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Formación Dorsa Argentea

Se cree que la Formación Dorsa Argentea (DAF) es un gran sistema de eskers que se encontraban bajo una antigua capa de hielo en la región polar sur de Marte. [1] La antigua capa de hielo tenía al menos el doble del tamaño de la capa de hielo actual y puede haber tenido entre 1500 y 2000 metros de espesor. [2] Investigaciones posteriores sugieren que se cree que el área de esta capa de hielo polar cubrió alrededor de 1,5 millones de kilómetros cuadrados, aproximadamente el doble del tamaño de Francia o el estado estadounidense de Texas. Este grupo de crestas se extiende desde 270-100 E y 70-90 S, alrededor del polo sur de Marte. Se encuentra debajo de los Depósitos Estratificados del Polo Sur (SPLD) de la Amazonia Tardía, en el cuadrángulo del Mare Australe .

La longitud combinada de estas crestas es enorme; un estudio analizó siete sistemas de crestas diferentes que contenían casi 4000 crestas con una longitud total de 51 000 km. [3] Se cree que la mayoría de los eskers se formaron dentro de túneles con paredes de hielo por arroyos que fluyeron dentro y debajo de los glaciares . Después de que los muros de hielo de contención se derritieron, los depósitos de los arroyos permanecieron como crestas largas y sinuosas.

Los recuentos de cráteres muestran que las crestas tienen dos edades diferentes. Una data del Hesperiano Temprano , mientras que el otro grupo data del Noéano Tardío . Estas fechas corresponden a la época en la que Marte tenía lagos y redes de valles que se formaron a partir de la escorrentía, el drenaje y el almacenamiento de agua líquida en la superficie de Marte. [4] Estudios posteriores sugieren que la capa de hielo se formó cerca del límite de la era Noéana -Hesperiana y retrocedió en la era Hesperiana Temprana . [5]

La Formación Dorsa Argentea representa una época en la que se produjo el derretimiento y drenaje del agua de deshielo de una gigantesca capa de hielo alrededor del Polo Sur marciano. [6] [7] Varios mecanismos pueden haber provocado el derretimiento del hielo. Los posibles mecanismos pueden haber sido una atmósfera más cálida, el vulcanismo o un mayor espesor de la capa de hielo debido a la acumulación de nieve. [8] [9] [10] [11] [12] [13]

Es más probable que haya una gruesa capa de hielo en la región del polo sur que en el polo norte porque el polo sur está a mayor altitud. [14] [15] [16] [17] [18] Además, es posible que hubiera mucha más agua disponible en la atmósfera marciana cuando se formó la capa de hielo. [19]

Un equipo de investigadores utilizó un modelo climático global de Marte temprano junto con el modelo de la capa de hielo de la Universidad de Maine para determinar cómo se formaron los eskers de la Formación Dorsa Argentea. Llegaron a la conclusión de que se necesitaba un gas de efecto invernadero además de una atmósfera de dióxido de carbono más espesa para calentar la superficie lo suficiente. Además, para producir la forma de la capa de hielo, al menos parte de los volcanes de Tharsis tenían que estar presentes. En otras palabras, los volcanes de Tharsis existieron antes de la capa de hielo. [20]

Los datos del radar MARSIS sugieren que en la actualidad existen importantes áreas de partes estratificadas y potencialmente ricas en hielo de la Formación Dorsa Argentea. [21] [22] [23]

Veintiún montañas están asociadas con esta formación. Sus formas sugieren que son volcanes y que la mayoría estaban asociados con glaciares. Algunos probablemente entraron en erupción bajo una capa de hielo. Algunos se parecen a formaciones terrestres volcánicas llamadas tuyas y tindars . Estas características son comunes en Islandia y la Antártida . [24]

Véase también

Referencias

  1. ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovolcanismo en la Tierra y Marte. Cambridge University Press.
  2. ^ Head, J., S. Pratt. 2001. Amplia capa de hielo polar sur de la época hespérica en Marte: evidencia de derretimiento y retroceso masivos, y flujo lateral y encharcamiento de agua de deshielo. Journal of Geophysical Research: 106, 12275_12299.
  3. ^ Kress, A.; Head, J. (2015). "Sistemas de dorsales del Noéico tardío y del Hespériense temprano en la Formación Dorsa Argentea circumpolar del sur, Marte: evidencia de dos etapas de fusión de una extensa capa de hielo del Noé tardío". Ciencia planetaria y espacial . 109–110: 1–20. Código Bibliográfico :2015P&SS..109....1K. doi :10.1016/j.pss.2014.11.025.
  4. ^ Kress, A., J. Head. 2015. Sistemas de dorsales del Noéico tardío y del Hespériense temprano en la Formación Dorsa Argentea circumpolar del sur, Marte: evidencia de dos etapas de fusión de una extensa capa de hielo del Noé tardío. Ciencia planetaria y espacial: 109-110, 1-20
  5. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Amplia capa de hielo del polo sur de Marte de la época hespérica: evidencia de fusión y retroceso masivos, y flujo lateral y pendiente de agua de deshielo. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  6. ^ Cassanelli, J. y J. Head. 2015. Densificación de firn en unas "tierras altas heladas" de Marte a finales del Noé: implicaciones para la evolución de la capa de hielo y la respuesta térmica. Icarus: 253, 243-255.
  7. ^ Fastook, J. y J. Head. 2015. Glaciación en las tierras altas heladas del Noéico tardío: acumulación de hielo, distribución, tasas de flujo, fusión basal y tasas y patrones de fusión de arriba hacia abajo. Planet. Space Sci. 106, 82-98.
  8. ^ Fastook, J.; Head, J.; Marchant, D.; Forget, F.; Madeleine, J. (2012). "Clima temprano de Marte cerca del límite Noé-Hespériano: evidencia independiente de condiciones frías a partir del derretimiento basal de la capa de hielo del polo sur (Formación Dorsa Argentea) e implicaciones para la formación de la red de valles". Icarus . 219 (1): 25–40. Bibcode :2012Icar..219...25F. doi :10.1016/J.Icarus.2012.02.013.
  9. ^ Ghatan, G.; Head, J. (2002). "Candidatos a volcanes subglaciales en la región polar sur de Marte: morfología, morfometría y condiciones de erupción". J. Geophys. Res . 107 (E7): 5048. Bibcode :2002JGRE..107.5048G. doi : 10.1029/2001JE001519 .
  10. ^ Ghatan, G.; Cabeza, J. (2004). "Drenaje regional de agua de deshielo debajo de una capa de hielo circumpolar sur de edad hesperiana en Marte". J. Geophys. Res . 109 (E7): E07006. Código Bib : 2004JGRE..109.7006G. doi : 10.1029/2003JE002196 .
  11. ^ Ghatan, G.; Head, J.; Pratt, S. (2003). "Cavi Angusti, Marte: caracterización y evaluación de posibles mecanismos de formación". J. Geophys. Res . 108 (E5): 5045. Bibcode :2003JGRE..108.5045G. CiteSeerX 10.1.1.498.1851 . doi : 10.1029/2002JE001972 . 
  12. ^ Head, J.; Pratt, S. (2001). "Extensa capa de hielo polar sur de edad hespérica en Marte: evidencia de fusión y retroceso masivos, y flujo lateral y encharcamiento de agua de deshielo". J. Geophys. Res . 106 (E6): 12275–12300. Bibcode :2001JGR...10612275H. doi : 10.1029/2000je001359 .
  13. ^ Wordsworth, R.; Forget, F.; Millour, E.; Head, J.; Madeleine, J.; Charnay, B. (2013). "Modelado global del clima marciano temprano bajo una atmósfera de CO2 más densa: ciclo del agua y evolución del hielo". Icarus . 222 (1): 1–19. arXiv : 1207.3993 . Código Bibliográfico :2013Icar..222....1W. doi :10.1016/J.Icarus.2012.09.036.
  14. ^ Wordsworth, R. et al. 2013. Modelado global del clima marciano temprano bajo una atmósfera de CO2 más densa: ciclo del agua y evolución del hielo Icarus, 222 (1), 1-19
  15. ^ Forget, F. et al. 2013. Modelado 3D del clima marciano temprano bajo una atmósfera de CO2 más densa: temperaturas y nubes de hielo de CO2 Icarus, 222 (1), 81-99
  16. ^ Mischna, M, et al. 2013. Efectos de la oblicuidad y los gases de efecto invernadero de vapor de agua y trazas en el clima marciano temprano J. Geophys. Res.-Planet, 118 (3), 560-576
  17. ^ Urata, RO Toon. 2013. Simulaciones del ciclo hidrológico marciano con un modelo de circulación general: implicaciones para el clima marciano antiguo Icarus, 226 (1), 229-250
  18. ^ Wordsworth, R. 2016. El clima del Marte primitivo Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 44, 381-408.
  19. ^ Carr, M., J. Head. 2015. Inventario de agua superficial y cercana a la superficie de Marte: fuentes, sumideros y cambios con el tiempo Geophys. Res. Lett., 42, págs. 1-7 10.1002/2014GL062464.
  20. ^ Scanlon, K., et al. 2018. La Formación Dorsa Argentea y la transición climática del Noé-Hespériense. Icarus: 299, 339-363.
  21. ^ Plaut, J., Ivanov, A., Safaeinili, A., Milkovich, S., Picardi, G., Seu, R., Phillips, R. 2007a. Sondeo por radar de las capas del subsuelo en las llanuras del polo sur de Marte: correlación con la formación Dorsa Argentea. Lunar Planet. Sci. XXXVIII (resumen 2144).
  22. ^ Head, J., Marchant, D. 2006. Glaciación polar regional en el período hespériano de la historia de Marte. La Formación Dorsa Argentea Circumpolar Sur como un antiguo remanente de capa de hielo. Cuarta Conferencia de Ciencia Polar de Marte. Davos, Suiza.
  23. ^ Head, J., Marchant, D., Forget, F. 2007. Glaciación polar regional en el período hespériano de la historia de Marte: la formación Dorsa Argentea circumpolar del sur como un antiguo remanente de capa de hielo. Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Pasadena, CA (resumen 3115).
  24. ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovolcanismo en la Tierra y Marte. Cambridge University Press.