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Vastitas Borealis

Agosto 04, 2021

Vastitas Borealis es la llanura más grande del planeta Marte. Vastitas Borealis se encuentra situada en las latitudes más septentrionales del planeta, y envuelve la región polar del norte de Marte. A menudo se conoce la conoce a Vastitas Borealis simplemente como «las llanuras del norte». En realidad se trata de una depresión de gran extensión, a unos 4-5 kilómetros por debajo del "datum" marciano.

Mapa topográfico de Marte. Vastitas Borealis es la inmensa zona de tierras bajas que domina el hemisferio norte.

Dentro de Vastitas Borealis destaca la zona denominada Utopia Planitia, gran llanura que se extiende hacia el sur, hasta los 40º de latitud norte por el hemisferio oriental. Algunos científicos opinan que estas llanuras podían haber estado cubiertas por un océano en algún momento de la historia marciana, y se han postulado posibles líneas de costa en su franja meridional. Actualmente estas llanuras de suaves pendientes están marcadas por crestas (especialmente Scandia Colles), pequeñas colinas y pocos cráteres (como Lomonosov y Korolev). La Vastitas Borealis es claramente más uniforme y suave topográficamente que otras zonas similares situadas en el hemisferio sur del planeta.

El 25 de mayo de 2008, se posó con éxito sobre la llanura Vastitas Borealis la sonda Phoenix de la NASA (la primera en 32 años en no utilizar airbags para aterrizar sobre suelo marciano).

La parte superior del suelo tiene una costra. El microscopio mostró que el suelo está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Cuando el suelo se recoge, se agrupa. Aunque otros módulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondas y dunas, no hay ondas ni dunas visibles en el área de "Phoenix". El hielo está presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos. A lo largo del borde de los polígonos, el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad. Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, desaparece lentamente.[1]​

Superficie

 
Surface of Mars, como se ve en Phoenix . El suelo tiene forma de polígonos que son comunes donde el suelo se congela y descongela.

A diferencia de algunos sitios visitados por los Viking y Pathfinder, casi todas las rocas cerca del sitio de aterrizaje Phoenix en Vastitas Borealis son pequeñas. Hasta donde la cámara puede ver, el terreno es plano, pero tiene forma de polígonos. Estas formas son causadas por el hielo en el suelo que reacciona a los principales cambios de temperatura.[2]​ La parte superior del suelo tiene una costra. El microscopio mostró que el suelo está compuesto de partículas planas (probablemente un tipo de arcilla) y partículas redondeadas. Cuando el suelo se recoge, se agrupa. Aunque otros módulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondas y dunas, no hay ondas ni dunas visibles en el área de "Phoenix". El hielo está presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos. A lo largo del borde de los polígonos, el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad. Cuando el hielo se expone a la atmósfera marciana, desaparece lentamente.[3]​ En el invierno habría acumulaciones de nieve en la superficie.[4]​

Química de superficie

Los resultados publicados en la revista Science después de que finalizó la misión Phoenix informaron que cloruro, bicarbonato, magnesio, sodio, potasio, calcio , y posiblemente sulfato se detectaron en las muestras. El pH se redujo a 7.7 + o - 0.5. Perclorato (ClO 4 ), se detectó un oxidante fuerte. Este fue un descubrimiento significativo. El producto químico tiene el potencial de ser utilizado como combustible para cohetes y como fuente de oxígeno para futuros colonos. Bajo ciertas condiciones, el perclorato puede inhibir la vida; sin embargo, algunos microorganismos obtienen energía de la sustancia (por reducción anaeróbica). La sustancia química cuando se mezcla con agua puede reducir considerablemente los puntos de congelación, de manera similar a cómo se aplica la sal a las carreteras para derretir el hielo. El perclorato atrae fuertemente el agua; en consecuencia, podría extraer humedad del aire y producir una pequeña cantidad de agua líquida en Marte hoy. [5]​ Los barrancos, que son comunes en ciertas áreas de Marte, pueden tener formado por perclorato derritiendo hielo y haciendo que el agua erosione el suelo en pendientes pronunciadas.[6]​ Dos conjuntos de experimentos demostraron que el suelo contiene 3-5% de carbonato de calcio. Cuando una muestra se calentó lentamente en el Analizador térmico y de gas evolucionado (TEGA), se produjo un pico a 725 ° C, que es lo que sucedería si hubiera carbonato de calcio. En un segundo experimento, se añadió ácido a una muestra de suelo en el Laboratorio de Química Húmeda (WCL) mientras un electrodo de pH medía el pH. Como el pH aumentó de 3.3 a 7.7, se concluyó que el carbonato de calcio estaba presente. El carbonato de calcio cambia la textura del suelo al cementar partículas. Tener carbonato de calcio en el suelo puede ser más fácil para las formas de vida porque amortigua los ácidos, creando un pH más amigable con la vida.[7]​

Tierra modelada

Gran parte de la superficie de Vastitas Borealis está cubierta con suelo estampado. A veces el suelo tiene forma de polígonos. El módulo de aterrizaje Phoenix proporcionó vistas de primer plano del suelo estampado en forma de polígonos. En otros lugares, la superficie tiene montículos bajos dispuestos en cadenas. Algunos científicos primero llamaron a las características terreno de huella digital porque las muchas líneas se parecían a la huella digital de alguien.[8]​ Se encuentran características similares en forma y tamaño en regiones periglaciales terrestres como la Antártida. Los polígonos de la Antártida se forman por la expansión y contracción repetidas de la mezcla suelo-hielo debido a los cambios estacionales de temperatura. Cuando el suelo seco cae en grietas, se forman cuñas de arena que aumentan este efecto. Este proceso da como resultado redes poligonales de fracturas por estrés.[9]​[10]​

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    Olympia Planitia Dunes, según lo visto por HiRISE . El yeso ha sido detectado aquí por MRO .[11]​

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    El suelo estampado alguna vez se llamó terreno de huellas digitales porque parecía huellas digitales gigantes. Los puntos oscuros son en realidad cadenas de montículos bajos. La característica circular central es un anillo de rocas oscuras en el borde de un cráter enterrado. Imagen de Mars Global Surveyor .

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    Cráter de Lomonosov con suelo poligonal estampado, como se ve con Mars Global Surveyor.

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    Piso del cráter Korolev , visto por HiRISE.

Glaciares

Los glaciares formaron gran parte de la superficie observable en grandes áreas de Marte. Se estima que gran parte del área en latitudes todavía contiene grandes cantidades de hielo. [12]​ En marzo de 2010, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de un área llamada Deuteronilus Mensae que encontró evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros. El hielo probablemente se depositó como nevadas durante un clima anterior cuando los polos estaban más inclinados. [13]​ Se cree que algunas características de Vastitas Borealis son glaciares antiguos, como se muestra en las imágenes a continuación.

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    Restos de un glaciar después de que el hielo haya desaparecido, según lo visto por HiRISE bajo el programa HiWish.

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    Probable glaciar visto por HiRISE bajo el programa HiWish . Los estudios de radar han encontrado que está compuesto de hielo casi completamente puro. Parece estar moviéndose desde el terreno alto (una mesa) a la derecha.

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    El glaciar de pie de elefante de Romer Lake en el Ártico de la Tierra, como se ve en Landsat 8. Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas características en Marte que se cree que también son glaciares.

Clima

El módulo de aterrizaje de Phoenix proporcionó varios meses de observaciones climáticas de Mare Boreum. La velocidad del viento osciló entre 11 y 58 km por hora. La velocidad media habitual era de 36 km por hora. [14]​ La temperatura más alta medida durante la misión fue de -19.6 ° C, mientras que la más fría fue de -97.7 ° C. [15]​ Se observaron demonios de polvo. [16]​

Los cirros que producían nieve fueron vistos en las imágenes de Phoenix . Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera que era de alrededor de -65 ° C, por lo que las nubes tendrían que estar compuestas de hielo de agua, en lugar de hielo de dióxido de carbono porque la temperatura para formar hielo de dióxido de carbono es mucho más baja, menos de -120 ° C. Como resultado de la misión, ahora se cree que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más adelante en el año en este lugar.

Los científicos piensan que el hielo de agua fue transportado hacia abajo por la nieve por la noche. Se sublimó (pasó directamente del hielo al vapor) por la mañana. A lo largo del día, la convección y las turbulencias lo volvieron a mezclar en la atmósfera.

Ciclos climáticos

La interpretación de los datos transmitidos desde la nave Phoenix fue publicada en la revista Science . Según los datos revisados ​​por pares, se ha confirmado la presencia de hielo de agua y que el sitio tuvo un clima más húmedo y más cálido en el pasado reciente. Encontrar carbonato de calcio en el suelo marciano lleva a los científicos a creer que el sitio había estado húmedo en el pasado geológico. Durante ciclos estacionales o más largos, los ciclos diurnos pueden haber estado presentes en forma de películas delgadas. La inclinación u oblicuidad de Marte cambia mucho más que la Tierra; por lo tanto, los tiempos de mayor humedad son probables. [17]​


Véase también

Referencias

  1. . space.com. Archivado desde el original el 26 de enero de 2010. Consultado el 6 de marzo de 2020.  Parámetro desconocido |fecha de acceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda); Parámetro desconocido |estado-url= ignorado (ayuda)
  2. Levy, J, J. Head y D. Marchant. 2009. Polígonos de grietas por contracción térmica en Marte: clasificación, distribución e implicaciones climáticas de las observaciones de HiRISE. Revista de Investigación Geográfica: 114. p E01007
  3. . space.com. Archivado desde el original el 26 de enero de 2010. Consultado el 6 de marzo de 2020.  Parámetro desconocido |fecha de acceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda); Parámetro desconocido |estado-url= ignorado (ayuda)
  4. Whiteway, J. et al. 2009. Marte Agua-Hielo Nubes y Precipitaciones. Ciencia: 325. p 68-70
  5. release = 2009- 106 http://www.jpl.nasa.gov/news.cfm? release = 2009- 106. Consultado el 6 de marzo de 2020.  Falta el |título= (ayuda) Uso incorrecto de la plantilla enlace roto (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).
  6. Hecht, M. et al. 2009. Detección de perclorato y la química soluble del suelo marciano en el sitio Phoenix Lander. Ciencia: 325. 64-67
  7. Boynton, W. et al. 2009. Evidencia de carbonato de calcio en el sitio de aterrizaje de Mars Phoenix. Ciencia: 325. p 61-64
  8. Guest, J., P. Butterworth y R. Greeley. 1977. Observaciones geológicas en la región Cydonia de Marte desde Viking. J. Geophys. Res. 82. 4111-4120.
  9. . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016. Consultado el 6 de marzo de 2020. 
  10. Murchie, S. et al. 2009. Una síntesis de la mineralogía acuosa marciana después de 1 año de observaciones de Marte del Mars Reconnaissance Orbiter. Revista de Investigación Geofísica: 114.
  11. 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.
  12. http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMBS5V681F_0.html
  13. Madeleine, J. y col. 2007. Explorando la glaciación del norte de latitud media con un modelo de circulación general. En: Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Resumen 3096.
  14. . Archivado desde el original el 23 de julio de 2020. Consultado el 22 de julio de 2009.  Parámetro desconocido |url-status= ignorado (ayuda)
  15. . Archivado desde el original el 23 de julio de 2020. Consultado el 19 de diciembre de 2010.  Parámetro desconocido |url-status= ignorado (ayuda)
  16. Smith, P. et al. H2O at the Phoenix Landing Site. 2009. Science:325. p58-61
  17. Boynton, et al. 2009. Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site. Science. 325: 61-64

Enlaces externos

  •   Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Vastitas Borealis.
  • Vastitas Borealis Gazetteer of Planetary Nomenclature

Coordenadas: 87°44′N 32°32′E / 87.73, 32.53

  •   Datos: Q509214
  •   Multimedia: Vastitas Borealis

Agosto 04, 2021
vastitas, borealis, llanura, más, grande, planeta, marte, encuentra, situada, latitudes, más, septentrionales, planeta, envuelve, región, polar, norte, marte, menudo, conoce, conoce, simplemente, como, llanuras, norte, realidad, trata, depresión, gran, extensi. Vastitas Borealis es la llanura mas grande del planeta Marte Vastitas Borealis se encuentra situada en las latitudes mas septentrionales del planeta y envuelve la region polar del norte de Marte A menudo se conoce la conoce a Vastitas Borealis simplemente como las llanuras del norte En realidad se trata de una depresion de gran extension a unos 4 5 kilometros por debajo del datum marciano Mapa topografico de Marte Vastitas Borealis es la inmensa zona de tierras bajas que domina el hemisferio norte Dentro de Vastitas Borealis destaca la zona denominada Utopia Planitia gran llanura que se extiende hacia el sur hasta los 40º de latitud norte por el hemisferio oriental Algunos cientificos opinan que estas llanuras podian haber estado cubiertas por un oceano en algun momento de la historia marciana y se han postulado posibles lineas de costa en su franja meridional Actualmente estas llanuras de suaves pendientes estan marcadas por crestas especialmente Scandia Colles pequenas colinas y pocos crateres como Lomonosov y Korolev La Vastitas Borealis es claramente mas uniforme y suave topograficamente que otras zonas similares situadas en el hemisferio sur del planeta El 25 de mayo de 2008 se poso con exito sobre la llanura Vastitas Borealis la sonda Phoenix de la NASA la primera en 32 anos en no utilizar airbags para aterrizar sobre suelo marciano La parte superior del suelo tiene una costra El microscopio mostro que el suelo esta compuesto de particulas planas probablemente un tipo de arcilla y particulas redondeadas Cuando el suelo se recoge se agrupa Aunque otros modulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondas y dunas no hay ondas ni dunas visibles en el area de Phoenix El hielo esta presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los poligonos A lo largo del borde de los poligonos el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad Cuando el hielo se expone a la atmosfera marciana desaparece lentamente 1 Indice 1 Superficie 1 1 Quimica de superficie 1 2 Tierra modelada 2 Glaciares 3 Clima 3 1 Ciclos climaticos 4 Vease tambien 5 Referencias 6 Enlaces externosSuperficie Editar Surface of Mars como se ve en Phoenix El suelo tiene forma de poligonos que son comunes donde el suelo se congela y descongela A diferencia de algunos sitios visitados por los Viking y Pathfinder casi todas las rocas cerca del sitio de aterrizaje Phoenix en Vastitas Borealis son pequenas Hasta donde la camara puede ver el terreno es plano pero tiene forma de poligonos Estas formas son causadas por el hielo en el suelo que reacciona a los principales cambios de temperatura 2 La parte superior del suelo tiene una costra El microscopio mostro que el suelo esta compuesto de particulas planas probablemente un tipo de arcilla y particulas redondeadas Cuando el suelo se recoge se agrupa Aunque otros modulos de aterrizaje en otros lugares de Marte han visto muchas ondas y dunas no hay ondas ni dunas visibles en el area de Phoenix El hielo esta presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los poligonos A lo largo del borde de los poligonos el hielo tiene al menos 8 pulgadas de profundidad Cuando el hielo se expone a la atmosfera marciana desaparece lentamente 3 En el invierno habria acumulaciones de nieve en la superficie 4 Quimica de superficie Editar Los resultados publicados en la revista Science despues de que finalizo la mision Phoenix informaron que cloruro bicarbonato magnesio sodio potasio calcio y posiblemente sulfato se detectaron en las muestras El pH se redujo a 7 7 o 0 5 Perclorato ClO 4 se detecto un oxidante fuerte Este fue un descubrimiento significativo El producto quimico tiene el potencial de ser utilizado como combustible para cohetes y como fuente de oxigeno para futuros colonos Bajo ciertas condiciones el perclorato puede inhibir la vida sin embargo algunos microorganismos obtienen energia de la sustancia por reduccion anaerobica La sustancia quimica cuando se mezcla con agua puede reducir considerablemente los puntos de congelacion de manera similar a como se aplica la sal a las carreteras para derretir el hielo El perclorato atrae fuertemente el agua en consecuencia podria extraer humedad del aire y producir una pequena cantidad de agua liquida en Marte hoy 5 Los barrancos que son comunes en ciertas areas de Marte pueden tener formado por perclorato derritiendo hielo y haciendo que el agua erosione el suelo en pendientes pronunciadas 6 Dos conjuntos de experimentos demostraron que el suelo contiene 3 5 de carbonato de calcio Cuando una muestra se calento lentamente en el Analizador termico y de gas evolucionado TEGA se produjo un pico a 725 C que es lo que sucederia si hubiera carbonato de calcio En un segundo experimento se anadio acido a una muestra de suelo en el Laboratorio de Quimica Humeda WCL mientras un electrodo de pH media el pH Como el pH aumento de 3 3 a 7 7 se concluyo que el carbonato de calcio estaba presente El carbonato de calcio cambia la textura del suelo al cementar particulas Tener carbonato de calcio en el suelo puede ser mas facil para las formas de vida porque amortigua los acidos creando un pH mas amigable con la vida 7 Tierra modelada Editar Gran parte de la superficie de Vastitas Borealis esta cubierta con suelo estampado A veces el suelo tiene forma de poligonos El modulo de aterrizaje Phoenix proporciono vistas de primer plano del suelo estampado en forma de poligonos En otros lugares la superficie tiene monticulos bajos dispuestos en cadenas Algunos cientificos primero llamaron a las caracteristicas terreno de huella digital porque las muchas lineas se parecian a la huella digital de alguien 8 Se encuentran caracteristicas similares en forma y tamano en regiones periglaciales terrestres como la Antartida Los poligonos de la Antartida se forman por la expansion y contraccion repetidas de la mezcla suelo hielo debido a los cambios estacionales de temperatura Cuando el suelo seco cae en grietas se forman cunas de arena que aumentan este efecto Este proceso da como resultado redes poligonales de fracturas por estres 9 10 Olympia Planitia Dunes segun lo visto por HiRISE El yeso ha sido detectado aqui por MRO 11 El suelo estampado alguna vez se llamo terreno de huellas digitales porque parecia huellas digitales gigantes Los puntos oscuros son en realidad cadenas de monticulos bajos La caracteristica circular central es un anillo de rocas oscuras en el borde de un crater enterrado Imagen de Mars Global Surveyor Crater de Lomonosov con suelo poligonal estampado como se ve con Mars Global Surveyor Piso del crater Korolev visto por HiRISE Glaciares EditarLos glaciares formaron gran parte de la superficie observable en grandes areas de Marte Se estima que gran parte del area en latitudes todavia contiene grandes cantidades de hielo 12 En marzo de 2010 los cientificos publicaron los resultados de un estudio de radar de un area llamada Deuteronilus Mensae que encontro evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros El hielo probablemente se deposito como nevadas durante un clima anterior cuando los polos estaban mas inclinados 13 Se cree que algunas caracteristicas de Vastitas Borealis son glaciares antiguos como se muestra en las imagenes a continuacion Restos de un glaciar despues de que el hielo haya desaparecido segun lo visto por HiRISE bajo el programa HiWish Probable glaciar visto por HiRISE bajo el programa HiWish Los estudios de radar han encontrado que esta compuesto de hielo casi completamente puro Parece estar moviendose desde el terreno alto una mesa a la derecha El glaciar de pie de elefante de Romer Lake en el Artico de la Tierra como se ve en Landsat 8 Esta imagen muestra varios glaciares que tienen la misma forma que muchas caracteristicas en Marte que se cree que tambien son glaciares Clima EditarEl modulo de aterrizaje de Phoenix proporciono varios meses de observaciones climaticas de Mare Boreum La velocidad del viento oscilo entre 11 y 58 km por hora La velocidad media habitual era de 36 km por hora 14 La temperatura mas alta medida durante la mision fue de 19 6 C mientras que la mas fria fue de 97 7 C 15 Se observaron demonios de polvo 16 Los cirros que producian nieve fueron vistos en las imagenes de Phoenix Las nubes se formaron a un nivel en la atmosfera que era de alrededor de 65 C por lo que las nubes tendrian que estar compuestas de hielo de agua en lugar de hielo de dioxido de carbono porque la temperatura para formar hielo de dioxido de carbono es mucho mas baja menos de 120 C Como resultado de la mision ahora se cree que el hielo de agua nieve se habria acumulado mas adelante en el ano en este lugar Los cientificos piensan que el hielo de agua fue transportado hacia abajo por la nieve por la noche Se sublimo paso directamente del hielo al vapor por la manana A lo largo del dia la conveccion y las turbulencias lo volvieron a mezclar en la atmosfera Ciclos climaticos Editar La interpretacion de los datos transmitidos desde la nave Phoenix fue publicada en la revista Science Segun los datos revisados por pares se ha confirmado la presencia de hielo de agua y que el sitio tuvo un clima mas humedo y mas calido en el pasado reciente Encontrar carbonato de calcio en el suelo marciano lleva a los cientificos a creer que el sitio habia estado humedo en el pasado geologico Durante ciclos estacionales o mas largos los ciclos diurnos pueden haber estado presentes en forma de peliculas delgadas La inclinacion u oblicuidad de Marte cambia mucho mas que la Tierra por lo tanto los tiempos de mayor humedad son probables 17 Vease tambien EditarGeografia de Marte Geologia de MarteReferencias Editar The Dirt on Mars Lander Hallazgos del suelo space com Archivado desde el original el 26 de enero de 2010 Consultado el 6 de marzo de 2020 Parametro desconocido fecha de acceso ignorado se sugiere fechaacceso ayuda Parametro desconocido estado url ignorado ayuda Levy J J Head y D Marchant 2009 Poligonos de grietas por contraccion termica en Marte clasificacion distribucion e implicaciones climaticas de las observaciones de HiRISE Revista de Investigacion Geografica 114 p E01007 The Dirt on Mars Lander Hallazgos del suelo space com Archivado desde el original el 26 de enero de 2010 Consultado el 6 de marzo de 2020 Parametro desconocido fecha de acceso ignorado se sugiere fechaacceso ayuda Parametro desconocido estado url ignorado ayuda Whiteway J et al 2009 Marte Agua Hielo Nubes y Precipitaciones Ciencia 325 p 68 70 release 2009 106 http www jpl nasa gov news cfm release 2009 106 Consultado el 6 de marzo de 2020 Falta el titulo ayuda Uso incorrecto de la plantilla enlace roto enlace roto disponible en Internet Archive vease el historial la primera version y la ultima Hecht M et al 2009 Deteccion de perclorato y la quimica soluble del suelo marciano en el sitio Phoenix Lander Ciencia 325 64 67 Boynton W et al 2009 Evidencia de carbonato de calcio en el sitio de aterrizaje de Mars Phoenix Ciencia 325 p 61 64 Guest J P Butterworth y R Greeley 1977 Observaciones geologicas en la region Cydonia de Marte desde Viking J Geophys Res 82 4111 4120 Signos de actividad eolica y periglacial en Vastitas Borealis ID de imagen de HiRISE PSP 001481 2410 Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 Consultado el 6 de marzo de 2020 Murchie S et al 2009 Una sintesis de la mineralogia acuosa marciana despues de 1 ano de observaciones de Marte del Mars Reconnaissance Orbiter Revista de Investigacion Geofisica 114 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 http www esa int SPECIALS Mars Express SEMBS5V681F 0 html Madeleine J y col 2007 Explorando la glaciacion del norte de latitud media con un modelo de circulacion general En Septima Conferencia Internacional sobre Marte Resumen 3096 Archived copy Archivado desde el original el 23 de julio de 2020 Consultado el 22 de julio de 2009 Parametro desconocido url status ignorado ayuda Archived copy Archivado desde el original el 23 de julio de 2020 Consultado el 19 de diciembre de 2010 Parametro desconocido url status ignorado ayuda Smith P et al H2O at the Phoenix Landing Site 2009 Science 325 p58 61 Boynton et al 2009 Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site Science 325 61 64Enlaces externos Editar Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Vastitas Borealis Vastitas Borealis Gazetteer of Planetary NomenclatureCoordenadas 87 44 N 32 32 E 87 73 32 53 Datos Q509214 Multimedia Vastitas BorealisObtenido de https es wikipedia org w index php title Vastitas Borealis amp oldid 131115153, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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