Los cráteres de muralla son un tipo específico de cráter de impacto que se acompañan de características distintivas de eyección fluidizada que se encuentran principalmente en Marte . Solo se conoce un ejemplo en la Tierra, la estructura de impacto Nördlinger Ries en Alemania. [1] Un cráter de muralla muestra una eyección con una cresta baja a lo largo de su borde. Por lo general, los cráteres de muralla muestran un margen exterior lobulado, como si el material se moviera a lo largo de la superficie, en lugar de volar hacia arriba y hacia abajo en una trayectoria balística. Los flujos a veces se desvían alrededor de pequeños obstáculos, en lugar de caer sobre ellos. La eyección parece moverse como un flujo de lodo. Algunas de las formas de los cráteres de muralla se pueden duplicar disparando proyectiles al lodo. Aunque los cráteres de muralla se pueden encontrar en todo Marte, los más pequeños solo se encuentran en las latitudes altas donde se predice que el hielo está cerca de la superficie. Parece que el impacto tiene que ser lo suficientemente potente como para penetrar hasta el nivel del hielo subterráneo. Como se cree que el hielo se encuentra cerca de la superficie en latitudes alejadas del ecuador, no se necesita un gran impacto para alcanzar el nivel del hielo. [2] Según las imágenes del programa Viking de la década de 1970, se acepta generalmente que los cráteres de muralla son evidencia de hielo o agua líquida debajo de la superficie de Marte. El impacto derrite o hierve el agua en el subsuelo, lo que produce un patrón distintivo de material alrededor del cráter.
Ryan Schwegman describió los cráteres de eyección de doble capa (DLE, por sus siglas en inglés) como si mostraran dos capas distintas de eyección que parecen haberse formado como un flujo móvil que se adhiere al suelo. Sus mediciones sugieren que la movilidad de la eyección (la distancia que recorre la eyección desde el borde del cráter) generalmente aumenta con el aumento de la latitud y puede reflejar la concentración de hielo. Esto significa que cuanto mayor es la latitud, mayor es el contenido de hielo. La lobulación (forma curva del perímetro de la eyección) generalmente disminuye con el aumento de la latitud. Además, los DLE en suelo sedimentario parecen mostrar una mayor movilidad de la eyección que los de superficies volcánicas. [3]
En un artículo de 2014 de David Weiss y James Head se puede encontrar una discusión detallada de varios tipos de cráteres marcianos, incluidos los cráteres de eyección de doble capa (cráteres de muralla). [4]
Los cráteres de eyección de una sola capa son un tipo de cráter de muralla. Tienen un lóbulo de eyección que se extiende de 1 a 1,5 radios de cráter desde el borde del cráter. Tienen un diámetro promedio de 10 km. Aunque están presentes en todas las latitudes, son más comunes cerca del ecuador. Su tamaño promedio aumenta cuanto más lejos del ecuador se encuentran. Se ha sugerido que este tipo de cráteres se producen por el impacto en el suelo helado. En concreto, se trata de un impacto que no atraviesa por completo la capa de hielo. El aumento de tamaño alejándose del ecuador se explica por un posible mayor espesor de la capa de hielo alejándose del ecuador. [5]
Otro tipo de cráter de rampa se denomina cráter de eyección de doble capa (DLE, por sus siglas en inglés). Presenta dos lóbulos de eyección. Relacionados con estos están los cráteres (MLE, por sus siglas en inglés) que tienen más de 2 o más capas de eyección. Son más grandes que los cráteres de eyección de una sola capa, con un diámetro promedio de 22 km. Sus eyecciones se encuentran a unos 2,2 radios del borde del cráter. Están más concentrados cerca del ecuador (principalmente entre 40 grados desde el ecuador).
Los investigadores creen que se deben a un impacto que atraviesa una capa de hielo y se introduce en una capa rocosa. Es posible que haya más cerca del ecuador porque la capa de hielo no es tan gruesa allí; por lo tanto, habrá más impactos que atraviesen la capa de hielo y se introduzcan en la capa rocosa. Son más grandes en todas las latitudes que los cráteres de eyección de una sola capa. La capa de hielo ha recibido diferentes nombres: criosfera, permafrost y criosfera cementada por hielo.
Los investigadores analizaron la distribución de ambos cráteres para determinar el espesor de una capa de hielo que podría rodear la superficie total de Marte. Se ha descubierto que la profundidad de un cráter es aproximadamente una décima parte de su diámetro, por lo que midiendo el diámetro se puede determinar fácilmente la profundidad. Cartografiaron la posición y el tamaño de todos estos cráteres y luego determinaron el tamaño máximo de los cráteres de una sola capa y el tamaño más pequeño de los cráteres de múltiples capas para cada latitud. Recuerde que el cráter de eyección de una sola capa no penetra la capa de hielo, pero el de múltiples capas sí. Un promedio de estos debería dar el espesor de la capa de hielo. A partir de dicho análisis, determinaron que la capa de hielo o criosfera varía de aproximadamente 1,3 km (ecuador) a 3,3 km (polos). Esto representa una gran cantidad de agua congelada. Sería igual a 200 metros de agua repartidos por todo el planeta, si se supone que hay un espacio poroso del 20%. [6]
El módulo de aterrizaje Phoenix confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en las regiones del norte de Marte. Este hallazgo fue predicho por la teoría y fue medido desde la órbita por los instrumentos de Mars Odyssey, por lo que la idea de que el tamaño de los cráteres de la muralla muestra la profundidad del hielo fue confirmada por otras sondas espaciales. La imagen de abajo del módulo de aterrizaje Phoenix muestra el hielo que quedó expuesto por los motores de descenso.
Normalmente son pequeños cráteres que se encuentran en las zonas más al norte o al sur del planeta.
En las misiones Mariner y Viking se encontró un tipo de cráter que se denominó "cráter panqueque". Es similar a un cráter de muralla, pero no tiene muralla. El material expulsado es plano en toda su superficie, como un panqueque. Con resoluciones más altas se asemeja a un cráter de doble capa que se ha degradado. Estos cráteres se encuentran en las mismas latitudes que los cráteres de doble capa (40-65 grados). [7] Se ha sugerido que son simplemente la capa interna de un cráter de doble capa en el que la capa exterior, delgada, se ha erosionado. [8] Los cráteres clasificados como panqueques en las imágenes de Viking resultaron ser cráteres de doble capa cuando se vieron con resoluciones más altas por naves espaciales posteriores. [9] [10]
