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Topografía festoneada

La topografía festoneada es común en las latitudes medias de Marte, entre 45° y 60° norte y sur. Es particularmente prominente en la región de Utopia Planitia , [1] [2] en el hemisferio norte, y en la región de Peneus y Amphitrites Paterae [3] [4] en el hemisferio sur. Dicha topografía consiste en depresiones poco profundas, sin bordes y con bordes festoneados, comúnmente denominadas "depresiones festoneadas" o simplemente "festones". Las depresiones festoneadas pueden estar aisladas o agrupadas y, en ocasiones, parecen fusionarse. Una depresión festoneada típica muestra una pendiente suave orientada hacia el ecuador y una escarpa más pronunciada orientada hacia los polos. [5] Esta asimetría topográfica probablemente se deba a diferencias en la insolación . Se cree que las depresiones festoneadas se forman a partir de la eliminación de material del subsuelo, posiblemente hielo intersticial, mediante sublimación (transición directa de un material de la fase sólida a la gaseosa sin una etapa líquida intermedia). Es posible que este proceso todavía esté ocurriendo en la actualidad. [6] Esta topografía puede ser de gran importancia para la futura colonización de Marte porque puede apuntar a depósitos de hielo puro. [7]

Un estudio publicado en Icarus encontró que las formas terrestres de topografía festoneada pueden deberse a la pérdida subsuperficial de hielo de agua por sublimación en las condiciones climáticas marcianas actuales durante períodos de decenas de miles de años marcianos. Se cree que las depresiones festoneadas comienzan con un pequeño desencadenante, como un pequeño impacto, oscurecimiento local, erosión o grietas por contracción térmica. Las grietas son comunes en los suelos ricos en hielo de la Tierra. Su modelo predice que estas depresiones festoneadas se desarrollarán cuando el suelo tenga grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. Por lo tanto, las características festoneadas pueden servir como marcadores de grandes depósitos de hielo puro. El hielo dentro y alrededor de la topografía festoneada no se encuentra sólo en los espacios porosos del suelo, sino que es un exceso de hielo, probablemente con una pureza del 99%, como descubrió la misión Phoenix . [8] [9] [10] El radar subterráneo poco profundo ( SHARAD ), a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter , puede detectar capas ricas en hielo sólo cuando tienen un espesor de entre 10 y 20 metros en áreas amplias; [11] ha descubierto hielo en la región de topografía festoneada. [7] [12]

Los detalles sobre la formación de la topografía festoneada aún se están resolviendo. Un estudio, publicado en 2016 en Icarus, propone un proceso de cinco pasos.

  1. Los cambios importantes en la inclinación del planeta cambian el clima. Este cambio climático provoca que se forme un manto helado.
  2. Varias condiciones hacen que el manto se descongele o se evapore.
  3. El agua de deshielo se mueve en el suelo, al menos hasta la profundidad de las depresiones festoneadas.
  4. La congelación y descongelación del hielo produce masas de hielo (lentes de hielo).
  5. Con otro cambio de inclinación, el clima cambia y las masas de hielo se subliman, dando como resultado depresiones festoneadas. [13]

En Utopia Planitia, una serie de crestas curvilíneas paralelas al escarpe están grabadas en el suelo de grandes depresiones festoneadas, que posiblemente representan diferentes etapas de la erosión del escarpe. [1] Recientemente, otros investigadores han propuesto la idea de que las crestas representan la parte superior de las capas. [14] A veces, la superficie alrededor del terreno festoneado o la topografía festoneada muestra un " suelo modelado ", caracterizado por un patrón regular de fracturas poligonales. Estos patrones indican que la superficie ha sufrido estrés, quizás causado por hundimiento, desecación o contracción térmica. [15] Estos patrones son comunes en las áreas periglaciales de la Tierra. Los terrenos festoneados en Utopia Planitia muestran características poligonales de diferentes tamaños: pequeñas (alrededor de 5 a 10 m de ancho) en la escarpa y más grandes (30 a 50 m de ancho) en los terrenos circundantes. Estas diferencias de escala pueden indicar diferencias locales en las concentraciones de hielo terrestre. [1]

Detección de hielo subterráneo

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región de Utopia Planitia de Marte. Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . [16] [17] [18]

Marte – Terreno festoneado en Utopia Planitia (22 de noviembre de 2016)

Los cálculos del volumen de hielo de agua en la región se basaron en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre del Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD .

SHARAD encuentra hielo midiendo los retornos de su radar desde la superficie y desde una superficie inferior más profunda. La profundidad de la superficie inferior se encontró a partir de imágenes HiRISE de espacios en la superficie.

A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la permitividad dieléctrica o la constante dieléctrica. Esto se desprende de la penetración del radar en un reflector situado en el fondo de la capa rica en hielo. La profundidad del reflector se encontró examinando fotografías de alta resolución del lugar. Ciertos lugares tenían huecos o ventanas en la capa rica en hielo. Los mapas topográficos de MOLA indicaron luego la profundidad. La parte superior de la capa rica en hielo mostraba polígonos, depresiones festoneadas y cráteres exhumados, todo lo cual se cree que indica hielo. [19] En el fondo de la brecha había una superficie totalmente diferente, de diferente color y llena de cráteres; este fue el reflector visto en los retornos del radar. La constante dieléctrica, promediada para toda el área, resultó ser 2,8. El hielo de agua sólido tendría un dieléctrico de 3,0 a 3,2. La roca basáltica que está muy extendida en Marte produciría 8. Entonces, utilizando un diagrama ternario de un artículo de Ali Bramson et al., los investigadores decidieron que la capa rica en hielo era una mezcla compuesta por 50-80% de agua helada, 0-30% contenido rocoso y 15-50% de porosidad. [20] [21] [22]

Galería

Mapa interactivo de Marte

Mapa de MarteAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clic.Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica elevaciones relativas , basadas en datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 kilómetros ); seguido de rosas y rojos (+8 a +3 kilómetros ); el amarillo es0 kilómetros ; Los verdes y los azules son elevaciones más bajas (hasta−8 kilómetros ). Los ejes son latitud y longitud ; Se observan las regiones polares .
(Ver también: mapa de Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Referencias

  1. ^ abc Lefort, A.; Russell, P.; Tomás, N.; McEwen, AS; Dundas, CM; Kirk, RL (2009). "Observaciones HiRISE de accidentes geográficos periglaciales en Utopia Planitia". Revista de investigaciones geofísicas . 114 (E4): E04005. Código Bib : 2009JGRE..114.4005L. doi : 10.1029/2008JE003264 .
  2. ^ Morgenstern A, Hauber E, Reiss D, van Gasselt S, Grosse G, Schirrmeister L (2007): Deposición y degradación de una capa rica en volátiles en Utopia Planitia e implicaciones para la historia del clima en Marte. Revista de investigación geofísica: Planetas 112, E06010.
  3. ^ Lefort, A.; Russell, P.; Thomas, N. (2009). "Terrenos festoneados en la región de Marte de Peneus y Amphitrites Paterae observados por HiRISE". Ícaro . 205 (1): 259–268. Código Bib : 2010Icar..205..259L. doi :10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  4. ^ Zanetti, M., Hiesinger, H., Reiss, D., Hauber, E. y Neukum, G. (2009), "Desarrollo de la depresión festoneada en Malea Planum y la pared sur de la cuenca Hellas, Marte", 40º Lunar y Conferencia de Ciencias Planetarias, resumen 2178
  5. ^ "HiRISE | Accidentes geográficos marcados en el sur de Hellas Planitia (ESP_038821_1235)".
  6. ^ "Topografía festoneada en el cráter Peneus Patera". Centro de operaciones HiRISE. 2007-02-28 . Consultado el 24 de noviembre de 2014 .
  7. ^ ab Dundas, C.; Bryrne, S.; McEwen, A. (2015). "Modelado del desarrollo de formas terrestres termokarst de sublimación marciana". Ícaro . 262 : 154-169. Código Bib : 2015Icar..262..154D. doi :10.1016/j.icarus.2015.07.033.
  8. ^ Smith, P.; et al. (2009). "H 2 O en el lugar de aterrizaje de Phoenix". Ciencia . 325 (5936): 58–61. Código Bib : 2009 Ciencia... 325... 58S. doi : 10.1126/ciencia.1172339. PMID  19574383. S2CID  206519214.
  9. ^ Mellon, M.; et al. (2009). "Hielo terrestre en el lugar de aterrizaje de Phoenix: estado de estabilidad y origen". J. Geophys. Res . 114 (53): E00E07. Código Bib : 2009JGRE..114.0E07M. doi : 10.1029/2009JE003417 .
  10. ^ Sacrificio, S; et al. (2010). "Composiciones de hielos subterráneos en el lugar de aterrizaje de Mars Phoenix". Geofís. Res. Lett . 37 (24): L24203. Código Bib : 2010GeoRL..3724203C. doi : 10.1029/2010GL045372 .
  11. ^ Seu, R.; et al. (2007). "Radar de sondeo SHARAD en el Mars Reconnaissance Orbiter". J. Geophys. Res . 112 (E5): E05S05. Código Bib : 2007JGRE..112.5S05S. doi : 10.1029/2006JE002745 .
  12. ^ Stuurman, C. y col. 2016. Reflectores SHARAD en Utopia Planitia, detección y caracterización SHARAD de depósitos de hielo de agua subterráneos en Utopia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica, volumen 43, número 18, 28 de septiembre de 2016, páginas 9484–9491.
  13. ^ Soare, R. y col. 2016. Depresiones ricas en hielo (periglaciales) versus heladas (glaciales) en la región de Argyre, Marte: una dicotomía propuesta de formas terrestres de clima frío: 282, 70-83.
  14. ^ Sejourne, A.; et al. (2012). "Evidencia de un permafrost estratificado y rico en hielo eólico en Utopia Planitia, Marte". Ícaro . 60 (1): 248–254. Código Bib : 2012P&SS...60..248S. doi :10.1016/j.pss.2011.09.004.
  15. ^ "Depresiones festoneadas con capas en las llanuras del norte". Centro de operaciones HiRISE. 2007-02-28 . Consultado el 24 de noviembre de 2014 .
  16. ^ Personal (22 de noviembre de 2016). "El terreno festoneado llevó al hallazgo de hielo enterrado en Marte". NASA . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
  17. ^ "Lago de agua congelada del tamaño de Nuevo México encontrado en Marte - NASA". El registro . 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
  18. ^ "El depósito de hielo de Marte contiene tanta agua como el lago Superior". NASA. 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
  19. ^ Stuurman, C. y col. 2014. "Reflectores Sharad en Utopia Planitia, Marte compatibles con hielo subterráneo espeso y generalizado". 45ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria .
  20. ^ Bramson, A y col. 2015. Exceso generalizado de hielo en Arcadia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica: 42, 6566-6574
  21. ^ "Se encuentra hielo de agua espesa y generalizada en Utopia Planitia, Marte | Cassie Stuurman". Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2016 . Consultado el 29 de noviembre de 2016 .
  22. ^ Stuurman, C. y col. 2016. Detección y caracterización SHARAD de depósitos de hielo de agua subterráneos en Utopia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica: 43, 9484_9491.