulo de aterrizaje Phoenix es probablemente representativo de una gran porción del terreno de la zona norte del cuadrilátero de Diacria.

Etimología Diacria es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada en la coordenada 48 ° N y 190 ° E en Marte. La característica fue nombrada por el astrónomo griego E. M. Antoniadi en 1930 en honor a Diacria, las tierras altas alrededor de Maratón en el noroeste de Ática, Grecia. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958.

Fisiografía y geología El cuadrilátero de Diacria se encuentra en el borde noroeste de la meseta volcánica de Tharsis. Las características topográficas, volcánicas y tectónicas asociadas con los grandes volcanes Olympus Mons (al sur del área del mapa) y Alba Mons (al este del área del mapa) caracterizan las porciones sureste y centro del este del cuadrángulo. Las áreas norte y oeste del cuadrilátero se encuentran en las llanuras de las tierras bajas del norte de Marte y cubren partes de Amazonis Planitia (en el sur), Arcadia Planitia (centro oeste) y Vastitas Borealis (en el norte). El gran cráter Milankovič (118,4 km de diámetro) se encuentra en la parte central norte del cuadrilátero a 54,7 ° N, 213,3 ° E.

Los datos de elevación del instrumento Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) de la nave espacial Mars Global Surveyor muestran que el terreno regional se inclina suavemente hacia el noroeste, con la elevación más alta a unos 3,5 km (3500 m) sobre el datum ("nivel del mar" de Marte) en el flanco occidental del volcán Alba Mons en la parte sureste del cuadrilátero. Los puntos más bajos en el cuadrilátero están a unos 4,5 km por debajo del datum (-4.500 m) en Vastitas Borealis en la esquina noroeste.Christensen, P., Gorelick, N., Anwar, S., Dickenshied, S., Edwards, C., & Engle, E. (2007, December). New insights about Mars from the creation and analysis of Mars global datasets. In AGU Fall Meeting Abstracts (Vol. 2007, pp. P11E-01). Por tanto, el relieve regional es de unos 8 km, pero a escala local, las pendientes son muy poco profundas; la porción de Amazonis Planitia en la parte central sur del cuadrilátero contiene algunos de los terrenos más planos de todo el planeta.

Geografía A diferencia de otros lugares visitados en Marte con módulos de aterrizaje (Viking y Pathfinder), casi todas las rocas cercanas a la sonda Phoenix son pequeñas. Hasta donde alcanza la vista de la cámara, la tierra es plana, pero tiene la forma de polígonos de entre 2 y 3 metros de diámetro y está delimitada por depresiones de 20 a 50 cm de profundidad. Estas formas se deben a que el hielo en el suelo se expande y contrae debido a cambios importantes de temperatura. El microscopio mostró que el suelo en la parte superior de los polígonos está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Además, a diferencia de otros lugares visitados en Marte, el sitio no tiene ondulaciones ni dunas.Smith, P. H., Tamppari, L. K., Arvidson, R. E., Bass, D., Blaney, D., Boynton, W. V., ... & Zent, A. P. (2009). H2O at the Phoenix landing site Science, 325(5936), 58-61. El hielo está presente a unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos y, a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad. Las imágenes de la superficie debajo del módulo de aterrizaje parecen mostrar que los cohetes que aterrizaron pueden haber expuesto una capa de hielo. Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, se sublima lentamente. Se observaron algunos remolinos de arena.

Flanco occidental de Alba Mons El flanco occidental del volcán Alba Mons constituye el borde este y sureste del cuadrángulo. En términos de área, Alba Mons (anteriormente, Alba Patera) es la característica volcánica más grande de Marte. El flanco tiene una pendiente muy baja (1° o menos) y se caracteriza por flujos de lava y una serie de crestas y canales que irradian hacia afuera. Algunos de los canales tienen un patrón de drenaje que se asemeja al formado por el agua de lluvia en las laderas de los volcanes terrestres. Sin embargo, muchos otros canales en los flancos de Alba Mons estaban claramente formados por el flujo de lava. El flanco occidental del volcán también contiene algunos grabens de tendencia NW-SE (Cyane Fossae). Una imagen del Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRISE) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) muestra bellamente una línea de cráteres sin bordes en Cyane Fossae. Los pozos pueden haberse formado por el colapso de los materiales de la superficie en fracturas abiertas creadas cuando el magma invadió la roca del subsuelo para formar diques.

Acheron Fossae Cerca del extremo sureste del cuadrilátero (coordenadas 37° N, 225° E) se encuentra un bloque semicircular inclinado hacia el sur de una antigua corteza montañosa con muchos cráteres, que está diseccionado por numerosas depresiones arqueadas (Acheron Fossae). Las depresiones son denominadas grabens, estructuras que se forman cuando la corteza se mueve hacia abajo entre dos fallas. Estas fosas tectónicas se forman en áreas donde la corteza ha sufrido una tensión extensional. La región de Acheron Fossae está parcialmente cubierta por depósitos volcánicos provenientes de Alba Mons en el este, flujos de lava basáltica geológicamente jóvenes o sedimentos en el oeste y sureste, y el terreno desordenado y surcado de Lycus Sulci en el sur.Plescia, J. B. (2006, March). Acheron Fossae, Mars: Evidence of fluvial activity and mass flow. In 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference (p. 1488).

Suelo estampado poligonal El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte.Kostama, V. P., Kreslavsky, M. A., & Head, J. W. (2006). Recent high‐latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement. Geophysical Research Letters, 33(11). Se cree comúnmente que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar agua helada. El suelo modelado se forma en una capa de manto, llamada manto dependiente de la latitud, que cayó del cielo cuando el clima era diferente.Head, J. W., Mustard, J. F., Kreslavsky, M. A., Milliken, R. E., & Marchant, D. R. (2003). Recent ice ages on Mars. Nature, 426(6968), 797-802.Kreslavsky, M. A., & Head, J. W. (2002). High-latitude Recent Surface Mantle on Mars: New Results from MOLA and MOC. In EGS General Assembly Conference Abstracts (p. 669).Hecht, M. H. (2002). Metastability of liquid water on Mars. Icarus, 156(2), 373-386.

Lycus Sulci Lycus Sulci (coordenadas 24,6° N, 219° E) es el nombre de la porción noroeste de una característica del terreno más grande que rodea parcialmente a Olympus Mons y se extiende hasta desde la base del volcán en forma de escudo gigante. Esta característica, llamada aureola de Olympus Mons, consta de varios lóbulos grandes y tiene una textura de superficie ondulada o estriada distintiva. Al este de Olympus Mons, la aureola está parcialmente cubierta por flujos de lava, pero donde está expuesta recibe diferentes nombres (Gigas Sulci, por ejemplo). El origen de la aureola sigue siendo objeto de debate, pero probablemente se formó por grandes deslizamientos de tierra o láminas de empuje impulsadas por la gravedad que se desprendieron de los bordes del escudo de Olympus Mons.

Erebus Montes Hacia el oeste de Lycus Sulci, a través de las llanuras planas de Amazonis Planitia, se encuentra una región alargada de terreno irregular llamada Erebus Montes. La región contiene cientos de montículos agrupados o aislados que se elevan de 500 a 1000 m por encima de las llanuras circundantes. La presencia de numerosos cráteres "fantasma" parcialmente llenos en la zona indica que las colinas representan los restos de la antigua corteza montañosa que fue inundada por flujos de lava y (posiblemente) sedimentos aluviales de Tharsis en el sureste y la provincia volcánica de Elysium hasta el oeste.Tanaka, K.L.; Skinner, J.A.; Hare, T.M. Geologic Map of the Northern Plains of Mars. Scientific Investigations Map 2888, U.S. Geological Survey, 2005.

Arcadia Planitia Al norte y al este de los Erebus Montes hay llanuras bajas con signos de actividad glaciar que caracterizan gran parte del Cuadrángulo de Diacria y del hemisferio norte marciano en general. Las imágenes de las naves espaciales Mariner 9 y Viking de resolución media de la década de 1970 muestran que grandes porciones de Arcadia Planitia tienen una apariencia general moteada, con manchas claras y oscuras.Williams, N. R., Golombek, M. P., Bramson, A. M., Viola, D., Byrne, S., & McEwen, A. S. (2017, March). Surface Morphologies of Arcadia Planitia as an Indicator of Past and Present Near-Surface Ice. In Lunar and Planetary Science Conference (No. 1964, p. 2852). A mayor resolución, los accidentes geográficos suelen consistir en frentes de flujo lobulados; pequeños segmentos de canal; crestas de arrugas; cráteres de pedestal; y colinas bajas y aisladas parecidas a volcanes con cráteres en la cima. Las imágenes de MOLA revelan numerosos cráteres grandes y poco enterrados, lo que sugiere que una superficie antigua llena de cráteres se encuentra debajo de una capa de material más reciente.Viola, D., McEwen, A. S., Dundas, C. M., & Byrne, S. (2014, July). Expanded Craters in Arcadia Planitia: Evidence for> 20 Myr Old Subsurface Ice. In Eighth International Conference on Mars (Vol. 1791, p. 1022).