Cráteres marcianos

Se han observado y estudiado varios tipos distintos de cráteres en Marte. Muchos de ellos se forman por los efectos de los impactos en suelo rico en hielo. ^{[1] [2]}

Cráteres de muralla

Los cráteres de muralla muestran características de material eyectado fluidizado . Parecen como si se hubiera formado barro durante el impacto. Existen varios tipos básicos de cráteres de muralla. ^[2]

El tipo de material eyectado de una sola capa tiene una única muralla en el borde del material eyectado. Se cree que estos impactaron en una capa de hielo, pero no la atravesaron. ^{[1] [3]}

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  Cráter de muralla del tipo de eyección de una sola capa, como se ve desde CTX. Las flechas indican el borde exterior, llamado muralla.

Otro cráter de rampa en el cráter de eyección de doble capa. Su eyección tiene dos lóbulos. Los estudios han demostrado que estos pueden formarse a partir de impactos que atravesaron una capa superior helada y penetraron en una capa rocosa que se encuentra debajo de la capa helada. ^[4]

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  Cráter Steinheim que muestra más de una capa de eyección, como se ve mediante CTX. Estos se denominan cráteres de eyección de doble capa.

Un tercer tipo de cráter de muralla, el cráter de eyección de múltiples capas, es similar a un cráter de doble capa, pero tiene más de dos lóbulos o capas de eyección. ^[5]

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  Cráter de eyección de múltiples capas

Un estudio de la distribución de estos cráteres demostró que el espesor de una capa congelada en Marte varía de aproximadamente 1,3 km (ecuador) a 3,3 km (polos). Esto representa una gran cantidad de agua congelada. Sería igual a 200 metros de agua repartidos por todo el planeta, si se supone que el suelo tiene un espacio poroso del 20%. Los investigadores supusieron que los cráteres de eyección de una sola capa estarían todos dentro de la capa de hielo, pero los cráteres de eyección de doble y múltiple capa siempre penetrarían en la capa de hielo. ^{[6] [7]} Al encontrar un promedio de la profundidad más grande del cráter de eyección de una sola capa y la profundidad más pequeña del cráter de eyección de múltiples capas, se determinó el espesor de la capa de hielo, llamada criosfera. ^[8]

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  Los cráteres de eyección de una sola capa solo penetran en la capa superior helada, como se muestra a la izquierda. Los cráteres de eyección de múltiples capas atraviesan toda la capa helada y penetran parcialmente en la capa inferior, libre de hielo (derecha).

Cráteres de panqueques

En las misiones Mariner y Viking se encontró un tipo de cráter que se denominó "cráter panqueque". Es similar a un cráter de muralla, pero no tiene muralla. El material expulsado es plano en toda su superficie, como un panqueque. Con resoluciones más altas se asemeja a un cráter de doble capa que se ha degradado. Estos cráteres se encuentran en las mismas latitudes que los cráteres de doble capa (40-65 grados). ^[9] Se ha sugerido que son simplemente la capa interna de un cráter de doble capa en el que la capa exterior, delgada, se ha erosionado. ^[10] Los cráteres clasificados como panqueques en las imágenes de Viking resultaron ser cráteres de doble capa cuando se vieron con resoluciones más altas por naves espaciales posteriores. ^{[11] [12]}

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  Cráter en forma de panqueque. Nótese la parte superior plana y la falta de una muralla visible. La imagen es de CTX.

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Cráter LARLE

Los cráteres LARLE se caracterizan por un patrón de cráter y eyección en capas normal rodeado por un depósito externo extenso pero delgado que termina en una forma similar a una llama. ^[13] El nombre LARLE significa 'ejecta en capas de baja relación de aspecto'. ^[14] La parte de aspecto bajo del nombre se refiere a que la parte exterior es muy delgada. Se cree que esta delgada capa exterior se erosiona y el cráter resultante sería un cráter de pedestal . ^{[15] [16]} Si la capa exterior no estuviera allí, el cráter tendría el mismo tamaño que un cráter de pedestal.

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  El cráter LARLE, tal como se ve en el CTX La capa LARLE, que está compuesta de material de grano fino, está etiquetada. Puede erosionarse y quedará un cráter de pedestal. ^[17]

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Cráter de pedestal

Un cráter de pedestal tiene su material eyectado sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto eyecta material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. ^{[18] [19] [20] [21]}

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  Cráter de pedestal, tal como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish. La capa superior ha protegido el material inferior de la erosión.
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  El suelo del cráter Tikonravev en el cuadrángulo de Arabia , visto por la sonda Mars Global Surveyor
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Hellas.

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Cráter expandido

Un cráter expandido es un tipo de cráter de impacto secundario . ^[22] Los grandes impactos a menudo crean enjambres de pequeños cráteres secundarios a partir de los escombros que salen disparados como consecuencia del impacto. ^[22] Los estudios de un tipo de cráteres secundarios, llamados cráteres expandidos, nos han proporcionado información sobre lugares donde puede haber abundante hielo en el suelo. Los cráteres expandidos han perdido sus bordes, esto puede deberse a que cualquier borde que alguna vez estuvo presente se ha derrumbado en el cráter durante la expansión o ha perdido su hielo, si estaba compuesto de hielo.

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  Vista cercana de cráteres expandidos, como los vio HiRISE. Después del impacto, el hielo abandonó el suelo e hizo que el cráter fuera más grande en diámetro.

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Véase también

• Areografía (geografía de Marte)
• Cráter expandido
• Geología de Marte
• Profundidad del impacto
• Evento de impacto
• Cráter LARLE
• Cráter de pedestal
• Cráter de la muralla
• Sistema de rayos
• Cráter secundario

Referencias

1. Weiss, D., J. Head. 2014. Movilidad de los materiales eyectados en cráteres estratificados de Marte: evaluación de la influencia de los depósitos de nieve y hielo. Icarus: 233, 131-146.
2. Hugh H. Kieffer (1992). Marte. Prensa de la Universidad de Arizona . ISBN 978-0-8165-1257-7. Recuperado el 7 de marzo de 2011 .
3. Baratoux, D. 2002. Un mecanismo de inestabilidad en la formación de los cráteres lobulados marcianos y las implicaciones para la reología de los materiales eyectados: Geophys. Res. Lett. 29, 1210
4. Schwegman, R. 2015. MORFOLOGÍA Y MORFOMETRÍA DE CRÁTERES DE EXPULSIÓN DE DOBLE CAPA EN MARTE. Escuela de Estudios de Posgrado y Postdoctorado de la Universidad de Western Ontario London, Ontario, Canadá.
5. Barlow, N., et al. 2000. Estandarización de la nomenclatura de las morfologías de los materiales eyectados de los cráteres de impacto marcianos. J. Geophysical Res. 105, 26733_26738.
6. Barlow, N., T. Bradley. 1990. Cráteres de impacto marcianos: correlaciones de material eyectado y morfologías interiores con diámetro, latitud y terreno. Icarus: 87, 156-179.
7. Oberbeck, V. 2009. Cráteres de eyección estratificados y el acuífero de agua/hielo primitivo en Marte. Meteoritics Planet Sci. Archivos: 44, 43-54.
8. Head, J., D. Weiss. 2017. Evidencia de estabilización de la crisfera cementada por hielo en la historia marciana anterior: implicaciones para la abundancia actual de agua subterránea en profundidad en Marte. Icarus: 288, 120-147.
9. Mouginis-Mark, P. 1979. Morfología de los cráteres fluidizados marcianos: variaciones según el tamaño del cráter, la latitud, la altitud y el material del objetivo. Journal of Geophysical Research Solid Earth: 84, 8011-8022.
10. Costard, F. 1989. Las distribuciones espaciales de volátiles en la hidrolitosfera marciana, TIERRA, LUNA Y PLANETAS: 45, 265-290.
11. Barlow, N. CRÁTERES DE IMPACTO MARCIANOS Y SUS IMPLICACIONES PARA LAS CARACTERÍSTICAS DEL OBJETIVO.
12. Kieffer, H. et al. 1992. Mars. Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson
13. Barlow, N., J. Boyce, C. Cornwalc. Cráteres de material eyectado en capas de baja relación de aspecto (LARLE) marcianos: distribución, características y relación con los cráteres de pedestal. Icarus:239, 186-200.
14. Barlow, Nadine (9 de octubre de 2013). "Científicos planetarios descubren un nuevo tipo de cráteres de impacto en Marte". Sci-News.com . Consultado el 13 de octubre de 2013 .
15. Barlow, N., et al. 2014. Cráteres de material eyectado en capas de baja relación de aspecto (LARLE) marcianos: distribución, características y relación con los cráteres de pedestal. Icarus: 239, 186-200.
16. Boyce, J., et al. 2015. Origen de la capa exterior de los cráteres de eyección estratificados de baja relación de aspecto marcianos. Icarus: 245, 263-272.
17. Barlow, N., J. Boyce, C. Cornwall. Cráteres de material eyectado en capas de baja relación de aspecto (LARLE) marcianos: distribución, características y relación con los cráteres de pedestal. Icarus:239, 186-200.
18. http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 ^{[ enlace muerto permanente ]}
19. Bleacher, J. y S. Sakimoto. Cráteres de pedestal: una herramienta para interpretar historias geológicas y estimar las tasas de erosión . LPSC
20. "Mars Odyssey Mission THEMIS: Feature Image: Pedestal Craters in Utopia". Archivado desde el original el 18 de enero de 2010. Consultado el 26 de marzo de 2010 .
21. McCauley, JF (1973). "Evidencia de erosión eólica en las regiones ecuatorial y de latitudes medias de Marte causada por el Mariner 9". Journal of Geophysical Research . 78 (20): 4123–4137. Bibcode :1973JGR....78.4123M. doi :10.1029/JB078i020p04123.
22. http://www.uahirise.org/epo/nuggets/expanded-secondary.pdf ^{[ URL básica PDF ]}