En geología planetaria , un sistema de rayos está formado por vetas radiales de material eyectado fino expulsado durante la formación de un cráter de impacto , que se parecen a muchos radios delgados que salen del eje de una rueda. Los rayos pueden extenderse por longitudes de hasta varias veces el diámetro de su cráter de origen y a menudo están acompañados por pequeños cráteres secundarios formados por trozos más grandes de material eyectado. Se han identificado sistemas de rayos en la Luna , la Tierra ( cráter Kamil ), Mercurio y algunas lunas de los planetas exteriores. Originalmente se pensaba que existían solo en planetas o lunas que carecían de atmósfera , pero más recientemente se han identificado en Marte en imágenes infrarrojas tomadas desde la órbita por la cámara termográfica de 2001 Mars Odyssey .
Los rayos aparecen en longitudes de onda visibles y, en algunos casos, infrarrojas , cuando los eyectados están hechos de material con diferente reflectividad (es decir, albedo ) o propiedades térmicas de la superficie en la que se depositan. Por lo general, los rayos visibles tienen un albedo más alto que la superficie circundante. Más raramente, un impacto excavará material de bajo albedo, por ejemplo, depósitos de lava basáltica en los mares lunares . Los rayos térmicos, como los que se ven en Marte, son especialmente evidentes por la noche, cuando las pendientes y las sombras no influyen en la energía infrarroja emitida por la superficie marciana.
La superposición de rayos sobre otras características de la superficie puede ser útil como indicador de la edad relativa del cráter de impacto, porque con el tiempo varios procesos borran los rayos. En cuerpos no atmosféricos como la Luna, la erosión espacial por exposición a rayos cósmicos y micrometeoritos causa una reducción constante del diferencial entre el albedo de los eyectados y el del material subyacente. Los micrometeoritos en particular producen una fusión vítrea en el regolito que reduce el albedo . Los rayos también pueden quedar cubiertos por flujos de lava (como los de Lichtenberg en la Luna), o por otros cráteres de impacto o eyectados.
La naturaleza física de los rayos lunares ha sido históricamente objeto de especulación. Las primeras hipótesis sugerían que eran depósitos de sal procedentes de la evaporación del agua. Más tarde se pensó que eran depósitos de ceniza volcánica o vetas de polvo. Después de que se aceptara el origen de los cráteres por impacto, Eugene Shoemaker sugirió durante la década de 1960 que los rayos eran el resultado de material eyectado fragmentado.
Estudios recientes sugieren que el brillo relativo de un sistema de rayos lunares no siempre es un indicador fiable de la edad de un sistema de rayos. En cambio, el albedo también depende de la proporción de óxido de hierro (FeO). Las proporciones bajas de FeO dan lugar a materiales más brillantes, por lo que un sistema de rayos de este tipo puede conservar su apariencia más clara durante períodos más largos. Por lo tanto, la composición del material debe tenerse en cuenta en el análisis del albedo para determinar la edad.
Entre los cráteres lunares del lado visible con sistemas de rayos pronunciados se encuentran Aristarco , Copérnico , Kepler , Proclo , Dionisio , Glushko y Tycho . Ejemplos más pequeños incluyen Censorinus , Stella y Linné . También se producen sistemas de rayos similares en el lado oculto de la Luna, como los rayos que irradian desde los cráteres Giordano Bruno , Necho , Ohm , Jackson , King y el pequeño pero prominente Pierazzo .
La mayor parte del transporte lateral de material eyectado primario desde los cráteres de impacto está limitado a una distancia de unos pocos radios de cráter, pero algunos impactos más grandes, como los que crearon los cráteres Copérnico y Tycho , lanzaron material eyectado primario a la mitad de la órbita de la luna. [2]
Los cráteres Rayo Norte y Rayo Sur , cada uno con un sistema de rayos claro, fueron observados desde el suelo por los astronautas del Apolo 16 en 1972.
