Ius Chasma
Ius Chasma é um cânion extenso no quadrângulo de Coprates em Marte, localizado a 7º latitude sul e 85.8º longitude oeste. Este cânion possui aproximadamente 938 km e seu nome vem do nome de uma formação de albedo clássica.[1]
| Ius Chasma | |
|---|---|
 Mapa do quadrângulo de Coprates exibindo detalhes do sistema de cânions Valles Marineris. Alguns dos cânions estiveram cheios de água. Ius Chasma está à esquerda. | |
| Planeta | Marte |
| Tipo | chasma |
| Coordenadas | 7° S, 85.8° W |
| Extensão | 938 km |
| Quadrângulo | Coprates |
O sistema de cânions Valles Marineris editar
Ius Chasma é parte do maior sistema de cânions do sistema solar; este grande cânion abrangeria quase a mesma extensão transversal dos Estados Unidos. O nome do sistema de cânions completo é Valles Marineris. Tendo seu início a oeste em Noctis Labyrinthus no quadrângulo de Phoenicis Lacus, o sistema de cânions termina no quadrângulo de Margaritifer Sinus em Capri Chasma e Eos Chasma (no sul). A palavra chasma foi designada pela União Astronômica Internacional para se referir a uma depressão alongada de encostas íngremes. Valles Marineris foi descoberto e nomeado em referência à missão Mariner 9. Partindo a leste de Noctis Labyrinthus, o cânion se divide em duas fossas, Tithonium Chasma e Ius Chasma (no sul). No meio do sistema se situam os vales de grande largura Ophir Chasma (norte), Candor Chasma, e Melas Chasma (sul). Indo mais a leste, chega-se a Coprates Chasma. Na terminação de Coprates Chasma, o vale fica cada vez mais largo formando Capri Chasma no norte e Eos Chasma no sul. As paredes destes cânions frequentemente apresentam camadas numerosas. O leito de alguns destes cânions contém grandes depósitos de materiais em camadas. Alguns pesquisadores acreditam que as camadas se formaram em uma época em que estes cânions se encontravam preenchidos por água.[2][3][4] Os cânions são profundos na mesma medida em que são largos. Em alguns locais eles chegam a atingir de 8 a 10 km de profundidade. Vale lembrar que o Grand Canyon, na Terra, possui apenas 1.6 de profundidade.[5]
Camadas editar
Imagens das rochas nas encostas dos cânions quase sempre exibem camadas. Algumas camadas parecem ser mais rígidas que outras. Algumas falésias em Marte exibem algumas camadas mais escuras se destacando e muitas vezes se partindo em grandes pedaços; supõe se que estas camadas sejam rochas vulcânicas rígidas ao invés de depósitos de cinza vulcânica fofa. Devido à sua proximidade à região vulcânica de Tharsis, as camadas rochosas podem ser compostas de fluxo de lava, provavelmente misturada com depósitos de cinza vulcânica que caiu da atmosfera seguindo grandes erupções. É provável que os estratos rochosos das encostas preservem uma longa porção da história geológica de Marte.[6] Camadas escuras podem ser resultados de fluxos de lava escuros. A rocha vulcânica escura basalto é comum em Marte. Por outro lado, depósitos claros podem ser depósitos fluviais, lagos, cinzas vulcânicas, ou depósitos de areia soprados pelo ventou ou poeira.[7] Os Mars rovers descobriram que as rochas claras contém sulfatos. Tendo sido formados provavelmente na presença de água, depósitos de sulfatos são de grande interesse para os cientistas por conter traços de vida extinta.[8] O instrumento Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) detectou sílica opalina em alguns estratos ao longo e no interior do sistema de cânions de Valles Marineris.[9] Como sulfatos ferrosos foram ocasionalmente encontrados próximo a sílica opalina, especula-se que os dois depósitos tenham se formado com um fluido ácido.[10]
Precipitação continuada editar
Uma pesquisa, publicada na edição de Icarus de janeiro de 2010, apontou fortes evidências para uma precipitação continuada na área ao redor de Ius Chasma.[11] [12]Os tipos de minerais nessa região então associados àa água. Ainda, a alta densidade dos pequenos canais ramificados indicam um grande volume de precipitação por serem similares a canais de correnteza na Terra.
Referências
- ↑ http://planetarynames.wr.usgs.gov
- ↑ McCauley, J. 1978. Geologic map of the Coprates quadrangle of Mars. U.S. Geol. Misc. Inv. Map I-897
- ↑ Nedell, S., et al. 1987. Origin and evolution of the layered deposits in the Valles Marineris, Mars. Icarus. 70: 409-441.
- ↑ Weitz, C. e T. Parker. 2000. New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water. LPSC XXXI. Abstract 1693
- ↑ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. [S.l.]: University of Arizona Press. ISBN 9780816512577. Consultado em 7 de março de 2011
- ↑ http://themis.asu.edu/features/coprateschasma
- ↑ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_005385_1640
- ↑ http://hirise,lpl.arizona.edu/PSP_007430_1725[ligação inativa]
- ↑ Murchie, S. et al. 2009. A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.
- ↑ Milliken, R. et. al. 2008. Opaline silica in young depsoits on Mars. Geology: 847-850
- ↑ Weitz, C. et al. 2010. Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris Icarus: 205. 73-102.
- ↑ http://www.sciencedirect.com/science/journal/00191035.
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