Mostrando las entradas con la etiqueta Eventos. Mostrar todas las entradas
Mostrando las entradas con la etiqueta Eventos. Mostrar todas las entradas

12 de abril de 2016

MARTE - Posibles zonas de Aterrizajes y selección de humanos.

La NASA podría elegir los primeros seres humanos para viajar a Marte durante la próxima Administración Presidencial.

Según el director Jim Greem de la división científica de la agencia NASA esto podría ser posible. Los comentarios fueron hechos durante una conferencia telefónica celebrada por los asistentes encargados de elegir las zonas de aterrizaje en Marte, el pasado mes de Octubre de 2015 en Houston, co-patrocinado por la agencia espacial NASA de vuelos espaciales tripulados y las divisiones de ciencias planetarias.


En el taller, los científicos presentaron 47, de 200 kilómetros de ancho "zonas de exploración de Marte" que contienen recursos y regiones de interés científico, donde varios equipos visitarían. La NASA tiene la intención de investigar más a fondos algunos de estas zonas utilizando naves espaciales actuales como el Orbitador de Reconocimiento de Marte, y desarrollar los requisitos para un futuro orbitador Mars basado en las necesidades de datos adicionales. "Puedo imaginar en cuestión de pocos años, vamos a pasar de estos 40 a 50 sitios a un puñado-tal vez cinco y así concentrar nuestros esfuerzos en extensas observaciones y la obtención de información necesaria para exploración humana ", dijo Green. "En ese tiempo, la próxima administración tendrá la oportunidad de ser capaz de decir:" este es el lugar al que vamos.  "Y eso va a marcar la diferencia, por una razón muy simple: Una vez que sabemos el sitio, podemos diseñar el modelo y a continuación, puede hacerse una estimación de los costos a incurrir”.


NASA
Zonas de Exploración de Marte. Este video muestra el concepto de 200 kilómetros de ancho Zona de Exploración de Marte, donde varios equipos se visitarían. ZE contendría diversas regiones científicas y cargado de recursos de interés o rendimiento de la inversión.

Requisitos
Los sitios potenciales tenían que cumplir una serie de pautas de la NASA. En primer lugar, cada puesto de avanzada debe estar rodeado por una "zona de exploración" de más de 100 kilómetros de anchura. Un conjunto de tres a cinco aterrizajes en esa zona, permitiría a tripulaciones de cuatro a seis personas llevar a cabo las tareas, con 500 días marcianos por expedición.


Los elementos esenciales para elegir un sitio involucran la seguridad en el aterrizaje y la realización de operaciones; la capacidad para llevar a cabo la tarea científica y el acceso a los recursos locales para sostener a los seres humanos en el planeta rojo. De hecho, cualquier zona de exploración debe permitir aprovechar al menos 100 toneladas métricas de agua.

Una de las grandes preguntas que los científicos e ingenieros deben responder es lo que jugará la utilización de recursos in-situ en el suministro de los astronautas como el consumo de agua, el oxígeno y el propulsor del cohete. Hasta ahora, la NASA se ha centrado sobre todo en el aspecto de propelente, proponiendo que el oxígeno extraído de la atmósfera marciana podría ser utilizado como un oxidante de combustible para ayudar a los astronautas el retorno de vuelta al espacio. El Rover de Marte 2020 llevará  un instrumento llamado MOXIE para poner a prueba la técnica de extracción.

Hielo subterráneo
Por otra parte, Zurek dijo que la NASA trabaja en un orbitador marciano para la próxima década, equipado con una variedad de instrumentos -como un potente radar para identificar bolsas subterráneas de hielo- que podría ayudar a evaluar la idoneidad de diversos sitios de Marte para un puesto de avanzada humano.

El agua superficial en Marte cae en dos categorías: mineral y a base de hielo. Cerca del ecuador de Marte, la mayor parte del agua está encerrada en minerales hidratados, y liberándola implica un proceso de cocción de alto consumo energético. En latitudes más altas, existe agua en las capas de hielo justo debajo de la superficie, pero puede ser difícil de cuantificar con exactitud la cantidad de hielo está presente, y la facilidad con que se puede acceder.

El agua superficial en Marte cae en dos categorías: mineral y a base de hielo. Cerca del ecuador de Marte, la mayor parte del agua está encerrada en minerales hidratados, y liberándola implica un proceso de cocción de alto consumo energético. En latitudes más altas, existe agua en las capas de hielo justo debajo de la superficie, pero puede ser difícil de cuantificar con exactitud la cantidad de hielo está presente, y la facilidad con que se puede acceder.

Ahora se está alentando a los proponentes la Zona de Exploración a presentar hasta tres imágenes y datos obtenidos de los instrumentos de HiRISE y CRISM a bordo del Orbitador de Reconocimiento de Marte de la NASA. La NASA usará los resultados, así como las propuestas originales, y pondrá entre paréntesis el rango de las limitaciones de ingeniería para el hardware en la superficie. Dos zonas -uno de exploración se muestra cerca del ecuador, y otra en una latitud alta de la región que se utilizará para establecer escenarios de "viviendas" para los astronautas que viven en la región. Esto incluye las variaciones de temperatura, tormentas de polvo y otros desafíos climáticos, así como la creación de rutas para el traslados de los humanos en  Rovers para llegar a las distintas zonas de interés.


NASA / Lindsay Hays
Las potenciales zonas de aterrizajes y exploración de Marte por seres humanos.Más de 40 zonas de aterrizaje y exploración fueron propuestos que se muestran en este mapa de elevación de  Marte.

Las tres zonas de exploración que reciben la mayoría de votos de los participantes se encuentran en Melas Chasma, el Cráter Jezero  y el Cráter Galer. Melas Chasma, que se encuentra dentro del sistema de cañones Valles Marineris, era el favorito con nueve votos. Los encuestados se sintieron atraídos por las paredes del cañón de la zona, lo que podría proporcionar una mirada a la historia del planeta, así como la posibilidad de que existan flujos de agua estacionales recurrentes.

Se espera otra reunión que se produzca en algún momento de 2017. Mientras tanto, la NASA podrá solicitar un Anuncio de Oportunidad o AO, para financiar propuestas que "el apoyo y acelerar el HLS2 general (Landing Humano sitios de estudio) esfuerzo", según los documentos de planificación de los talleres .


NASA/ JPL / Universidad Estatal de Arizona NASA, R. Luk
Melas Chasma. Una foto simulada hacia el oeste en Melas Chasma.

Aterrizajes humanos en Marte podrían no suceder durante dos décadas. Pero Jim Green dijo que la selección de un lugar de aterrizaje es un importante hito temprano si la NASA es quiere resolver cuestiones de costos de "los detractores que dicen que no podemos hacer eso", dijo. "Entonces estaremos en condiciones de continuar con la oportunidad de que los seres humanos exploren Marte dentro de nuestra vida", dijo Green. "Tenemos esa oportunidad en nuestras manos, y quiero que todo el mundo reconoce la importancia de este trabajo".


Es probable el desarrollo de módulos de aterrizaje especializados para Marte, para asegurar que la alfombra de bienvenida está totalmente desplegada para los astronautas cuando establezcan su puesto de avanzada.

Los científicos, que abogan por recuperar el mismo espíritu de exploración que impulsó a hombres como Cistobal Colón (Descubridor de América) o Roald Amundsen (Escursión al polo sur en 1911/12), aseguran que, sobre la base de una misión solo de ida al Planeta Rojo, se desarrollaría todo un programa de exploración largo y estable. Inicialmente habría que enviar dos naves, con dos tripulantes cada una y con todos los pertrechos necesarios para una larga permanencia. Al estar todo duplicado, una nave podría auxiliar a la otra en caso de emergencia o necesidad.


 
Los astronautas establecerán colonias permanentes en Marte

Antes de la llegada de los primeros humanos, sin embargo, una flotilla de misiones no tripuladas habría llevado hasta el lugar elegido del mundo vecino los materiales, vehículos, herramientas y provisiones para sobrevivir varios años. Los astronautas, además, recibirían periódicamente suministros y provisiones de la Tierra, hasta que la incipiente colonia no fuera capaz de conseguir su sustento del propio Marte. Algo que, según los científicos, podría tardar décadas enteras en llegar.


Fuente
The Planetary Society/JASON DAVIS
NASA / Lindsay Hays
NASA/ JPL / Universidad Estatal de Arizona NASA, R. Luk

ABC de España





10 de abril de 2016

GEOMORFOLOGIA DE MARTE (Parte II)

Geomorfología de Marte  (Parte II)

Siguiendo con las sesiones de Lunar and Planetary Science Conference (LPSC):  : "Todo lo que ocurre en la superficie del planeta rojo ".








Jonathan Sneed, un técnico de investigación del Grupo de habitabilidad del  Sistema Solar y de Exoplanetas de la Universidad de Chicago, habló a continuación sobre el origen de las “montañas” sedimentarias dentro de Valles Marineris (es el nombre de un gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador del planeta Marte justo al Este de la región de Tharsis).





Sneed y sus colegas examinaron las inclinaciones de las capas dentro de estos montículos utilizando modelos digitales del terreno de HiRISE. Encontraron que las capas generalmente sumergen lejos de los centros de montículos. Con base en esto, sugirió que las montañas forman como montículos sedimentarias, en lugar de haber sido depositados en posición horizontal y posteriormente deformadas.

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
Capas en Juventae Chasma. -A- Una de las "montañas" en capas dentro de Juventae Chasma. Subtrama de CTX G06_020470_1756_XN_04S062W. –B- Acercar con HiRISE de la zona marcada en el cuadro verde azulado en –A-. Subtrama de HiRISE ESP_014378_1755. Las imágenes han sido iluminadas  y mejoradas en el contraste.

Edwin, de la Universidad de Chicago, hizo una presentación en nombre de Leila Gabasova, un estudiante de verano. El proyecto de Gabasova ha cubierto los efectos de la compactación de sedimentos en posición de los cortes en el cráter Gale. Al igual que en la obra de Sneed, Gabasova encontró que las capas de Gale se inclinan hacia el exterior desde el centro del Monte de Sharp. Kite dijo que sus inclinaciones de las capas sólo podían explicarse si la superficie por debajo de ellos tiene la forma de un anillo central (ver la siguiente sección sobre la charla de Fred Calef para más información sobre esto). En cualquier caso, la inclinación de estas capas después de su formación podría dar lugar a depósitos fluviales que aparentemente parecen fluir "hacia arriba" en la configuración de la capa que vemos hoy.

Gabasova también analizó el cráter Gunjur para ver si el hundimiento por compactación inducida (esencialmente caída) del montículo sedimentaria en Gunjur pudo haber formado las fallas concéntricas visibles alrededor de pico y el aro central del cráter. Sus resultados determinaron que de hecho los gradientes de compactación fueron las más altas cerca del borde del cráter y el pico central. Esto apoya la hipótesis de que la compactación es responsable de su formación.

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
Los fallos en el cráter Gunjur. (A) Gunjur cráter. Mosaico de subtramas de CTX imágenes B20_017245_1794_XN_00S214W, P17_007527_1796_XN_00S212W, D15_033108_1798_XN_00S23W, y D19_034743_1797_XI_00S21W. (B) vista ampliada de la caja indicada en (A) de un ventilador en Gunjur, con fallos en y alrededor de ella marcados con flechas verde azulado. Mosaico de subtramas de CTX imágenes D15_033108_1798_XN_00S23W, y D19_034743_1797_XI_00S21W.

Fred Calef, conocido como el "Guardián de los mapas" para Curiosity (JPL), se refirió a la morfología del cráter Gale y cómo se compara con otros cráteres en Marte con altos picos centrales. Los cráteres de impacto en los planetas rocosos generalmente son de dos tipos: simples y complejos. Cráteres simples son pequeños y en forma de cuenco. Su diámetro máximo varía según los diferentes planetas / lunas debido a factores tales como la gravedad y las propiedades del "material de blanco" en las que los impactos de asteroides. En Marte, cráteres simples son generalmente menos de 7 km de diámetro. Cualquier cosa más grande es un "cráter complejo", que se puede subdividir en pico central, anillo de pico, y cuencas de anillos múltiples con aumento de tamaño.

El Cráter Gale es un poco anómalo ya que su pico central se encuentra casi tan alto como la ribera sur del cráter, y un par de kilómetros más alto que el borde norte. Fred encontró sólo 26 cráteres de " pico central alto” Gale de Marte es de todos el mayor con 50 km de diámetro. No hubo relaciones regionales o globales en cuanto a donde se encontraron estos cráteres de impacto, lo que sugiere material objetivo no juega en su formación. La conclusión de este estudio fue que un pequeño porcentaje de los impactos en Marte tenía suficiente energía para crear cráteres altas con picos centrales sin que se hunda en un anillo de la morfología de pico. Un miembro del público preguntó si esto significaba picos centrales y los anillos de los picos son mutuamente exclusivas características. Calef dijo que es probable, pero es algo que requiere más estudio.







ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum). Topografía del cráter Gale.
Este modelo digital del terreno (DTM) creado a partir de los datos de la Mars Express de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) pone de relieve la altura del pico central de Gale en comparación con el borde del cráter. El DTM tiene una resolución de 100 metros por píxel.



Calef señaló que en la porción sur del cráter  Gale existen sedimentos de más de 1000 m. A continuación, planteó la pregunta de lo que está por debajo de ellos. Sin duda alguna existen rocas fundidas de impactoe eventos, pero hasta qué punto se enterraron? Y como era la profundidad de Gale antes de que se llenó, fue enterrado, y ahora exhumado? Estas son todas las grandes preguntas abiertas cuando se trata de Gale.

Nicholas Warner, de la Universidad Estatal de Nueva York,  habló a continuación sobre las estimaciones de espesor de regolito (término general usado para designar la capa de materiales no consolidados, alterados, como fragmentos de roca, granos minerales y todos los otros depósitos superficiales) dentro de la elipse propuesta para el aterrizaje InSight  en Elysium Planitia (es la segunda región volcánica más grande de Marte, después de Tharsis Montes). Sus estimaciones para el espesor de regolito fueron de 3 a 5 metros. Esto está dentro del rango de profundidad a la que la sonda térmica del InSight puede penetrar esto son buenas noticias, porque los ingenieros de InSight no esperan que la sonda sea capaz de penetrar en la roca madre. Por lo tanto, un regolito más grueso significa una mayor profundidad de penetración de la sonda. Se observó que algunos cráteres de la zona tienen "rocosa" eyecciones-cubierto de cantos rodados, mientras que otras no lo hacen. Por lo tanto, miraba para ver si había un tamaño de corte en el que no se formaron frente a "cráteres" eyecciones rocosas. Después de analizar más de 3000 cráteres, se encontró que sólo cráteres de más de 200 metros de diámetro tuvieron eyecciones  rocosa. Esto sugiere que estos cráteres están excavando una capa adicional en el subsuelo en relación con cráteres más pequeños: uno que se erosiona en los cantos rodados, y uno que no lo hace. Esto nos habla de la resistencia del material a la erosión. Warner encontró que los cráteres de menos de 800 millones de años dentro de las elipses de aterrizaje que se conservan cantos rodados en sus mantas de material expulsado. Esto deja a la cuestión de lo que ocurrió con cráteres más pequeños con material rocoso eyectado. Las tasas de degradación calculados en esta región son demasiado bajos como para haber causado la destrucción completa de pequeños cráteres y rocas, por lo que simplemente no han sido erosionados. 






NASA / JPL-Caltech / UA / ASU / de Diniega et al. (2016)
Los cambios en el campo de dunas Kolhar. (A) Mapa de las nuevas características de sumidero que se encuentran en las imágenes de HiRISE de las dunas Kolhar. (B) Vista de una de las dunas en Años 29 de Marte. (C) La misma duna como en (B) que se visualiza en el año 30 de Marte. Las barras blancas indican un área de nuevos barrancos.



Serina Diniega del JPL, habló de seguimiento de la actividad barranco dentro de los campos de dunas Erg-polar norte colectivamente conocidos como el Olympia-Undae cerca del casquete polar norte de Marte. Los nombres informales de estos campos de dunas del polo norte deben excitar a ciertos aficionados de la ciencia ficción: Kolhar, Tleilax, Chusuk, y Furya.  Diniega señala que las características de los canales del norte polar podrían no ser "barrancos" por definición al faltarles los ergs (dunas de arenas)  . La definición terrestre de barrancos incluye "una morfología de canal de incisión" . Las características de los ergs también se ven muy diferentes desde el cráter/ Valle/ etc.
En cualquier caso, el seguimiento a largo plazo de estas características por HiRISE revela la actividad recurrente en los slipfaces (dirección del viento secundarios más pronunciada de las dunas). Ellos encontraron que la actividad esa "amplia", con más de 500 nuevas "barrancos" formados en un solo año de Marte en algunos campos de dunas.


Diniega y sus colegas trataron de responder a la pregunta de si la actividad observada en las dunas slipfaces se desencadena por la actividad de sublimación inducida como la expuesta en conversaciones anteriores en la sesión, por el viento, o una combinación de ambos. Para hacer esto, ella está mirando tanto la formación de barrancos y la degradación, es decir, la restauración de la duna de deslizamiento se enfrenta a su estado prístino.
NASA / JPL-Caltech / MCIA

Campo de dunas 'Tleilax'. 
Arrastradas por el viento, las dunas informales dan el nombre del campo de dunas Tleilax, a lo largo de las  capas polares de Marte. Esta es una parte de la imagen B01_010019_2635_XN_83N241W MRO Contexto de la cámara (CTX). La imagen ha sido contraste mejorado y afilado.


El uso de imágenes de HiRISE en JMARS y HIView , Allen manifiesta que como en el estudio antes mencionado de Diniega, los barrancos sólo se encontraron en slipfaces de dunas, y se produjeron en un rango de ángulos .La actividad observada se produjo durante algún tiempo en invierno, cuando la región estaba en la sombra. Esto dificulta la posibilidad de limitar el tiempo de la actividad de forma muy precisa. En cuatro lugares sin embargo, no se observó actividad antes de la capucha polar y problemas de sombra mostrado su lado oscuro. Estos lugares experimentaron actividad a finales del verano (entre L s 153-165).

Este verano, habrá un taller sobre surcos de Marte a celebrarse en el Reino Unido, tal vez en esta reunión, la comunidad puede tener una algunas definiciones terminológicas en el futuro.



Fuente
NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
Lunar and Planetary Science Conference (LPSC)

NASA / JPL-Caltech / MSSS / UA / Zarza et al.

8 de abril de 2016

GEOMORFOLOGIA DE MARTE (Parte I)

Una de las primeras sesiones de Lunar and Planetary Science Conference (LPSC) de este año fue titulado, “Mars Geomorphology: Sedimentology/Stratigraphy, Impact-Related Features and Processes, and Gullies.”(Marte Geomorfología: Sedimentología / estratigrafía, características y procesos relacionados a impactos y erosión de la superficie" Esa es un muy largo título que se traduce en: "Todo lo que ocurre en la superficie del planeta rojo ".

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
Cobertura de CTX en la HDP  hasta agosto de 2015. Este mapa muestra la cobertura de CTX de Marte disponibles en la NASA Planetary Data a partir de agosto, enmascarado encima de la imagen de Viking Mars Global Digital Mosaic (MDIM 2.1). Las zonas negras, sobre todo en las latitudes más altas, denotan vacíos en la cobertura.

Una gran parte del registro de rocas sedimentarias en Marte ha sido gracias a la Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) con su cámara Contexto (CTX), que ha alcanzado en forma casi el 96% de cobertura de Marte a una impresionante resolución de 6 m/píxel, y ha cubierto aproximadamente el 50 % del planeta más de una vez.

Ken Edgett (famoso en la comunidad por conocer a Marte como la palma de su mano) dijo que no podía ni siquiera intentar hacer un mapa de las exposiciones de rocas sedimentarias en Marte, porque en este punto, hemos visto tanto en todo el planeta que tomaría años para lograrlo. Nuestra vista de Marte ha pasado de un planeta donde no se conocían las rocas sedimentarias de la era de los vikingos a un planeta que ahora parece estar dominada por ellos. Visto desde lo orbital como desde el Rover, las rocas sedimentarias son omnipresentes en todo el planeta. Edgett llevó al público a un recorrido visual de un puñado de ejemplos.












NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
CTX vista del Eberswalde "delta". Edgett señaló que el ajuste de deposición para algunas de las rocas sedimentarias en Marte no siempre es evidente. En el caso de la "delta" cráter Eberswalde sin embargo, la procedencia es obvia ya que se basa en su extrema similitud de los deltas de los ríos en la Tierra.








NASA / JPL / MSSS
Un Marte sorprendentemente gris. Gracias a su taladro, Curiosity ha revelado que debajo de la fina capa de polvo rojo, Marte es sorprendentemente gris. Este agujero de perforación, Mojave2, se llevó a cabo durante el sol 882 (29 de enero, 2015). Edgett señaló que las rocas sedimentarias en Marte no siempre son de color en tonos como se pensaba, sino más bien su tono puede ser dictada por cosas tales como protector contra el polvo y la rugosidad de pequeña escala.



NASA / JPL-Caltech / ASU / compuesta por Tanya Harrison
HiRISE: ejemplos de posibles capas sedimentarias. Material en capas dentro, de derecha a izquierda: Cráter Becquerel (porción de PSP_003656_2015_IRB), Melas Chasma (porción de ESP_026312_1700_IRB), y Arabia Terra (porción de ESP_014033_1910_IRB).




El 'Gran Cañón' de Gale. Este cañón se produce en la parte inferior oeste del montículo de 5 km de espesor en el norte del cráter Gale. Y varios cañones y valles más pequeños en las partes inferiores del montículo son tan viejos que el material fue depositado en capas, enterrado, se endureció para formar roca, luego re-expuestos a la superficie y erosionado por el agua corriente (o líquido similar). La parte central del montículo Gale contiene capas de rocas que se formaron después de esto y se crearon los otros cañones - en otras palabras, hay una gran cantidad de cambios del entorno y las condiciones se registran en el montículo del vendaval. Esta imagen es un anaglifo estéreo (ojo izquierdo rojo, azul ojo derecho), compuesto de sub-tramas de imágenes MRO CTX P01_001488_1751_XI_04S222W y P02_001752_1753_XI_04S222W. El norte está arriba. Los datos fueron adquiridos en noviembre y diciembre de 2006 y se procesan para hacer el anaglifo por personal Malin Space Science Systems.

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison / ejemplo de Edgett (2016).
Valle invertida en Arabia Terra. Este mosaico CTX muestra un ejemplo de profundamente erosionado inter cráter paisajes algo típico de la región occidental de Arabia Terra. Las rocas aquí de acuerdo con Edgett están "compuestas de butte- y Mesa de formación de roca estratificada." Invertida paleo canal fluvial es transversal a la escena. Canales invertidos como éstos se encuentran en toda Arabia occidental, particularmente a lo largo de la frontera cerca de Meridiani Planum . Roca huésped original del valle ha erosionado. Casi todo el centro, el canal  afecta transversalmente a los cráteres que debe de haber sido enterrado en el momento formó el canal. Mosaico de subtramas de CTX D18_034340_1872_XI_07N010W y D16_033628_1871_XI_07N011W, centrada cerca de 8 ° N, 349 ° E. Las imágenes han sido iluminado, contraste mejorado y afilado para llevar a cabo funciones como cuando el terreno se cubre de polvo.

Marte es sorprendentemente bueno en enterrar terrenos. También es experto en la exhumación del terreno enterrado, dejando poco rastro de que alguna vez fue enterrado en dicho lugar. Donde todo el material ha sido enterrando una vez que ha sido erosionada es uno de los enigmas de Marte. Edgett dice apropiadamente en su resumen LCSP que el estudio de la superficie de Marte es "un ejercicio de hacer la pregunta," ¿Qué falta? ' La pregunta se profundiza también preguntando, '¿Lo que falta, es que está enterrado o porque fue eliminado?' "Los cráteres pequeños y grandes han sido enterrados y Cráter Gale es un cráter exhumado –este es un buen ejemplo. Redes de valles enteros se han llenado, enterrado, y luego exhumados en forma invertida. Es bastante impresionante.

Mike Bramble, un estudiante graduado en la Universidad de Brown fue el siguiente, discutiendo la estratigrafía del noreste Syrtis Major (es un "punto negro" -una característica del albedo- del planeta Marte, la mancha más característica en su superficie). La localización particular que Bramble eligió para estudiar se encuentra en la intersección entre Nili Fossae, el complejo volcánico Syrtis Major, y la cuenca de impacto Isidis Planitia ( es una llanura localizada dentro de un gigantesco cráter de impacto en el planeta Marte, centrado en las coordenadas 12.9 N, 87.0 E). Nili fue uno de los lugares de aterrizaje de los 5 candidatos finales para el rover Curiosity, y ahora está en la lista para el vehículo en Marte 2020. La mineralogía de la zona sugiere múltiples entornos ricos en agua en el tiempo transcurrido entre últimos entornos de la formación de Isidis  y cuando comenzó el vulcanismo en Syrtis. Zarzas y sus colegas se dispusieron a averiguar la historia geológica de la zona mediante la combinación de datos espectrales de CRISM con datos de imagen CTX y HiRISE, que fueron capaces de pintar un cuadro de la secuencia estratigráfica en la región:  

 NASA / JPL-Caltech / MSSS / UA / Zarza et al. (2016). Geología del noreste de Syrtis Major.
Izquierda: mapa geomórfica del Noreste de Syrtis Major. Las unidades y los colores se corresponden con la columna de la derecha simplificada. Seleccionar unidades mapeadas no se muestran para mayor claridad. El fondo es un mosaico CTX recubrirla con un mosaico de las imágenes de HiRISE disponibles.
Derecha: simplificado columna estratigráfica para el Noreste de Syrtis Major representa la morfología emparejado y la mineralogía de las unidades de red mapeadas. Se muestran los marcadores estratigráficos fecha en la columna de ~ 3.7 y 3.96 Ga.

Como lo explica la Zarza: Noreste Syrtis Major es el afloramiento de roca más grande de Marte y rico en  olivino. La gran abundancia de cristales de olivino en esta roca sugiere que provenía de fuentes primitivas, tales como erupciones al inicio de la historia de Marte o como un fundido de impacto producido cuando se formó la gran cuenca de Isidis. La comprensión del contexto y la formación de estos minerales de carbonato son importante para limitar la atmósfera primitiva de Marte, y cualquier ambientes potencialmente  habitables en la edad temprana. Cartografía de alta resolución espacial confirma que los minerales de carbonato identificados en la región sólo se observan dentro de la unidad de olivino. Por lo tanto, las hipótesis de formación de carbonato que no coinciden con esta observación, tales como la precipitación de carbonato de lagos poco profundos son efímeras y pueden descartarse. La compleja historia geológica de la región (por ejemplo, la colocación de la unidad de olivino como fundido de impacto o vulcanismo poco después de formarse la cuenca de impacto) y miles de millones de años de erosión, intercalados con períodos de alteración acuosa, se ha traducido en una gran pequeña heterogeneidad morfológica. Esta complejidad se refleja en los 19 terrenos geomorfológicas distintos observados en la figura anterior, pero estos pueden ser unidos en una columna estratigráfica compuesta de sólo 5 unidades geológicas que atraviesan la frontera de Noé-Hesperiano.


Fuente
NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison
Lunar and Planetary Science Conference (LPSC)
NASA / JPL-Caltech / MSSS / UA / Zarza et al.









28 de marzo de 2016

Nuevo Mapa del Planeta Rojo

Mapa de Marte surgido por efecto de las variaciones  gravitacionales.

Mediante el seguimiento de las desviaciones en las órbitas de naves espaciales, los científicos planetarios han creado un mapa de alta resolución de la atracción gravitatoria del planeta rojo. Análisis de los efectos gravitacionales de Marte sobre los orbitadores que pasan sobre cada lugar en el planeta produjo un nuevo mapa mundial en el año 2016 de las variaciones locales de la gravedad del planeta. Los datos provienen de muchos años de uso de la Red de Espacio Profundo de la NASA para realizar un seguimiento de posiciones y velocidades de la Mars Global Surveyor de la NASA, la Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter.


El mapeo gravitacional se ha aplicado para mapear variaciones en el espesor de la corteza del planeta y deducir información sobre su interior más profundo. Si uno podría ver más allá de la superficie de Marte, observará cómo su gravedad cambia de un lugar a otro, como lo muestra la siguiente imagen:

Este mapa muestra las variaciones locales de la atracción gravitatoria de Marte que presentan un detalle sin precedentes sobre la base de varios años de datos de seguimiento de los tres orbitadores de Marte pertenecientes a la NASA. La vista está centrada en 90 grados de longitud oeste, que muestra las cuatro volcanes de la región de Tharsis (puntos blancos) y el sistema profundo cañón Valles Marineris apenas a la derecha del centro (corte profundo azul oscuro). El código de colores es en unidades de variabilidad aceleración de la gravedad, llamados galones o galileos. El intervalo es de aproximadamente la mitad de un galón negativo (azul oscuro) a una gal positivo (blanco). NASA / GSFC / Scientific Visualization Studio.

El mapa no es un mapa topográfico que muestra las elevaciones del terreno. Es un mapa del campo gravitatorio. En esencia, se trata de una mirada en el esqueleto del planeta. Lo que muestra es la forma en diferentes partes fuertes o débiles de Marte. Antonio Genova (MIT y la NASA) y otros construyen el mapa con cerca de 16 años de valor de los datos de seguimiento se combinaron para tres naves espaciales: Mars Global Surveyor (operado 1999-2006), 2001 Mars Odyssey (2001 al presente), y MRO ( 2006 hasta el presente).

Un análisis cuidadoso permitió al equipo para tirar ideas fuera de los datos de la gravedad. Por ejemplo, el equipo pudo detectar mareas en el planeta rojo - sí, a pesar de que no hay océanos - creado por el Sol, así como la luna de Marte Fobos (el más pequeño y distante Deimos tiene un efecto insignificante). La expansión y la compresión de la marea confirman que el núcleo externo del planeta no es del todo sólido; los bordes más externos están todavía fundidos. Charles Yoder (JPL) y otros encontraron lo mismo en 2003 utilizando los datos de seguimiento de la Mars Global Surveyor.

En el reciente Mapeo se detalla las variaciones locales en Marte por efecto de la atracción gravitatoria medida por los orbitadores (centro), junto con la cartografía topográfica de las montañas y valles del planeta (izquierda) se obtiene el mejor aún mapeo de Marte 'espesor de la corteza (derecha).

Los científicos creen que un campo magnético global se presenta debido a la convección en un núcleo conductor, líquido metálico, estimulado por el calor que fluye hacia el exterior desde el núcleo hasta el manto. Este campo global de Marte quedó cerrado hace unos 4 millones de años. El equipo no está en el punto en el que puedan responder por qué el campo de Marte está muerto, Genova dice que una explicación es que el núcleo líquido es ahora demasiado delgado para crear un campo global. Incluso la migración estacional de la atmósfera afecta campo de gravedad del planeta.

También está la cuestión de un "canal de la gravedad" que se encuentra entre Acidalia Planitia (parte de las amplias tierras bajas del norte) y la más alta del terreno de Tempe Terra. Anteriormente, los científicos pensaban que esto era a través de algún tipo de sistema de canales enterrados que una vez que llevaba el agua fangosa de la sierra hacia la cuenca. Pero el nuevo análisis muestra que el canal cubre un área mucho más grande y parece que rodea la orilla de la sierra norte 'incluso hasta cerca del ecuador. Además, los únicos canales de drenaje a la vista corren perpendicularmente a través de ella, no con ella. Así que el equipo sugiere que en lugar es una especie de foso, que se crea cuando los gigantescos volcanes de la región de Tharsis construyen su meseta circundante tanto que la corteza debajo cedió ante el peso. (El efecto es más notable en esta proyección del mapa de la gravedad de la NASA).
Este mapa de Marte muestra variaciones en el espesor de la corteza del planeta, la capa superficial relativamente delgada sobre la capa interior del planeta. Muestra un detalle sin precedentes derivado del nuevo mapeo de las variaciones en la fuerza gravitacional de Marte sobre los orbitadores.

Esta vista del mapa está centrada a 90 grados de longitud oeste, dónde se muestran las partes del planeta que incluyen altos volcanes en el sistema profundo cañón Valles Marineris apenas a la derecha del centro e izquierda. El código de colores indica el espesor calculado de la corteza, de color azul oscuro de aproximadamente 6 a 12 millas (10 a 20 kilómetros) a negro durante aproximadamente 56 a 62 millas (90 a 100 kilómetros).

Los cambios en la gravedad de Marte a través del tiempo se han medido previamente utilizando los MGS y misiones ODY que monitorizaron los casquetes polares. Por primera vez, el equipo utilizó datos de MRO para continuar el seguimiento de su masa. El equipo ha determinado que cuando se experimenta un hemisferio de invierno, aproximadamente de 3 a 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congela fuera de la atmósfera en los casquetes polares norte y sur, respectivamente. Esto es aproximadamente 12 a 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera de Marte. Las misiones Viking de la NASA observaron por primera vez esta temporada la precipitación masiva de dióxido de carbono. La nueva observación confirma las predicciones numéricas del modelo de referencia global atmosférica de Marte - 2010.

La investigación fue financiada por subvenciones de la misión MRO de la NASA y el Programa de Análisis de Datos de Marte de la NASA. El Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, una división del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, dirige los MRO y la Odisea misiones.


Fuente
JPL/NASA
Sky and Telescope Magazine

26 de marzo de 2016

JUPITER Y LOS EFECTOS DEL VIENTO SOLAR.

Las tormentas solares provocan "Northern Lights" de Júpiter


Una reciente investigación dirigida por la UCL utilizando el Observatorio Chandra de Rayos X (es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999) de la NASA. han descubierto que las tormentas solares activan “Northern Lights” en el hemisferio norte del planeta Júpiter mediante la generación de una nueva aurora de rayos X que es ocho veces más brillante de lo normal y cientos de veces más enérgica que la aurora boreal de la Tierra.

Representación artística de la magnetosfera de Júpiter (Crédito: JAXA)

Es la primera vez que la aurora de rayos X de Júpiter se ha estudiado, luego de que una tormenta gigante del Sol ha llegado al planeta. Los resultados complementan la misión Juno de la NASA de este verano, que tiene como objetivo comprender la relación entre las dos estructuras más grandes en el sistema solar - la región del espacio controlado por el campo magnético de Júpiter (es decir, su magnetosfera) y el efecto producido por el viento solar.

"Hay una lucha de poder constante entre el viento solar y la magnetosfera de Júpiter. Queremos entender esta interacción y el efecto que tiene sobre el planeta. Mediante el estudio de cómo cambia la aurora, podemos descubrir más sobre la región del espacio controlado por el campo magnético de Júpiter, y si o cómo esto se ve influenciada por el Sol. La comprensión de esta relación es importante para ser aplicado a los innumerables objetos magnéticos a través de la galaxia, incluyendo exoplanetas, enanas marrones y las estrellas de neutrones ", dijo William Dunn, del Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard del UCL. El Sol expulsa constantemente corrientes de partículas al espacio en el viento solar. Cuando las tormentas gigantes entran en erupción, los vientos se vuelven mucho más fuerte y comprimen la magnetosfera de Júpiter, cambiando su límite con el viento solar 1,2 millones de millas (2 millones de kilómetros) a través del espacio. El estudio encontró que esta interacción en el límite desencadena los rayos X de alta energía en las “Northern Lights” de Júpiter, que cubren un área más grande que la superficie de la Tierra.

La emisión de rayos X de Júpiter (en magenta y negro, para el punto más brillante, superpuesta sobre una imagen óptica del telescopio espacial Hubble) capturada por Chandra como una eyección de masa coronal llega al planeta el 2 de octubre de 2011, y luego después de que el viento solar disminuye en 4 de octubre de, 2011.  Joseph de Pasquale, Observatorio Astrofísico Smithsoniano Chandra X-ray Center.

Publicado en el Journal of Geophysical Research - Space Physics, una publicación de la American Geophysical Union, el descubrimiento se produce cuando la nave espacial Juno de la NASA se acerca a Júpiter para el inicio de su misión este verano. Lanzado en 2011, Juno tiene como objetivo descubrir los secretos del origen de Júpiter, que nos ayuda a entender cómo funciona el sistema solar, incluyendo la Tierra. Como parte de la misión, Juno investigará la relación de Júpiter con el Sol y el viento solar mediante el estudio de su campo magnético, la magnetosfera, y la aurora.

 "La comparación de los nuevos descubrimientos de Júpiter con lo que ya está conocido por la Tierra ayudará a explicar cómo el clima espacial es impulsado por el viento solar interactúa con la magnetosfera de la Tierra. Nuevos conocimientos sobre la forma en la atmósfera de Júpiter se ve influenciada por el Sol nos ayudarán a caracterizar las atmósferas de exoplanetas, que nos da pistas acerca de si un planeta es probable que soportar la vida tal como la conocemos ", dijo Graziella Branduardi-Raymont del Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard del UCL.

El impacto de las tormentas solares en la aurora de Júpiter fue rastreado mediante el control de los rayos X emitidos durante dos observaciones de 11 horas en octubre de 2011 cuando una eyección de masa coronal interplanetaria se prevé que alcance el planeta desde el Sol Los científicos utilizaron los datos obtenidos para construir una imagen esférica 3-D para localizar el origen de la actividad de rayos X e identificar áreas para investigar más a fondo en diferentes puntos temporales. Dunn añadió: "En 2000, uno de los hallazgos más sorprendentes fue una brillante "punto caliente" de Rayos X en la aurora, que gira con el planeta. Pulsaba con ráfagas de rayos X cada 45 minutos, como un faro planetario. Cuando la tormenta solar llegó en 2011, vimos que el punto caliente latía más rápidamente, iluminándose cada 26 minutos. No estamos seguros de la causa de este aumento de velocidad, pero, debido a que se aceleró durante la tormenta, creemos que las pulsaciones también están conectados con el viento solar, así como las nuevas brillantes auroras. "

En el estudio dirigido por la UCL también han participado investigadores de la NASA Marshall Space Flight Center de la Universidad de Boston, Observatorio de París, el MIT, Instituto de Investigación del Suroeste (SwRI), Universidad de Southampton, Universidad de Leicester, Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA) y la Universidad de Michigan . Se amablemente financiado por el Consejo de Investigación del Medio Ambiente Consejo de Instalaciones Tecnología (STFC) Ciencia y la NASA, el natural y (NERC) y la Sociedad Japonesa para la Promoción de la Ciencia (JSP).

Fuente
Trabajo de investigación en el Journal of Geophysical Research - Física Espacial, una publicación de la Unión Geofísica Americana. perfil académico profesor de Graziella Branduardi-Raymont
Espacio UCL y Física del Clima
Laboratorio Mullard de Ciencia Espacial de la UCL
UCL Matemáticas y Ciencias Físicas