stringtranslate.com

Depósitos estratificados ecuatoriales

Los depósitos estratificados ecuatoriales (ELD) se han denominado depósitos estratificados interiores (ILD) en Valles Marineris . [1] A menudo se encuentran con los afloramientos más abundantes de sulfatos hidratados en Marte y, por lo tanto, es probable que conserven un registro de agua líquida en la historia marciana, ya que los sulfatos hidratados se forman en presencia de agua. La estratificación es visible a escala métrica y, cuando los depósitos están parcialmente erosionados, se hacen visibles patrones intrincados. [2] Las capas del montículo del cráter Gale se han estudiado ampliamente desde la órbita mediante instrumentos del Mars Reconnaissance Orbiter . El rover Curiosity aterrizó en el cráter y ha aportado cierta verdad sobre el terreno a las observaciones de los satélites. Muchas de las capas de los ELD, como en el cráter Gale, están compuestas de material de grano fino y fácilmente erosionable, al igual que muchos otros depósitos estratificados. Sobre la base del albedo, los patrones de erosión, las características físicas y la composición, los investigadores han clasificado diferentes grupos de capas en el cráter Gale que parecen ser similares a las capas de otros (ELD). Los grupos incluyen: una unidad de yardang pequeña, una unidad de yardang gruesa y una unidad en terrazas. [3] Generalmente, los depósitos estratificados ecuatoriales se encuentran a ~ ±30° del ecuador. [4] Los depósitos estratificados ecuatoriales aparecen en varios entornos geológicos como terrenos craterizados ( Arabia Terra , Meridiani Planum ), terrenos caóticos ( Aram Chaos , Aureum Chaos ), el chasmata de Valles Marineris (y mesetas circundantes), [1] y grandes cráteres de impacto (Gale, Becquerel, Crommelin). [3]

Se han estudiado en profundidad algunos ELD en el cráter Firsoff . Los cambios en el nivel de las aguas subterráneas parecen ser el principal factor que controla la deposición de ELD en el cráter Firsoff y sus alrededores. Las capas dentro de Firsoff y otros cráteres cercanos probablemente habrían comenzado con el afloramiento de fluidos a través de fisuras y montículos, que luego conducen a la precipitación de evaporita. Los depósitos de manantial y de playa sugieren la presencia de un ciclo hidrológico, que impulsa el afloramiento de aguas subterráneas en Marte a temperaturas superficiales superiores al punto de congelación. [5] [6] Las imágenes a continuación muestran algunas de las capas en el cráter Firsoff, que es un candidato para el aterrizaje de un rover en 2020.

Se han propuesto muchos procesos deposicionales para explicar la formación de depósitos estratificados ecuatoriales (ELD), como volcanes bajo el hielo, [7] polvo del aire, [4] depósitos lacustres [8] y depósitos minerales de manantiales. [9]

Las capas pueden formarse cuando el agua subterránea asciende y deposita minerales y sedimentos. Las capas endurecidas quedan, por tanto, más protegidas de la erosión. Este proceso puede producirse en lugar de que se formen capas bajo los lagos.

El agua subterránea puede haber desempeñado un papel importante en la formación de capas en muchos lugares. Los cálculos y simulaciones muestran que el agua subterránea que transporta minerales disueltos emergería en los mismos lugares que tienen abundantes capas de roca. [10] [11] [12] Según estas ideas, los cañones profundos y los grandes cráteres recibirían agua proveniente del suelo. Muchos cráteres en el área de Arabia de Marte contienen grupos de capas. Algunas de estas capas pueden haber sido el resultado de cambios climáticos. La inclinación del eje de rotación de Marte ha cambiado repetidamente en el pasado. Algunos cambios son grandes. Debido a estas variaciones del clima, a veces la atmósfera de Marte será mucho más espesa y contendrá más humedad. La cantidad de polvo atmosférico también ha aumentado y disminuido. Se cree que estos cambios frecuentes ayudaron a depositar material en cráteres y otros lugares bajos. El ascenso de agua subterránea rica en minerales cementó estos materiales. El modelo también predice que después de que un cráter esté lleno de rocas estratificadas, se depositarán capas adicionales en el área alrededor del cráter. Por lo tanto, el modelo predice que también se pueden haber formado capas en regiones intercráter, y se han observado capas en estas regiones. Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se movió cientos de kilómetros y, en el proceso, disolvió muchos minerales de la roca que atravesó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la fina atmósfera y deja minerales como depósitos y/o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no podrían erosionarse fácilmente más tarde ya que estaban cementadas juntas. En la Tierra, las aguas ricas en minerales a menudo se evaporan formando grandes depósitos de varios tipos de sales y otros minerales . A veces, el agua fluye a través de los acuíferos de la Tierra y luego se evapora en la superficie, tal como se hipotetiza para Marte. Un lugar donde esto ocurre en la Tierra es la Gran Cuenca Artesiana de Australia . [13] En la Tierra, la dureza de muchas rocas sedimentarias , como la arenisca , se debe en gran medida al cemento que se colocó cuando el agua pasó a través de ellas.

Los resultados del Opportunity Rover aportan pruebas sólidas de la existencia de materiales cementantes en el agua subterránea . Se ha descubierto que algunos lugares examinados por Opportunity, como los cráteres Endurance, Eagle y Erebus, son lugares en los que el nivel freático traspasó la superficie. [10] [14] [15] Además, se descubrió que las corrientes de agua impulsadas por el viento transportaban sedimentos en estos lugares. Se cree que se formaron pequeñas grietas superficiales durante múltiples eventos de humectación y secado, por lo que son evidencia de que el agua subterránea subió y bajó. Los sulfatos férricos (como la jarosita ) en las rocas de Meridiani Planum indican que había fluidos ácidos. Estos líquidos ácidos podrían haberse producido cuando el agua con Fe(II) disuelto se oxidó al llegar a la superficie. [16] Los modelos hidrológicos predicen que el agua subterránea debería emerger en la región de Sinus Meridiani. [17]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Lucchitta B., et al. Marte de 1992, 453-492.
  2. ^ "Equipo ISSI - Depósitos estratificados interiores".
  3. ^ ab Le Deit, L., et al. 2011. Comparación geológica del monte Gale Crate con otros depósitos estratificados ecuatoriales (ELD) en Marte. 42.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2011) 1857.pdf.
  4. ^ desde Malin, M., Edgett, K. 2000. Ciencia: 290,1927.
  5. ^ Pondrelli, Mónica; Rossi, Ángel Pío; Le Deit, Laetitia; Fueten, Frank; Van Gasselt, Stephan; Glamoclija, Mihaela; Cavalazzi, Bárbara; Hauber, Ernst; Franchi, Fulvio; Pozzobon, Riccardo (2015). "Depósitos estratificados ecuatoriales en Arabia Terra, Marte: facies y variabilidad de procesos". Boletín de la Sociedad Geológica de América . 127 (7–8): 1064–1089. doi :10.1130/B31225.1. hdl : 11585/409790 .
  6. ^ Pondrelli1, M., et al. 2015. Depósitos estratificados ecuatoriales en Arabia Terra, Marte: variabilidad de facies y procesos. Primera publicación en línea el 10 de marzo de 2015, doi: 10.1130/B31225.1.
  7. ^ Chapman, M., Tanaka, K. 2001. JGR106,10087-10100.
  8. ^ Newsom, H. y col. 2003 JGR 108, 8075.
  9. ^ Rossi A. y col. 2008. JGR: 113, E08016.
  10. ^ ab Grotzinger, J., et al. 2005. Estratigrafía y sedimentología de un sistema deposicional eólico seco a húmedo, Formación Burns, Meridiani Planum, Marte. Earth and Planetary Science Letters 240:11–72.
  11. ^ Andrews-Hanna J., et al. 2010. Hidrología temprana de Marte: depósitos de Meridiani playa y el registro sedimentario de Arabia Terra. Revista de Investigación Geofísica 115:E06002.
  12. ^ Grotzinger, J., R. Milliken. EL REGISTRO DE ROCAS SEDIMENTARIAS DE MARTE: DISTRIBUCIÓN, ORÍGENES Y ESTRATIGRAFÍA GLOBAL. 2012. Geología sedimentaria de Marte, Publicación especial SEPM n.º 102, SEPM (Sociedad de Geología Sedimentaria), ISBN impreso 978-1-56576-312-8 , ISBN en CD/DVD 978-1-56576-313-5 , pág. 1–48.  
  13. ^ Habermehl, MA (1980). "La Gran Cuenca Artesiana, Australia". J. Austr. Geol. Geophys . 5 : 9–38.
  14. ^ Grotzinger J., et al. 2006. Texturas sedimentarias formadas por procesos acuosos, cráter Erebus, Meridiani Planum, Marte. Geología 34:1085–1088.
  15. ^ McLennan S., Grotzinger J. 2008. El ciclo de las rocas sedimentarias de Marte. En Bell J (Editor). The Martian Surface: Cambridge University Press, Reino Unido. 541–577.
  16. ^ Hurowitz J. et al., 2010. Origen de las aguas superficiales ácidas y evolución de la química atmosférica en el Marte primitivo. Nature Geoscience 3:323–326.
  17. ^ Andrews-Hanna J., et al. 2007. Meridiani Planum y la hidrología global de Marte. Naturaleza 446:163–166.

Lectura adicional