Caloris Planitia

Caloris Planitia
Mosaico fotográfico no cal se pode observa-la metade da cunca de Caloris, o resto está oculta polo terminador, o mosaico foi composto a partir de imaxes feitas pola sonda da NASA Mariner 10, nos anos 1974–75.
Tipo de accidente xeolóxico Cráter
Accidente xeolóxico de Mercurio
Diámetro 1.550 km[1]
Coordenadas 30,5 N 189,8 O
Procedencia do nome Caloris, procedente do latín, para calor.

Caloris Planitia, (ou Cunca de Caloris) é un gran cráter de impacto do planeta Mercurio, duns 1.550 km de diámetro,[1] o cal fai del un dos cráteres máis grandes do Sistema Solar. Caloris en latín significa calor, e o cráter recibiu este alcume por que o Sol apunta case directamente sobre a planitia cada dúas veces que Mercurio pasa polo seu perihelio. O cráter foi descuberto no ano 1974, e está rodeado por un sistema de aneis montañosos duns 2 km de altitude.

Aparencia

[editar | editar a fonte]
A primeira imaxe da sonda MESSENGER da parte de Mercurio que non fora vista pola sonda Mariner 10, imaxe tomada a unha distancia duns 27.000 km, a imaxe está recortada para realza-la zona de Caloris. É moi difícil discerni-lo bordo do cráter cando o Sol está directamente sobre o cráter, xa que non se xeran sombras.

A Caloris Planitia foi descuberta grazas ás imaxes feitas pola sonda Mariner 10 en 1974. O cráter foi localizado no terminador -a liña divisoria entre os hemisferios diúrno e nocturno no momento en que a sonda pasaba, así pois, a metade do cráter non puido ser fotografado. Máis tarde, o 15 de xaneiro de 2008, unha das primeiras fotos do planeta tomada pola sonda Messenger revelou o cráter na súa totalidade.

Comparación entre o tamaño inicial estimado de Caloris Planitia (en amarelo) e a estimación baseada nas novas imaxes achegadas pola sonda MESSENGER (en azul).

Ó cráter foi inicialmente estimado nun diámetro duns 1.300 km, aínda que esta estimación foi incrementada ata os 1.550 km, baseándose en fotos posteriores tomadas pola sonda MESSENGER.[1] O cráter está rodeado por montañas de ata 2 km de alto. Dentro das paredes do cráter, o chan do cráter está cuberto por chairas de lava, de xeito semellante ó que ocorre cos Maria da Lúa. Fóra dos muros, o material expulsado polo impacto creou unha cunca que se estende máis de 1.000 km, con aneis concéntricos rodean o cráter.

Pantheon Fossae, situada no interior de Caloris Planitia

No centro da cunca existe unha rexión que contén numerosos sucos e fendas radiais que parecen ser fallas extensionais, cun cráter de 40 km situado preto do centro do patrón de fendas radiais. A causa exacta deste patrón de fendas e sucos, polo momento é descoñecida.[1] O nome deste accidente xeolóxico é Pantheon Fossae.[2]

Formación

[editar | editar a fonte]

Estimouse que o corpo do impacto debería ter coma mínimo 100 km de diámetro.[3]

Os corpos do interior do sistema solar experimentaron un intenso bombardeo de grandes corpos rochosos durante máis ou menos os primeiros mil millóns de anos da vida do Sistema Solar. O impacto que creou Caloris Planitia debeu ocorrer moi ó final deste período, por que hai moi poucos cráteres no chan de Caloris que poidan ser comparados en tamaño cós cráteres de rexións limítrofes ó propio cráter. Pénsase que cuncas semellantes da Lúa coma Mare Imbrium e Mare Orientale, se formaron máis ou menos ó mesmo tempo, indicando posiblemente o fin do punto álxido dos grandes impactos durante o período de intenso bombardeo que tivo lugar durante os primeiros tempos do Sistema Solar.[4] Baseándose nas fotografías tomadas pola sonda MESSENGER, a idade de Caloris foi estimada en 3.800-3.900 millóns de anos.[1]

Terreos caóticos das antípodas e efectos globais do cráter

[editar | editar a fonte]
Os terreos caóticos e accidentados das antípodas de Caloris Planitia
Vista en primeiro plano das Terras Caóticas

Pésase que este impacto xigante que formou Caloris puído ter consecuencias globais para o planeta. No punto exacto no que están os antípodas da cunca existe unha grande área de terreo montañoso, con fendas e escarpas, cuns poucos cráteres de impacto pequenos, esta área é coñecida coma Terras Caóticas (tamén se podería traducir coma Terras Rilleiras). Algúns expertos suxiren que esta área foi creada polas ondas sísmicas do impacto ó converxeren no lado oposto do planeta.[5] Coma alternativa, tamén se suxeriu que estes terreos son a consecuencia da converxencia do material expulsado durante o impacto nas antípodas do cráter.[6] Tamén se pensa que este impacto serviu coma detonante dunha actividade volcánica, que deu coma resultado a formación de suaves chairas.[7] Ó redor de Caloris Planitia existen unha serie de formacións xeolóxicas que se pensa que foron producidas polo material expulsado tralo impacto, estas formacións reciben o nome colectivo de Grupo Caloris.

Emisións de gas

[editar | editar a fonte]

Mercurio ten unha atmosfera moi tenue e temporal, que contén pequenas cantidades de hidróxeno e helio capturado do vento solar, así coma elementos máis pesados​​, coma o sodio e o potasio. Pénsase que estes últimos elementos son orixinarios do interior do planeta, sendo expulsados de debaixo da codia do planeta grazas ó impacto que formou Caloris. Descubriuse que a conca de Caloris é unha fonte significativa de sodio e de potasio, e as fracturas creadas polo impacto terían facilitado a liberación de gases do interior do planeta. As Terras Caóticas tamén serían unha fonte destes gases.[8]

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 David Shiga (30-01-2008). NewScientist.com news service, ed. "Bizarre spider scar found on Mercury's surface". Arquivado dende o orixinal o 22-05-2012. Consultado o 24-03-2013. 
  2. ↑ Mercury's First Fossae Arquivado 14 de xullo de 2014 en Wayback Machine.. MESSENGER. 05-05-2008. Consultado o 25-03-2013.
  3. ↑ Coffey, Jerry (09-07-2009). Universe Today, ed. "Caloris Basin". Arquivado dende o orixinal o 31-08-2012. Consultado o 01-07-2012. 
  4. ↑ Gault, D. E.; Cassen, P.; Burns, J. A.; Strom, R. G. (1977). "Mercury". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 15: 97–126. Bibcode:1977ARA&A..15...97G. doi:10.1146/annurev.aa.15.090177.000525. 
  5. ↑ Schultz, P. H.; Gault, D. E. (1975). "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury". The Moon 12 (2): 159–177. Bibcode:1975Moon...12..159S. doi:10.1007/BF00577875. 
  6. ↑ Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). "A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly". Journal of Geophysical Research 106 (E11): 27853–27864. Bibcode:2001JGR...10627853W. doi:10.1029/2000JE001384. Consultado o 12-05-2008. 
  7. ↑ Kiefer, W. S.; Murray, B. C. (1987). "The formation of Mercury's smooth plains". Icarus 72 (3): 477–491. Bibcode:1987Icar...72..477K. doi:10.1016/0019-1035(87)90046-7. 
  8. ↑ Sprague, A. L.; Kozlowski, R. W. H.; Hunten, D. M. (1990). "Caloris Basin: An Enhanced Source for Potassium in Mercury's Atmosphere". Science 249 (4973): 1140–1142. Bibcode:1990Sci...249.1140S. PMID 17831982. doi:10.1126/science.249.4973.1140.