Diferenças entre edições de "Hale (cratera marciana)"

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|quadrângulo=[[Quadrângulo de Argyre|Argyre]]
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}}
 
'''Hale''' é uma cratera medindo 150 por 125&nbsp;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&nbsp;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>{{citecitar journalperiódico| 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| journalperiódico=Sky and Telescope| titletítulo=Mars's Hale Crater|primeiro first=Robert|último last= 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>
 
Esta cratera recebeu o nome em honra a [[George Ellery Hale]].
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>
 
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 journalcitar periódico| last1último1 = Christensen | first1primeiro1 = PR | title título= Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. | journal periódico= Nature | volume = 422 | issue número= 6927 | pages páginas= 45–8 | year ano= 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 journalcitar periódico|último1 last1=Jakosky |primeiro1 first1=Bruce M. |último2 last2=Carr |primeiro2 first2=Michael H. | titletítulo=Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity | journalperiódico=Nature | volume=315 | pagespáginas=559–561 | bibcode = 1985Natur.315..559J | yearano=1985 | doi = 10.1038/315559a0 }}</ref><ref>{{cite journalcitar periódico|último1 last1= Jakosky |primeiro1 first1= Bruce M. |último2 last2= Henderson |primeiro2 first2= Bradley G. |último3 last3= Mellon |primeiro3 first3= Michael T. | titletítulo= Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate | journalperiódico= Journal of Geophysical Research | volume= 100 | pagespáginas= 1579–1584 | bibcode = 1995JGR...100.1579J | yearano= 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 author=MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory |date data= 18 de dezembro de 2003 | titletítulo= Mars May Be Emerging From An Ice Age |workobra= ScienceDaily |accessdateacessodata= 19 de fevereiro de 2009 |url= http://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htm }}</ref>
{{referências}}
{{marte-geral}}
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