Cráter de pedestal

En geología planetaria , un cráter de pedestal es un cráter con 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 expulsa 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. ^{[1] [2]} Se ha medido con precisión que algunos pedestales están a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. El resultado es que tanto el cráter como su manto de material eyectado se encuentran por encima de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . ^{[3] [4] [5] [6]}

Descripción

Con estudios adicionales, los investigadores han dividido los cráteres relacionados en tres clases diferentes. ^[7] y tienen ideas avanzadas sobre cómo se formaron. Los cráteres de exceso de eyección ^[8] y los cráteres encaramados ^{[9] [10] [11]} son ​​más grandes que los cráteres de pedestal. ^{[12] [13]} Los tres tienen formas similares con el cuenco del cráter y un área alrededor del cuenco que se asienta sobre la superficie circundante. Los cráteres de exceso de eyección y los cráteres encaramados muestran depósitos de eyección, pero los cráteres de pedestal generalmente no. Todos se encuentran en las mismas regiones y todos parecen estar a la misma distancia sobre los alrededores, un promedio de cerca de 50 metros. ^[14] La principal diferencia entre los cráteres de exceso de eyección y los cráteres encaramados es que los cuencos de los cráteres encaramados son poco profundos y, a veces, casi llenos de material. Los cráteres de pedestal están cerca del centro de una meseta que tiene un escarpe (acantilado) orientado hacia afuera.

Actualmente se cree que estos tres tipos de cráteres son resultado de impactos en una capa de hielo. Los cráteres de eyección excesiva y los cráteres encaramados, los más grandes, penetraron completamente la capa de hielo y también se adentraron en una capa rocosa inferior. Una parte de la capa rocosa se depositó alrededor del borde del cráter formando un depósito de eyección rugoso. Esa eyección protegió el área debajo de él de la erosión. La erosión posterior dejó los cráteres asentados sobre la superficie circundante. Los cráteres más pequeños, "cráteres de pedestal", desarrollaron una cubierta protectora mediante un proceso diferente. Las simulaciones muestran que un gran impacto en el hielo generaría una gran explosión de calor que sería suficiente para derretir parte del hielo. El agua resultante podría disolver sales y minerales y producir una capa resistente a la erosión. ^[15]

Esta nueva comprensión de cómo se formaron estos diferentes cráteres ha ayudado a los científicos a entender cómo se depositó material rico en hielo en las latitudes medias de ambos hemisferios varias veces en el período amazónico en Marte, por ejemplo. ^[16] Durante ese tiempo, la oblicuidad (inclinación) del eje de rotación de Marte sufrió muchas variaciones importantes. ^{[17] [18]} Estos cambios provocaron que el clima cambiara. Con su inclinación actual, Marte tiene un grueso depósito de hielo en sus polos. A veces, los polos miran hacia el sol, lo que hace que el hielo polar se mueva a las latitudes medias; es durante estos tiempos que se formaron las capas ricas en hielo. ^[14]

Galería

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  El suelo del cráter Tikhonravov en el cuadrángulo de Arabia , visto por la sonda Mars Global Surveyor
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  Capas bajo la roca de cubierta de un cráter de pedestal, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. El cráter de pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov , mucho más grande . La ubicación es el cuadrángulo Arabia .
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. El material expulsado no es simétrico alrededor del cráter porque el asteroide se acercó en un ángulo bajo desde el noreste. El material expulsado protegió el material subyacente de la erosión; por lo tanto, el cráter parece elevado. La ubicación es el cuadrángulo Casius .
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  Primer plano del lado este (lado derecho) de la imagen anterior del cráter del pedestal, que muestra polígonos en el lóbulo. Dado que el margen del cráter tiene lóbulos y polígonos, se cree que hay hielo debajo de la parte superior protectora. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. La capa superior ha protegido el material inferior de la erosión. La ubicación es el cuadrángulo Casius .
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  Cráter del pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Se están formando vieiras en el borde inferior del pedestal. La ubicación es el cuadrángulo de Casius .
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las líneas oscuras son huellas de remolinos de polvo . La ubicación es el cuadrángulo Casius.
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Cebrenia .
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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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  Los cráteres de pedestal se forman cuando los materiales expulsados ​​de los impactos protegen el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen en lo alto de su entorno.
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  Cráter de pedestal con capas, como se ve mediante HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Amazonis .
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  El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. En esta forma de pensar, un proyectil que impacta penetra en una capa rica en hielo, pero no más allá. El calor y el viento del impacto endurecen la superficie contra la erosión. Este endurecimiento se puede lograr mediante el derretimiento del hielo, que produce una solución de sal y minerales que cementa la superficie.
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  Rayas oscuras en la pendiente cerca de la parte superior de un cráter de pedestal, como las vio HiRISE bajo el programa HiWish .
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  Rayas y capas oscuras en la pendiente cerca de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Cráter de pedestal y cresta en el cuadrángulo de Oxia Palus , vistos por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver el detalle del borde del cráter de pedestal. La cresta de cima plana cerca de la parte superior de la imagen alguna vez fue un río que se invirtió. El cráter de pedestal se superpone a la cresta, por lo que es más reciente.
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  Cráter pedestal Biblis Patera , visto por HiRISE .

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  Imagen CTX amplia de capas debajo de la superficie de eyección de un cráter de pedestal.
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  Capas debajo de la capa superior del cráter del pedestal, como se ve mediante HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas debajo de la superficie de eyección del cráter del pedestal, como se ve mediante HiRISE con el programa HiWish

Véase también

• Geología de Marte
• Cráteres de impacto
• Evento de impacto
• Cráter LARLE
• Cráteres marcianos
• Cráter de la muralla

Referencias

1. Kadish, SJ; Head, JW (2011). "Impactos en paleodepósitos no polares ricos en hielo en Marte: cráteres de eyección en exceso, cráteres encaramados y cráteres de pedestal como pistas sobre la historia climática amazónica". Icarus . 215 (1): 34–46. doi :10.1016/j.icarus.2011.07.014. ISSN  0019-1035.
2. Kadish, SJ; Head, JW (2014). "Las edades de los cráteres de pedestal en Marte: evidencia de un período extendido de emplazamiento episódico de depósitos de hielo de decámetros de espesor en latitudes medias a finales del Amazonas". Ciencia planetaria y espacial . 91 : 91–100. doi :10.1016/j.pss.2013.12.003. ISSN  0032-0633.
3. "Desarrollo del cráter del pedestal". JPL – NASA. 1 de julio de 2015. Consultado el 10 de agosto de 2017 .
4. Bleacher, J. y S. Sakimoto. Cráteres de pedestal: una herramienta para interpretar historias geológicas y estimar las tasas de erosión . LPSC
5. "Themis – Pedestal Craters in Utopia". Archivado desde el original el 18 de enero de 2010. Consultado el 26 de marzo de 2010 .
6. McCauley, John F. (diciembre de 1972). "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(JGRHomepage). Bibcode :1973JGR....78.4123M. doi :10.1029/JB078i020p04123.
7. Barlow, NG; Boyce, Joseph M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; et al. (2000). "Estandarización de la nomenclatura de las morfologías de los materiales eyectados de cráteres de impacto marcianos". J. Geophys. Res . 105 (E11): 26733–26738. Bibcode :2000JGR...10526733B. doi : 10.1029/2000JE001258 .
8. Black, BA; Stewart, ST (2008). "Los cráteres de eyección excesiva registran capas episódicas ricas en hielo en latitudes medias de Marte". J. Geophys. Res . 113 (E2): E02015. Bibcode :2008JGRE..113.2015B. doi : 10.1029/2007JE002888 .
9. Boyce, JM; Mouginis-Mark, P.; Garbeil, H. (2005). "Océanos antiguos en las tierras bajas del norte de Marte: evidencia de las relaciones entre la profundidad y el diámetro de los cráteres de impacto". J. Geophys. Res . 110 (E3): E03008. Bibcode :2005JGRE..110.3008B. doi : 10.1029/2004JE002328 .
10. Garvin, JB; Sakimoto, SEH; Frawley, JJ; Schnetzler, C. (2000). "Cráteres de la región polar norte de Marte: características geométricas del altímetro láser Mars Orbiter". Icarus . 144 (2): 329–352. Bibcode :2000Icar..144..329G. doi :10.1006/icar.1999.6298.
11. Meresse, S.; Costard, F.; Mangold, N.; Baratoux, D.; et al. (2006). "Cráteres encaramados en Marte y gran volumen de material eyectado: evidencia de episodios de deflación en las tierras bajas del norte". Meteorit. Planet. Sci . 41 (10): 1647–1658. Bibcode :2006M&PS...41.1647M. doi : 10.1111/j.1945-5100.2006.tb00442.x . Consultado el 3 de marzo de 2013 .
12. Barlow, NG (julio de 2005). Un nuevo modelo para la formación de cráteres de pedestal (PDF) . Taller sobre el papel de los volátiles y las atmósferas en los cráteres de impacto marcianos. Contribución de LPI n.º 1273. págs. 17-18.
13. Kadish, SJ; Head, JW; Barlow, NG (2010). "Alturas de los cráteres de pedestal en Marte: un indicador del espesor de los depósitos amazónicos ricos en hielo del pasado". Icarus . 210 (1): 92–101. Bibcode :2010Icar..210...92K. doi :10.1016/j.icarus.2010.06.021.
14. Kadish, S.; Head, J. (2011). "Impactos en paleodepósitos no polares ricos en hielo en Marte: cráteres de eyección en exceso, cráteres encaramados y cráteres de pedestal como pistas sobre la historia climática amazónica". Icarus . 215 (1): 34–46. Bibcode :2011Icar..215...34K. doi :10.1016/j.icarus.2011.07.014.
15. Wrobel, Kelly; Schultz, Peter; Crawford, David (2006). "Un modelo atmosférico de explosión/térmico para la formación de cráteres de pedestal en latitudes altas". Meteoritics & Planetary Science . 41 (10): 1539. Bibcode :2006M&PS...41.1539W. doi :10.1111/j.1945-5100.2006.tb00434.x.
16. Kadish, SJ; Head, JW; Barlow, NG (marzo de 2010). "La escala temporal de formación y las edades de los cráteres de pedestal de latitudes medias en Marte" (PDF) . 41.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . The Woodlands, Texas, Estados Unidos: 1014. Bibcode :2010LPI....41.1014K . Consultado el 14 de febrero de 2023 .
17. Head, JW; Mustard, JF; Kreslavsky, MA; Milliken, RE; et al. (2003). "Hielos recientes en Marte". Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
18. Levrard, B.; Forget, F.; Montmessin, F.; Laskar, J. (2004). "Depósitos recientes ricos en hielo formados en altas latitudes en Marte por sublimación de hielo ecuatorial inestable durante baja oblicuidad". Nature . 431 (7012): 1072–1075. Bibcode :2004Natur.431.1072L. doi :10.1038/nature03055. PMID  15510141. S2CID  4420650.