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Terreno del caos

Caos de Conamara en Europa

En astrogeología , terreno caótico , o terreno caótico , es una superficie planetaria donde características como crestas , grietas y llanuras aparecen mezcladas y entrelazadas entre sí. El terreno caótico es una característica notable de los planetas Marte y Mercurio , la luna Europa de Júpiter y el planeta enano Plutón . En la nomenclatura científica, "caos" se utiliza como componente de los nombres propios (por ejemplo, " Aureum Chaos " en Marte). [1]

En Marte

El 1 de abril de 2010, la NASA publicó las primeras imágenes del programa HiWish en las que los ciudadanos sugerían lugares para que HiRISE fotografiara. Una de las ocho ubicaciones fue Aureum Chaos. [2] La primera imagen a continuación ofrece una vista amplia del área. Las siguientes dos imágenes son de la imagen HiRISE. [3]

En Mercurio

En Mercurio, el terreno del caos puede ser montañoso o lineal. Una teoría original sobre la formación del terreno caótico en Mercurio es la de una cuenca de impacto en el lado opuesto del planeta. Sin embargo, hay algo de terreno en Mercurio que no tiene conexiones con una cuenca de impacto, por lo que esta teoría no explica completamente el caos del terreno de Mercurio. [4]

Una gran parte del terreno caótico de Mercurio se encuentra en la antípoda de la cuenca de Caloris. Son el resultado de la eyección y repavimentación provocada por un impacto tan grande. [4]

En Europa

El terreno del caos abunda en Europa y cubre entre el 20 y el 40% de la superficie. Si bien se han propuesto muchas teorías, ninguna explica completamente el origen de este terreno. [5] En Europa, el “terreno del caos” incluye características geológicas como lentículas, pozos, manchas y cúpulas del caos. Se ha observado terreno caótico a mayor y menor altitud que el terreno circundante que no es caos, pero con mayor frecuencia se eleva desde la topografía cercana.

Casi todo el terreno caótico observado se encuentra en la parte superior de sus alrededores, lo que indica que el terreno caótico es una característica relativamente joven en Europa. El terreno del caos puede dividirse en dos categorías en Europa: "fresco" y "modificado". [5] El terreno del caos reciente es muy joven y no ha sido atravesado por otras características geológicas. El terreno del caos modificado es más antiguo, con bordes más suaves y características transversales.

Un posible origen de las lentículas en la superficie de Europa es la fuerte atracción gravitacional de Júpiter. [6] A medida que la superficie se estira y se aplasta, la superficie puede agrietarse y separarse, o juntarse. Otro origen potencial de varios terrenos caóticos en Europa son las interacciones entre la superficie helada y el océano líquido debajo de la superficie de Europa. Las columnas de agua cálida pueden derretir la superficie de Europa, y luego los movimientos del caparazón pueden mover el terreno caótico a un lugar diferente de donde se formó.

En Plutón

El terreno caótico de Plutón no se comprende tan bien como el de otros cuerpos. En Plutón, el terreno del caos se conoce con mayor frecuencia como “Montes” y probablemente esté formado principalmente por hielo de agua, que a la temperatura de la superficie de Plutón actúa como lecho de roca. Además, a la temperatura de Plutón, el hielo de nitrógeno no es capaz de formar las altas características topográficas que observamos alrededor de la cuenca del Sputnik , lo que demuestra aún más que el hielo de agua es el componente principal de las formaciones de los montes. La mayoría de los montes de Plutón se encuentran en los bordes exteriores de Sputnik Planitia, una gigantesca cuenca de impacto. La causa de esto es el levantamiento y la perturbación debido al impacto de alta energía. [7]

Causas

Las causas específicas del terreno caótico aún no se comprenden bien. Se han propuesto varias fuerzas astrogeológicas diferentes como causas del terreno caótico. En Europa, en 2004 se sugirieron eventos de impacto y la posterior penetración en una corteza dúctil o líquida. [8] En noviembre de 2011, un equipo de investigadores de la Universidad de Texas en Austin y otros lugares presentó evidencia en la revista Nature que sugiere que muchos "caos "Las características del terreno" en Europa se asientan sobre vastos lagos de agua líquida. [9] Estos lagos estarían completamente encerrados en la capa exterior helada de la luna y distintos de un océano líquido que se cree que existe más abajo de la capa de hielo. En lugar de un impacto externo, los autores proponen un modelo de cuatro pasos para producir las expresiones superficiales (terreno caótico) y los lagos cubiertos y poco profundos. La confirmación total de la existencia de los lagos requerirá una misión espacial diseñada para explorar la capa de hielo, ya sea física o indirectamente, por ejemplo mediante un radar.

En Marte, se cree que el terreno caótico está asociado con la liberación de enormes cantidades de agua . Las características caóticas pueden haber colapsado cuando el agua salió de la superficie. Los ríos marcianos comienzan con una región caótica. Una región caótica se puede reconocer por un nido de ratas formado por mesas, colinas y colinas, surcadas por valles que en algunos lugares parecen casi estampados. Algunas partes de esta caótica zona no se han derrumbado por completo; todavía están formadas en grandes mesas, por lo que es posible que todavía contengan hielo de agua. [10] El terreno caótico ocurre en numerosos lugares de Marte y siempre da la fuerte impresión de que algo perturbó abruptamente el suelo. Las regiones del caos se formaron hace mucho tiempo. Contando los cráteres (más cráteres en un área determinada significa una superficie más antigua) y estudiando las relaciones de los valles con otras características geológicas, los científicos han llegado a la conclusión de que los canales se formaron hace entre 2.000 y 3.800 millones de años. [11]

Los científicos han pensado en diferentes ideas sobre la causa del terreno caótico. Una explicación para la fuente del agua que rápidamente abandonó el suelo y creó el caos es que los sedimentos ricos en agua se depositaron en cañones gigantes en el fondo de un océano. Posteriormente, cuando el océano desapareció, los sedimentos se congelaron. Si el magma caliente se hubiera acercado a la región, el hielo se habría derretido y formado grandes sistemas fluviales subterráneos. Cuando estos se acercaran a la superficie, enormes cantidades saldrían del suelo y tallarían los valles que vemos hoy. Hay mucha evidencia de que hay un océano en Marte. [12] [13] [14] [15] Se han fotografiado lugares que podrían ser donde el suelo colapsó cuando el agua abandonó los ríos subterráneos para fluir desde regiones caóticas. [16] [17] Una de las primeras teorías sobre el origen del agua se basó en fotografías antiguas del Viking Orbiter . Se pensaba que estos flujos provenían de un acuífero global confinado en la criosfera que recolectaba agua del agua de deshielo del polo sur. [18] [19] La criosfera se habría formado durante el período Hesperian en la historia del planeta en la corteza superior del planeta. [17] Un terreno caótico, Galaxias Chaos, puede ser causado por la sublimación de un depósito rico en hielo. [20]

En la cultura popular

Ver también

Referencias

  1. ^ Britt, Robert Roy (25 de abril de 2005). "Caos en Marte". Espacio.com .
  2. ^ "Imágenes subtituladas inspiradas en sugerencias de HiWish". Hola LEVANTARSE . Archivado desde el original el 24 de diciembre de 2016.
  3. ^ Okubo, Chris (marzo de 2010). "Mesas en Aureum Chaos". Hola LEVANTARSE .
  4. ^ ab Rodríguez, J. Alexis P.; Leonardo, Gregorio J.; Kargel, Jeffrey S.; Domingue, Débora; Berman, Daniel C.; Bancos, María; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Marchi, Simone; Panadero, Víctor R.; Webster, Kevin D.; Sykes, Mark (16 de marzo de 2020). "Los caóticos terrenos de Mercurio revelan una historia de retención y pérdida de volátiles planetarios en el sistema solar más interno". Informes científicos . 10 (1): 4737. Código bibliográfico : 2020NatSR..10.4737R. doi :10.1038/s41598-020-59885-5. ISSN  2045-2322. PMC 7075900 . PMID  32179758. 
  5. ^ ab Collins, Geoffrey; Nimmo, Francisco (2009). Europa . págs. 259–282.
  6. ^ Schmidt, SER; Blankenship, DD; Patterson, GW; Schenk, PM (noviembre de 2011). "Formación activa de 'terreno del caos' sobre aguas subterráneas poco profundas en Europa". Naturaleza . 479 (7374): 502–505. Código Bib :2011Natur.479..502S. doi : 10.1038/naturaleza10608. ISSN  1476-4687. PMID  22089135. S2CID  4405195.
  7. ^ Skjetne, Helle L.; Cantante, Kelsi N.; Hynek, Brian M.; Caballero, Katie I.; Schenk, Paul M.; Olkin, Cathy B.; Blanco, Oliver L.; Bertrand, Tanguy; Runyon, Kirby D.; McKinnon, William B.; Moore, Jeffrey M.; Stern, S. Alan; Tejedor, Harold A.; Joven, Leslie A.; Ennico, Kim (1 de marzo de 2021). "Comparación morfológica de bloques en terrenos caóticos de Plutón, Europa y Marte". Ícaro . Sistema Plutón, cinturón de Kuiper y objetos del cinturón de Kuiper. 356 : 113866. arXiv : 2104.12033 . Código Bib : 2021Icar..35613866S. doi : 10.1016/j.icarus.2020.113866. ISSN  0019-1035. S2CID  219506634.
  8. ^ Ong, Lissa (7 de noviembre de 2004). Evidencia de que el terreno caótico en Europa, la luna de Júpiter, está formado por impactos que penetran la corteza. Resúmenes con programas de la Sociedad Geológica de América. vol. 36. pág. 144. Archivado desde el original el 12 de marzo de 2007.
  9. ^ Schmidt, Britney; Blankenship, Don; Patterson, Wes; Schenk, Paul (24 de noviembre de 2011). "Formación activa de 'terreno del caos' sobre aguas subterráneas poco profundas en Europa". Naturaleza . 479 (7374): 502–505. Código Bib :2011Natur.479..502S. doi : 10.1038/naturaleza10608. PMID  22089135. S2CID  4405195.
  10. ^ "Desentrañando el caos de Aram". Mars Odyssey THEMIS (Sistema de imágenes por emisión térmica) . Universidad del estado de Arizona.
  11. ^ "Imagen destacada: vulcanismo y colapso en Hydraotes". Mars Odyssey THEMIS (Sistema de imágenes por emisión térmica) . Universidad del estado de Arizona. 2008-11-26 . Consultado el 22 de abril de 2021 .
  12. ^ Panadero, realidad virtual; Strom, RG; Gulick, VC; Kargel, JS; Komatsu, G.; Col rizada, VS (1991). "Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte". Naturaleza . 352 (6336): 589–594. Código Bib :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4321529.
  13. ^ Head III, JW (10 de diciembre de 1999). "Posibles océanos antiguos en Marte: evidencia de datos del altímetro láser del Mars Orbiter" (PDF) . Ciencia . 286 (5447): 2134–2137. Código Bib : 1999 Ciencia... 286.2134H. doi : 10.1126/ciencia.286.5447.2134. ISSN  0036-8075. PMID  10591640 - vía Exploración de Marte de la NASA.
  14. ^ Carr, Michael H. (2003). "Océanos en Marte: una evaluación de la evidencia observacional y su posible destino". Revista de investigaciones geofísicas . 108 (E5): 5042. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.5042C. doi : 10.1029/2002JE001963 . ISSN  0148-0227.
  15. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Jefe, James W. (2002). "Destino de los efluentes del canal de salida en las tierras bajas del norte de Marte: la formación Vastitas Borealis como residuo de sublimación de cuerpos de agua congelados y estancados". Revista de investigación geofísica: planetas . 107 (E12): 4-1–4-25. Código Bib : 2002JGRE..107.5121K. doi : 10.1029/2001JE001831 . ISSN  0148-0227.
  16. ^ Acobardado, Keith (11 de septiembre de 2015). "Los procesos regionales, no globales, condujeron a enormes inundaciones marcianas". EspacioRef . Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2015 . Consultado el 14 de septiembre de 2015 .
  17. ^ ab Rodríguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Panadero, Víctor R.; et al. (2015). "Canales de salida de Marte: ¿Cómo se formaron sus acuíferos de origen y por qué se drenaron tan rápidamente?". Informes científicos . 5 : 13404. Código Bib : 2015NatSR...513404R. doi :10.1038/srep13404. PMC 4562069 . PMID  26346067. 
  18. ^ Clifford, Stephen M. (25 de junio de 1993). "Un modelo para el comportamiento hidrológico y climático del agua en Marte". Revista de investigaciones geofísicas . 98 (E6): 10973–11016. Código bibliográfico : 1993JGR....9810973C. doi :10.1029/93JE00225. ISSN  0148-0227.
  19. ^ Clifford, S (2001). "La evolución de la hidrosfera marciana: implicaciones para el destino de un océano primordial y el estado actual de las llanuras del norte" (PDF) . Ícaro . 154 (1): 40–79. Código Bib : 2001Icar..154...40C. doi :10.1006/icar.2001.6671. ISSN  0019-1035 - a través del Laboratorio de Sismología de Berkeley de la Universidad de California .
  20. ^ Pedersen, GBM; Jefe, JW (2011). "Formación del caos por sublimación de sustrato rico en volátiles: evidencia de Galaxias Chaos, Mars" (PDF) . Ícaro . 211 (1): 316–329. Código Bib : 2011Icar..211..316P. doi :10.1016/j.icarus.2010.09.005. ISSN  0019-1035. Archivado desde el original (PDF) el 29 de enero de 2013, a través del Departamento de Ciencias Planetarias, Ambientales y de la Tierra | Universidad de Brown .

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