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Geología de Plutón

Vista MVIC de Plutón en alta resolución y color mejorado, que ilustra las variaciones en la composición de la superficie

La geología de Plutón se compone de las características de la superficie, la corteza y el interior de Plutón . Debido a la distancia de Plutón a la Tierra, el estudio en profundidad desde la Tierra es difícil. Muchos detalles sobre Plutón permanecieron desconocidos hasta el 14 de julio de 2015, cuando New Horizons sobrevoló el sistema de Plutón y comenzó a transmitir datos a la Tierra. [1] Cuando lo hizo, se descubrió que Plutón tenía una diversidad geológica notable, y el miembro del equipo de New Horizons Jeff Moore dijo que "es tan complejo como el de Marte". [2] La transmisión final de datos de New Horizons sobre Plutón se recibió el 25 de octubre de 2016. [3] [4] En junio de 2020, los astrónomos informaron evidencia de que Plutón pudo haber tenido un océano subterráneo y, en consecuencia, pudo haber sido habitable , cuando se formó por primera vez. [5] [6]

Superficie

Característica poligonal al norte de las regiones ecuatoriales oscuras de Plutón
(11 de julio de 2015)

Más del 98 por ciento de la superficie de Plutón está compuesta de nitrógeno sólido , con trazas de metano y monóxido de carbono . [7] La ​​cara de Plutón orientada hacia Caronte contiene más metano sólido, [8] mientras que la cara opuesta contiene más nitrógeno y monóxido de carbono sólido. [9] Se cree que la distribución de hielos volátiles depende de la estación y está más influenciada por la insolación solar y la topografía que por los procesos del subsuelo. [10] [8]

Los mapas producidos a partir de imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble (HST), junto con la curva de luz de Plutón y las variaciones periódicas en sus espectros infrarrojos, indican que la superficie de Plutón es muy variada, con grandes diferencias tanto en brillo como en color, [11] con albedos entre 0,49 y 0,66. [12] Plutón es uno de los cuerpos más contrastantes del Sistema Solar, con tanto contraste como la luna Jápeto de Saturno . [13] El color varía entre negro carbón, naranja oscuro y blanco. [14] Los datos de New Horizons sugieren edades superficiales igualmente variables para Plutón, con terreno antiguo, oscuro y montañoso junto a la brillante, plana y efectivamente sin cráteres Sputnik Planitia y varios terrenos de edad y color intermedios.

El color de la superficie de Plutón cambió entre 1994 y 2003: la región polar norte se iluminó y el hemisferio sur se oscureció. [14] El enrojecimiento general de Plutón también aumentó sustancialmente entre 2000 y 2002. [14] Estos cambios rápidos probablemente se relacionan con la condensación y sublimación estacional de porciones de la atmósfera de Plutón, amplificadas por la inclinación axial extrema de Plutón y la alta excentricidad orbital . [14]

Llanuras de hielo blando y glaciares

Sputnik Planitia parece estar compuesta de hielos más volátiles, más blandos y más densos que el lecho rocoso de hielo de agua de Plutón, incluyendo nitrógeno , monóxido de carbono y metano sólido. [15] Una estructura de celdas de convección poligonal es visible en gran parte de la planitia. No se han encontrado cráteres, lo que indica que su superficie debe tener menos de 10 millones de años. [16] Se proponen varios mecanismos para explicar la ausencia de cráteres, incluyendo el criovulcanismo (volcanes que expulsan volátiles en lugar de magma), el vuelco convectivo y la relajación viscosa , procesos que borrarían la topografía negativa. [16] Se pueden ver glaciares de lo que probablemente es nitrógeno sólido fluyendo desde la planitia hacia depresiones y cráteres adyacentes. El nitrógeno de la llanura parece haber sido transportado a través de la atmósfera y depositado en una fina capa de hielo en las tierras altas al este y al sur de la llanura, formando el gran lóbulo oriental brillante de Tombaugh Regio . Los glaciares parecen estar fluyendo de regreso hacia la planitia a través de los valles desde estas tierras altas del este.

  • El borde norte de Sputnik Planitia (contexto), con indicaciones de hielo de nitrógeno fluyendo hacia depresiones adyacentes y llenándolas.
    El borde norte de Sputnik Planitia (contexto), con indicaciones de hielo de nitrógeno fluyendo hacia depresiones adyacentes y llenándolas.
  • Los glaciares de hielo de nitrógeno fluyen desde las tierras altas a través de los valles hacia el este de la planitia Sputnik (contexto). Las flechas indican los lados de los valles (que están separados entre sí entre 3 y 8 km) y el frente de flujo en la planitia.
    Los glaciares de hielo de nitrógeno fluyen desde las tierras altas a través de los valles hacia el este de la planitia Sputnik (contexto). Las flechas indican los lados de los valles (que están separados entre sí entre 3 y 8 km) y el frente de flujo en la planitia.
  • Glaciares de hielo de nitrógeno que fluyen hacia el margen oriental de la planitia (vista retroiluminada reproyectada similar que resalta las líneas de flujo).
    Glaciares de hielo de nitrógeno que fluyen hacia el margen oriental de la planitia (vista retroiluminada reproyectada similar que resalta las líneas de flujo).

Montañas de hielo de agua

A lo largo de los bordes sudoeste y sur de Sputnik Planitia se encuentran montañas de varios kilómetros de altura. El hielo de agua es el único hielo detectado en Plutón que es lo suficientemente resistente a las temperaturas plutonianas como para soportar tales alturas.

  • Plutón: distribución del hielo de agua (falso color; rel. 29 de enero de 2016)
    Plutón: distribución del hielo de agua (falso color; rel. 29 de enero de 2016)
  • Regiones donde se ha detectado hielo de agua (regiones azules)
    Regiones donde se ha detectado hielo de agua (regiones azules)
  • Hillary Montes y Tenzing Montes (denominados Norgay Montes) se encuentran entre Sputnik Planitia (arriba) y Belton Regio (abajo).[18]
    Hillary Montes y Tenzing Montes (denominados Norgay Montes) se encuentran entre Sputnik Planitia (arriba) y Belton Regio (abajo). [18]

Terreno antiguo lleno de cráteres

Belton Regio y otras áreas oscuras tienen muchos cráteres y rastros de metano sólido. Se cree que el color rojo oscuro se debe a las tolinas que se desprenden de la atmósfera de Plutón.

Latitudes del norte

Las latitudes medias del norte muestran una variedad de terreno que recuerda a la superficie de Tritón . Un casquete polar formado por metano sólido "diluido en una gruesa capa transparente de nitrógeno sólido" es algo más oscuro y más rojo. [19]

  • Distribución del hielo de metano en Plutón.[8] El verde brillante es el casquete polar y el rojo brillante la región de Harrington.
    Distribución del hielo de metano en Plutón. [8] El verde brillante es el casquete polar; el rojo brillante es la región de Harrington .
  • Mapa de abundancia de hielo de metano, que muestra sorprendentes diferencias regionales.[8] La absorción de metano más fuerte se indica mediante los colores púrpura más brillantes aquí, y las abundancias más bajas se muestran en negro.
    Mapa de abundancia de hielo de metano, que muestra sorprendentes diferencias regionales. [8] La absorción de metano más fuerte se indica mediante los colores púrpura más brillantes aquí, y las abundancias más bajas se muestran en negro.
  • Indicaciones de características geológicas complejas al norte de las regiones ecuatoriales oscuras
    Indicaciones de características geológicas complejas al norte de las regiones ecuatoriales oscuras

Tártaro Dorsa

Terreno de piel de serpiente formado por penitentes que cubren el Tártaro Dorsa.

La parte occidental del hemisferio norte de Plutón consiste en un extenso y muy distintivo conjunto de montañas de 500 metros de altura informalmente llamadas Tartarus Dorsa; el espaciamiento y la forma de las montañas se parecen a escamas o corteza de árbol. Un artículo de Nature de enero de 2017 del Dr. John Moores y sus colegas identificó estas crestas heladas como penitentes . [20] Los penitentes son depresiones heladas formadas por erosión y rodeadas de altas agujas. Plutón es el único cuerpo planetario además de la Tierra en el que se han identificado penitentes. Aunque se ha hipotetizado que los penitentes están en el satélite de Júpiter , Europa , las teorías actuales sugieren que pueden requerir una atmósfera para formarse. Moores y sus colegas plantean la hipótesis de que los penitentes de Plutón crecen solo durante períodos de alta presión atmosférica, a una velocidad de aproximadamente 1 centímetro por ciclo orbital. Estos penitentes parecen haberse formado en las últimas decenas de millones de años, una idea apoyada por la escasez de cráteres en la región, lo que hace de Tartarus Dorsa una de las regiones más jóvenes de Plutón. [20]

Atravesando el terreno norte de Plutón y Tartarus Dorsa, con muchos cráteres (y, por lo tanto, formado más recientemente que ambos), hay un conjunto de seis cañones que irradian desde un único punto; el más largo, llamado informalmente Sleipnir Fossa, tiene más de 580 kilómetros de longitud. Se cree que estos abismos se originaron a partir de presiones causadas por el afloramiento de material en el centro de la formación. [21]

Posible criovulcanismo

Cuando la sonda New Horizons envió por primera vez datos desde Plutón, se pensaba [ ¿quién lo hizo? ] que Plutón estaba perdiendo cientos de toneladas de su atmósfera por hora debido a la luz ultravioleta del Sol; una tasa de escape de este tipo sería demasiado grande para ser reabastecida por impactos de cometas. En cambio, se pensaba que el nitrógeno se reabastecía mediante criovulcanismo o por géiseres que lo llevaban a la superficie. Las imágenes de estructuras que implican un afloramiento de material desde el interior de Plutón, y las posibles vetas dejadas por géiseres, respaldan esta opinión. [17] [22] Descubrimientos posteriores sugieren que el escape atmosférico de Plutón se sobreestimó varios miles de veces y, por lo tanto, teóricamente Plutón podría mantener su atmósfera sin ayuda geológica, aunque la evidencia de geología en curso sigue siendo sólida. [23]

En los mapas topográficos de la región al sur de Sputnik Planitia , cerca del polo sur, se han identificado dos posibles criovolcanes, Wright Mons y Piccard Mons . Ambos tienen más de 150 km de ancho y al menos 4 km de alto, los picos más altos conocidos en Plutón en la actualidad. Tienen pocos cráteres y, por lo tanto, son geológicamente jóvenes, aunque no tanto como Sputnik Planitia. Se caracterizan por una gran depresión en la cima y flancos con montículos. Esta es la primera vez que se han obtenido imágenes claras de grandes construcciones potencialmente criovolcánicas en cualquier lugar del Sistema Solar. [24] [25] [26]

Un estudio de 2019 identificó una segunda estructura criovolcánica probable alrededor de Virgil Fossae, una serie de depresiones en el noreste de Belton Regio, al oeste de Tombaugh Regio. Las criolavas ricas en amoníaco parecen haber surgido de Virgil Fossae y varios sitios cercanos y haber cubierto un área de varios miles de kilómetros cuadrados; el hecho de que la señal espectral del amoníaco fuera detectable cuando la New Horizons sobrevoló Plutón sugiere que Virgil Fossae no tiene más de mil millones de años y potencialmente es mucho más joven, ya que los rayos cósmicos galácticos destruirían todo el amoníaco en el metro superior de la corteza en ese tiempo y la radiación solar podría destruir el amoníaco de la superficie entre 10 y 10 000 veces más rápido. El depósito subterráneo del que emergió este criomagma puede haber estado separado del océano subterráneo de Plutón. [27]

Plutón - posibles criovolcanes

Estructura interna

Estructura teórica de Plutón anterior a la misión New Horizons [28]
  • Costra de hielo de agua
  • Océano de agua líquida
  • Núcleo de silicato

La densidad de Plutón es1,87 g/cm 3 . [29] Debido a que la descomposición de los elementos radiactivos eventualmente calentaría los hielos lo suficiente para que la roca se separara de ellos, los científicos piensan que la estructura interna de Plutón está diferenciada, con el material rocoso habiéndose asentado en un núcleo denso rodeado por un manto de hielo de agua. [30] Los abundantes volátiles de la superficie de Plutón implican que Plutón está completamente diferenciado (y por lo tanto ha liberado todos los volátiles que habían estado atrapados en su hielo de agua) o se formó en menos de un millón de años después de que se limpiara el disco circunestelar (cuando los volátiles aún estaban disponibles para ser incorporados a Plutón). [31]

Se plantea la hipótesis de que el diámetro del núcleo es aproximadamente1700 km , 70% del diámetro de Plutón. [28] Es posible que dicho calentamiento continúe hoy, creando una capa oceánica subterránea de agua líquida y amoníaco de unos 100 a 180 km de espesor en el límite núcleo-manto. [28] [30] [32] Los estudios basados ​​en las imágenes de Plutón de New Horizon no revelan signos de contracción (como se esperaría si el agua interna de Plutón se hubiera congelado y convertido en hielo II ) e implican que el interior de Plutón todavía se está expandiendo, probablemente debido a este océano interno; esta es la primera evidencia concreta de que el interior de Plutón todavía es líquido. [33] [34] Se propone que Plutón tiene una litosfera gruesa de hielo de agua , basándose en la longitud de las fallas individuales y la falta de elevación localizada. Las diferentes tendencias en las fallas sugieren una tectónica previamente activa, aunque sus mecanismos siguen siendo desconocidos. [35] El Instituto de Investigación Planetaria DLR calculó que la relación densidad-radio de Plutón se encuentra en una zona de transición, junto con la luna Tritón de Neptuno , entre satélites helados como las lunas de tamaño medio de Urano y Saturno , y satélites rocosos como Ío de Júpiter . [36]

Plutón no tiene campo magnético. [37]

Véase también

Referencias

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  2. ^ "Nuevas imágenes de Plutón de la sonda New Horizons de la NASA muestran un terreno complejo". Astronomía. 10 de septiembre de 2015. Consultado el 29 de junio de 2018 .
  3. ^ Chang, Kenneth (28 de octubre de 2016). "No More Data From Pluto". The New York Times . Consultado el 3 de diciembre de 2016 .
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