Se ha estudiado la actividad tectónica en varias lunas heladas .
La actividad ígnea en las lunas heladas se puede definir como la fusión, ascensión y solidificación de líquidos, particularmente agua y sus polimorfos de hielo. [1] Las características tectónicas en las litosferas heladas se producen por tensiones globales y regionales que actúan en el interior de la luna. [1] Las fracturas en la litosfera helada influyen en los mecanismos por los cuales la litosfera reacciona a la tensión. [1] Una litosfera de hielo no fracturada tiene una mayor resistencia al corte que a la tracción y, en consecuencia, la deformación por compresión debe ocurrir por falla de corte y causar fallas de empuje y de desgarre. [1] Por el contrario, el hielo prefracturado tiene mucha menos resistencia al corte y la tensión extensional producirá fallas normales y fosas tectónicas. [1]
El calor residual de la acreción es una posible fuente de calor interno para las lunas heladas. Pero se cree que solo las lunas con radios mayores de 2000 km tienen la masa suficiente para fundir el hielo de agua puro en las capas externas. [1] El calentamiento por mareas y la descomposición de elementos radiactivos son otra posible fuente de calor interno en las lunas heladas. [1] El calentamiento de un interior frío haría que el satélite se expandiera y sufriera tensión en la superficie. [1] El enfriamiento, por otro lado, causaría contracción y compresión. [1] La convección del manto probablemente ocurrió dentro de la mayoría de las lunas heladas, pero no es una fuente importante de tensión litosférica. [1]
Los impactos de asteroides y cometas son otra fuente de energía térmica y sísmica en las lunas heladas. [1] Los impactos podrían producir charcas de fusión, reactivación de fallas y/o grietas más antiguas y deformación en la región antípoda al sitio de impacto. [1] Los impactos pueden impartir tres patrones generales de fractura en la luna helada: (1) un sistema global de fracturas radialmente simétricas que se originan en el sitio de impacto, (2) fracturas concéntricas y radiales, y (3) colapso de una cuenca de impacto con depresiones radiales y concéntricas. [1]
La mayoría de los satélites helados giran sincrónicamente. [1] Si el satélite giró más rápidamente durante su formación, la rotación se vuelve sincrónica en un plazo de 1.000 a 1.000.000 de años debido a la fricción de las mareas. [1] Una disminución de la velocidad de rotación disminuye la achatación de la luna helada, lo que reduce la tensión principal en la dirección norte-sur, creando así diques con orientación este-oeste. [1] Si la fricción de las mareas hace que falle la litosfera, se deben esperar características extensionales de este a oeste cerca de los polos, características de deslizamiento de rumbo noreste/noroeste en latitudes medias y características compresivas de norte a sur en el ecuador. [1] La transferencia de momento angular del planeta a la luna en órbita hace que la distancia orbital de la luna aumente con el tiempo. [1] Como consecuencia del aumento de la distancia orbital, el abultamiento de las mareas disminuye. [1] Estas tensiones deberían producir compresión en las posiciones orientadas hacia el planeta y antípodas, extensión en los polos y fallas de deslizamiento de rumbo orientadas noreste/noroeste en otros lugares. [1]
Algunos de los satélites de Júpiter tienen características que pueden estar relacionadas con la deformación de estilo tectónico de placas, aunque los materiales y mecanismos específicos pueden ser diferentes de la actividad tectónica de placas en la Tierra. El 8 de septiembre de 2014, la NASA informó el hallazgo de evidencia de tectónica de placas en Europa , un satélite de Júpiter, la primera señal de actividad de subducción en otro mundo distinto de la Tierra. [2] Se informó que Titán , la luna más grande de Saturno , mostró actividad tectónica en imágenes tomadas por la sonda Huygens , que aterrizó en Titán el 14 de enero de 2005. [3]
Los mecanismos de la tectónica de placas en las lunas heladas, en particular las tectónicas de placas similares a la de la Tierra, no están ampliamente aceptados ni bien comprendidos. [4] Se plantea la hipótesis de que la tectónica de placas en la Tierra está impulsada por la “tracción de las placas”, donde el hundimiento de la placa subductora más densa proporciona la fuerza de expansión para las dorsales oceánicas. [4] El “empuje de las dorsales” es comparativamente débil en la tectónica de placas de la Tierra. [4] Las características extensionales son abundantes en las lunas heladas, pero las características compresivas son escasas. [4] Además, la subducción de hielo menos denso en un fluido más denso es difícil de explicar. [1] El modelado del equilibrio de fuerzas sugiere que es probable que la subducción cree un forzamiento topográfico a gran escala en las lunas heladas, porque la fuerza de flotación es órdenes de magnitud mayor que las fuerzas de subducción. [4] La fracturación y el movimiento similar a las placas se explican más fácilmente por los cambios de volumen y el movimiento de la capa de hielo que está desacoplado del movimiento interior. [4]
Se han observado depresiones lineales, cadenas de fosas y escarpes en orientaciones coherentes en Mimas , Tetis , Rea , Jápeto , Umbriel , Europa y Ganímedes . Se cree que estas características se formaron a partir de impactos o fuerzas de marea. [1]
Estas características son similares en apariencia a los conjuntos de depresiones y escarpes, pero parecen geológicamente distintas del terreno que atraviesan. Se cree que las depresiones son material más reciente. Estas características se consideran fallas y rifts normales formados por tectónica extensional. [1] Sin embargo, en Dione y Tetis, grandes impactos pueden haber producido depresiones y escarpes transversales. [1]
Las crestas son poco comunes, pero se han observado en Rea, Dione y Ganimedes. Se cree que se forman por compresión o transpresión. [1]
Se cree que las cuencas de impacto colapsadas forman escarpes concéntricos y radiales. El sistema de anillos de Valhalla en Calisto es uno de los ejemplos mejor conservados de estas características. Los surcos concéntricos en el terreno oscuro de Ganímedes aparecen, pero solo como depresiones y sin escarpes. [1]
Cuatro procesos pueden producir actividad volcánica en lunas heladas: (1) convección del manto, (2) diapirismo negativo, (3) craterización por impacto y (4) fracturación antípoda en respuesta a un gran impacto. [1] La evidencia más fuerte de vulcanismo se encuentra en las coronas poligonales de Miranda, una gran región fracturada y revestida incrustada dentro de una región con muchos cráteres.
El terreno acanalado se refiere a características que son paralelas o subparalelas, diseccionan terreno más antiguo, a menudo están asociadas con terreno de color más claro y son estructuras de relieve negativo en lugar de elevadas. [1] La topografía negativa sugiere que estas características se formaron a partir de la expansión global de la luna helada, aunque algunos sugieren que las características se formaron por la reactivación de estructuras más antiguas. [1]
Las imágenes de las misiones Voyager 2 y Galileo revelaron una superficie altamente fracturada en Europa sin cráteres, lo que sugiere que la superficie es regularmente joven y propensa a resurgir. [5] Las bandas de dilatación parecen morfológicamente similares a las crestas en expansión en la Tierra y, por lo tanto, sugieren que el hielo cálido asciende hacia arriba para formar las bandas. Sin embargo, las características de deformación por compresión son escasas y demasiado pequeñas para dar cabida a la propagación desde las bandas de dilatación. [5] Un mecanismo de subducción es clave para la hipótesis de la tectónica de hielo en Europa. Para que ocurra la subducción, la convección dentro o debajo de la corteza de hielo debe ejercer tensiones que excedan la resistencia de la corteza de hielo suprayacente. [5] Pero para sostener una hipótesis tectónica sostenible, uno debe explicar cómo el hielo se hunde debajo de la superficie. [5] Si la porosidad del hielo de la corteza excede ~1%, la subducción es poco probable, pero las altas concentraciones de sal dentro del hielo hacen posible la subducción con porosidades de hasta el 10%. [5] La subducción puede ocurrir si las diferencias en el contenido de sal superan el 5% entre la placa superior y la placa subductora. [5] Sin embargo, los procesos y condiciones que inician la subducción aún están poco explicados.
La corteza de hielo de Europa puede estar fracturada por las tensiones de marea de Júpiter, y se ha planteado la hipótesis de que el agua líquida podría llegar a la superficie a través de estas grietas. [6] Sin embargo, la presión de sobrecarga de hielo dentro de la corteza excede las tensiones de marea a profundidades mayores de 35 m por debajo de la superficie del hielo, lo que limita la profundidad a la que las grietas inducidas por las mareas pueden propagarse. [6] Además, el agua líquida dentro de cualquier grieta se congelará rápidamente. Por lo tanto, una fuente distinta de la fuerza de marea debe colocar la corteza bajo tensión para que las grietas se propaguen profundamente. Las mareas pueden forzar el movimiento de deslizamiento a lo largo de las grietas, y este movimiento lateral produciría calor dentro de la grieta y haría que el hielo sea más susceptible al flujo dúctil. [6] El hielo más cálido y menos viscoso a lo largo de las grietas es menos denso que el hielo circundante, y puede fluir hacia arriba a la superficie. [6] El derretimiento generado dentro de estas fracturas puede existir brevemente cerca de la superficie antes de filtrarse hacia abajo al océano subterráneo en escalas de tiempo de mil años. [6]
Las características superficiales truncadas sugieren que la subducción en Europa puede ocurrir a lo largo de zonas tabulares. [7] A diferencia de la subducción en la Tierra, las diferencias en las fortalezas y densidades relativas del hielo de Europa, es poco probable que la placa de hielo en subducción sea “arrastrada” hacia el océano subterráneo. [7] En cambio, lo más probable es que se incorpore al hielo que compone la placa superior. [7] Las características superficiales que intersecan las zonas tabulares no continúan en el otro lado, a diferencia de lo que ocurre en las fallas de deslizamiento y dilatación. [7]
Las fallas de deslizamiento en el hemisferio norte de Europa son predominantemente laterales izquierdas, mientras que las del hemisferio sur son predominantemente laterales derechas. [8] Esta dicotomía se vuelve más pronunciada cuanto más alejada está la falla del ecuador. [8] Para explicar esto, la hipótesis de la tectónica de capas describe un mecanismo para el movimiento de deslizamiento a lo largo de las fallas impulsado por fuerzas de marea de Júpiter. [8] Las simulaciones numéricas del movimiento de deslizamiento de rumbo de la tectónica de capas concuerdan estrechamente con las observaciones. [8] Sin embargo, el modelo de tectónica de capas requiere que ya exista una cantidad sustancial de fracturas o fallas en la superficie. [8]
La convección y la advección dentro del océano líquido pueden transportar y congelar agua líquida en la corteza de hielo, y ese material de origen oceánico puede potencialmente alcanzar la superficie. [9] Sin embargo, las fuerzas que impulsan la extensión en la corteza de hielo no son bien conocidas. Es poco probable que la tracción de la placa, donde una placa de hielo en subducción separa la corteza en límites divergentes, impulse la extensión porque el hielo es menos denso que el agua líquida y, por lo tanto, no puede hundirse en el océano subterráneo. [9]
Ganimedes tiene dos unidades geológicas principales denominadas terreno “oscuro” y terreno “brillante”. Se plantea la hipótesis de que el terreno brillante es más joven porque tiene menos cráteres que el terreno oscuro. [10] La topografía del terreno brillante tiene muchos surcos lineales en algunas regiones, mientras que parece suave en otras. [10] La apariencia de terreno suave puede ser un artefacto de las imágenes de baja resolución de la Voyager 2. [10] Se plantea la hipótesis de que las bandas brillantes se forman por expansión tectónica, posiblemente análoga a la expansión de las dorsales oceánicas o la expansión de las grietas terrestres. [10] En algunas regiones, se encuentran parches de terreno oscuro dentro de terreno claro. [10] Parmentier et al. (1982) sugiere que el material del terreno claro inundó el terreno oscuro, dejando altos topográficos oscuros como los parches oscuros observados rodeados por terreno claro de menor elevación. [10] Parmentier et al. (1982) encuentran que la expansión similar a la de las dorsales oceánicas no ocurre en Ganímedes, citando observaciones de restos de cráteres mal emparejados y terreno poligonal mal ajustado en regiones divididas por grietas. [10] En cambio, las características de desplazamiento y la evidencia de inundaciones sugieren que la grieta litosférica finita produce el terreno brillante. [10] Parmentier et al. (1982) infieren que el terreno oscuro es una mezcla de hielo y silicato que es ligeramente más densa que el hielo de agua puro. La extensión en el terreno oscuro hace que el hielo de agua menos denso se extruya hacia arriba, formando grietas lineales y curvas de terreno brillante. [10] Aparecen surcos largos y estrechos tanto en terrenos brillantes como oscuros, pero son más abundantes en terrenos claros. [10] Los surcos son típicamente simétricos, lo que sugiere que son características extensionales, en lugar de características compresivas como pliegues o fallas inversas. [10]
Head et al. (2002) reexaminan los posibles mecanismos de formación de terrenos brillantes y oscuros en Ganímedes utilizando imágenes de la misión Galileo de mayor resolución, con especial interés en si las áreas suaves descritas en Parmentier et al. (1982) son producidas por relleno criovolcánico. [11] Muchas de las regiones suaves observadas en las imágenes de la Voyager 2 aparecen de esa manera debido a la baja resolución de la imagen. [11] En cambio, estas regiones "suaves" contienen crestas y depresiones lineales más pequeñas. [11] La presencia de terreno suave fue clave para la hipótesis del relleno criovolcánico, y la presencia de crestas y depresiones dentro de estas regiones plantea un desafío sustancial a esa hipótesis. [11] Las imágenes de Galileo no revelan características lobuladas o respiraderos indicativos de flujo criovolcánico. [11] Además, en regiones con terreno brillante y oscuro, el terreno brillante es topográficamente más alto. [11] Estas observaciones exigen una deformación tectónica, posiblemente además del criovulcanismo, para explicar las regiones brillantes. [11]
Surcos y ranuras lineales de miles de kilómetros de longitud forman arcos concéntricos en la superficie de Ganímedes. [12] Rossi et al. (2018) realizaron un estudio tectónico detallado de Ganímedes, utilizando una combinación de imágenes de la misión Voyager 2 y Galileo, para informar un modelo tectónico evolutivo para la región del surco de Uruk. [12] El fallamiento lateral derecho produce estructuras sigmoideas en la zona de cizallamiento, donde las fuerzas de extensión crean surcos y ranuras lineales. [12]
Existe abundante evidencia de fallas de desgarre en Ganímedes tanto en terrenos claros como oscuros. [13] Dichas fallas pueden exponer hielo fresco y claro dentro de terrenos oscuros. [13] Los campos de fallas mapeadas pueden brindar evidencia de cómo los patrones de estrés cambiaron a través del tiempo para producir el terreno. [13]
{{cite journal}}: Requiere citar revista |journal=( ayuda )