Cráter de pedestal

En geología planetaria , un cráter de pedestal es un cráter con sus eyecciones asentadas sobre el terreno circundante y formando así 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 se encuentran a cientos de metros sobre el área circundante. Esto significa que cientos de metros de material fueron erosionados. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección se elevan por encima de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . ^{[3] [4] [5] [6]}

Descripción

Con más estudios, los investigadores han dividido los cráteres relacionados en tres clases diferentes. ^[7] y tienen ideas avanzadas sobre cómo se formaron. Los cráteres de eyección excesiva ^[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 sobre la superficie circundante. Los cráteres de eyección excesiva y los cráteres encaramados muestran depósitos de eyección, pero los cráteres de pedestal generalmente no lo hacen. Todos se encuentran en las mismas regiones y todos parecen estar a la misma distancia sobre los alrededores: un promedio cercano a los 50 metros. ^[14] La principal diferencia entre los cráteres de eyección excesiva y los cráteres encaramados es que las copas de los cráteres encaramados son poco profundas y, a veces, casi llenas de material. Los cráteres de pedestal están cerca del centro de una meseta que tiene una escarpa (acantilado) que mira hacia afuera.

Ahora se cree que estos tres tipos de cráteres son el resultado de impactos contra una capa de hielo. Los cráteres de eyección excesiva y los cráteres encaramados, los más grandes, penetraron completamente a través de la capa de hielo y también penetraron en una capa inferior rocosa. Una porción de la capa rocosa se depositó alrededor del borde del cráter formando un depósito de material eyectado rugoso. Esa eyección protegió el área debajo de ella de la erosión. La erosión posterior dejó los cráteres sobre la superficie circundante. Los "cráteres de pedestal" más pequeños desarrollaron una cubierta protectora mediante un proceso diferente. Las simulaciones muestran que un gran impacto contra 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 un revestimiento resistente a la erosión. ^[15]

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

Galería

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  El suelo del cráter Tikhonravov en el cuadrilátero de Arabia , visto por Mars Global Surveyor
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  Capas bajo la capa de roca de un cráter pedestal, vistas por HiRISE en el programa HiWish. El cráter pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov , mucho más grande . La ubicación es el cuadrilátero de Arabia .
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La eyección no es simétrica alrededor del cráter porque el asteroide llegó en un ángulo bajo desde el noreste. La eyección protegió el material subyacente de la erosión; de ahí que el cráter parezca elevado. La ubicación es el cuadrilátero de 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 capa 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 programa HiWish. La capa superior ha protegido el material inferior de la erosión. La ubicación es el cuadrilátero de Casius .
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  Cráter del pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. Se están formando vieiras en el borde inferior del pedestal. La ubicación es el cuadrilátero de Casius .
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. Las líneas oscuras son huellas del remolino de polvo . La ubicación es el cuadrilátero de Casius.
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Cebrenia .
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  Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Hellas .
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  Los cráteres de pedestal se forman cuando las eyecciones de los impactos protegen el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen encaramados sobre su entorno.
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  Cráter de pedestal con capas, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Amazonis .
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  El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. Según 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 derritiendo hielo, lo que produce una solución de sal/mineral que cementa la superficie.
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  Una pendiente oscura se extiende cerca de la cima de un cráter de pedestal, como lo ve HiRISE en el programa HiWish .
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  Rayas y capas de pendientes oscuras cerca de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
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  Cráter del pedestal y cresta en el cuadrilátero de Oxia Palus , visto por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver detalle del borde del cráter del pedestal. La cresta de cima plana cerca de la parte superior de la imagen alguna vez fue un río que se invirtió. El cráter del pedestal se superpone a la cresta, por lo que es más joven.
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  Cráter Biblis Patera Pedestal, visto por HiRISE .

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  Imagen amplia CTX de capas debajo de la superficie eyectada de un cráter pedestal.
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  Capas debajo de la capa superior del cráter del pedestal, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas debajo de la superficie eyectada del cráter del pedestal, vista por HiRISE bajo el programa HiWish

Ver también

• Geología de Marte
• Cráteres de impacto
• Evento de impacto
• cráter larle
• Cráteres marcianos
• Cráter de muralla

Referencias

1. Kadish, SJ; Jefe, JW (2011). "Impactos en paleodepósitos ricos en hielo no polares en Marte: exceso de cráteres de eyección, cráteres encaramados y cráteres de pedestal como pistas sobre la historia del clima amazónico". Ícaro . 215 (1): 34–46. doi :10.1016/j.icarus.2011.07.014. ISSN  0019-1035.
2. Kadish, SJ; Jefe, JW (2014). "Las edades de los cráteres de pedestal en Marte: evidencia de un período prolongado de emplazamiento episódico de depósitos de hielo de latitudes medias de decámetros de espesor en el Amazonas tardío". Ciencias planetarias y espaciales . 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 tasas de erosión . LPSC
5. "Themis - Cráteres de pedestal en Utopía". 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 Mariner 9 de erosión eólica en las regiones ecuatoriales y de latitud media de Marte". Revista de investigaciones geofísicas . 78 (20): 4123–4137 (Página de inicio de JGR). Código bibliográfico : 1973JGR....78.4123M. doi :10.1029/JB078i020p04123.
7. Barlow, NG; Boyce, José M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; et al. (2000). "Estandarización de la nomenclatura de las morfologías de las eyecciones de cráteres de impacto marcianos". J. Geophys. Res . 105 (E11): 26733–26738. Código bibliográfico : 2000JGR...10526733B. doi : 10.1029/2000JE001258 .
8. Negro, Licenciatura; Stewart, ST (2008). "El exceso de cráteres de eyección registra capas episódicas ricas en hielo en latitudes medias de Marte". J. Geophys. Res . 113 (E2): E02015. Código Bib : 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 profundidad y diámetro del cráter de impacto". J. Geophys. Res . 110 (E3): E03008. Código Bib : 2005JGRE..110.3008B. doi : 10.1029/2004JE002328 .
10. Garvin, JB; Sakimoto, SEH; Frawley, JJ; Schnetzler, C. (2000). "Formaciones de cráteres en la región del polo norte en Marte: características geométricas del altímetro láser Mars Orbiter". Ícaro . 144 (2): 329–352. Código Bib : 2000Icar..144..329G. doi :10.1006/icar.1999.6298.
11. Meresse, S.; Costard, F.; Mangold, N.; Baratoux, D.; et al. (2006). "Cráteres marcianos encaramados y gran volumen de eyección: evidencia de episodios de deflación en las tierras bajas del norte". Meteorito. Planeta. Ciencia . 41 (10): 1647-1658. Código Bib : 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 LPI No. 1273. págs.
13. Kadish, SJ; Jefe, JW; Barlow, NG (2010). "Alturas de los cráteres de pedestal en Marte: un indicador de los espesores de depósitos amazónicos pasados, ricos en hielo". Ícaro . 210 (1): 92-101. Código Bib : 2010Icar..210...92K. doi :10.1016/j.icarus.2010.06.021.
14. Kadish, S.; Cabeza, J. (2011). "Impactos en paleodepósitos ricos en hielo no polares en Marte: exceso de cráteres de eyección, cráteres encaramados y cráteres de pedestal como pistas sobre la historia del clima amazónico". Ícaro . 215 (1): 34–46. Código Bib : 2011Icar..215...34K. doi :10.1016/j.icarus.2011.07.014.
15. Wrobel, Kelly; Schultz, Pedro; Crawford, David (2006). "Un modelo térmico/de explosión atmosférica para la formación de cráteres de pedestal de altas latitudes". Meteoritos y ciencia planetaria . 41 (10): 1539. Código bibliográfico : 2006M&PS...41.1539W. doi :10.1111/j.1945-5100.2006.tb00434.x.
16. Kadish, SJ; Jefe, JW; Barlow, NG (marzo de 2010). "La escala de tiempo de formación y las edades de los cráteres de pedestal de latitudes medias en Marte" (PDF) . 41ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . The Woodlands, Texas, Estados Unidos: 1014. Bibcode : 2010LPI....41.1014K . Consultado el 14 de febrero de 2023 .
17. Jefe, JW; Mostaza, JF; Kreslavsky, MA; Milliken, RE; et al. (2003). "Edades de hielo recientes en Marte". Naturaleza . 426 (6968): 797–802. Código Bib :2003Natur.426..797H. doi : 10.1038/naturaleza02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
18. Levrard, B.; Olvídate, F.; Montmessin, F.; Laskar, J. (2004). "Depósitos recientes ricos en hielo se formaron en altas latitudes de Marte por sublimación de hielo ecuatorial inestable durante baja oblicuidad". Naturaleza . 431 (7012): 1072–1075. Código Bib : 2004Natur.431.1072L. doi : 10.1038/naturaleza03055. PMID  15510141. S2CID  4420650.