Topografía festoneada

Depresiones en la topografía en latitudes medias de Marte

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 borde, con bordes festoneados, comúnmente denominadas "depresiones festoneadas" o simplemente "festones". Las depresiones festoneadas pueden estar aisladas o agrupadas y, a veces, 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, por sublimación (transición directa de un material de la fase sólida a la fase gaseosa sin una fase líquida intermedia). Este proceso puede estar ocurriendo todavía en la actualidad. ^[6] Esta topografía puede ser de gran importancia para la futura colonización de Marte porque puede indicar depósitos de hielo puro. ^[7]

Un estudio publicado en Icarus descubrió que las formas del relieve de la topografía festoneada pueden formarse por la pérdida de hielo de agua del subsuelo 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 el suelo rico 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 en la topografía festoneada y alrededor de ella no solo está en los espacios porosos del suelo, sino que es un exceso de hielo, probablemente 99% puro, como lo encontró la misión Phoenix . ^{[8] [9] [10]} El radar de subsuelo poco profundo ( SHARAD ), a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter, puede detectar capas ricas en hielo solo cuando tienen un espesor superior a 10-20 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 descifrando. Un estudio publicado en 2016 en Icarus propone un proceso de cinco pasos.

1. Los grandes cambios en la inclinación del planeta modifican el clima y provocan la formación de un manto helado.
2. Diversas condiciones provocan 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 lugar a depresiones festoneadas. ^[13]

En Utopia Planitia, una serie de crestas curvilíneas paralelas al escarpe están grabadas en el suelo de grandes depresiones festoneadas, posiblemente representando diferentes etapas de erosión del escarpe. ^[1] Recientemente, otros investigadores han propuesto la idea de que las crestas representan las partes superiores de las capas. ^[14] A veces, la superficie alrededor del terreno festoneado o la topografía festoneada muestra un " suelo estampado ", 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] Tales patrones son comunes en las áreas periglaciares 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 el escarpe, y más grandes (30 a 50 m de ancho) en los terrenos circundantes. Estas diferencias de escala pueden indicar una diferencia local en las concentraciones de hielo en el suelo. ^[1]

Detección de hielo subterráneo

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó del hallazgo de 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 a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD .

SHARAD detecta hielo midiendo los datos de radar de la superficie y de una superficie más profunda. La profundidad de la superficie se determinó a partir de imágenes de HiRISE de huecos en la superficie.

A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la permitividad dieléctrica o constante dieléctrica. Esto se encontró a partir de la cantidad de penetración del radar a un reflector en la parte inferior de la capa rica en hielo. La profundidad del reflector se encontró examinando fotos de alta resolución de la ubicación. Ciertos lugares tenían huecos o ventanas en la capa rica en hielo. Los mapas topográficos MOLA indicaron la profundidad. La parte superior de la capa rica en hielo mostraba polígonos, depresiones festoneadas y cráteres exhumados, todos los cuales se cree que indican hielo. ^[19] En la parte inferior del hueco había una superficie totalmente diferente de un color diferente y llena de cráteres; este era el reflector visto en los retornos del radar. La constante dieléctrica, promediada sobre 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. Así, 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 un 50-80% de hielo de agua, un 0-30% de contenido rocoso y un 15-50% de porosidad. ^{[20] [21] [22]}

Galería

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  Terreno ondulado en Peneus Patera, visto por HiRISE . El terreno ondulado es bastante común en algunas áreas de Marte. La imagen es del cuadrángulo de Noachis .
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  Formas periglaciares en Utopia, vistas por HiRISE , que muestran un suelo con patrones y una topografía festoneada. Imagen en el cuadrángulo de Casius .
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  Mad Vallis , visto por HiRISE , muestra un terreno ondulado. La imagen de la derecha es una ampliación de parte de la otra imagen. Imagen en el cuadrángulo Hellas .
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  Terreno festoneado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Primer plano de un terreno ondulado, como se ve con HiRISE en el programa HiWish . La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
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  Terreno festoneado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
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  Etapas de la formación de la vieira, observadas por HiRISE. La ubicación es el cuadrángulo Hellas .
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  Vieiras y polígonos periglaciares, vistos mediante HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Posible variación del terreno festoneado en depresiones con paredes rectas hacia el sur, como se observa con HiRISE en el programa HiWish. El recuadro indica la parte ampliada en las imágenes siguientes. Imagen ubicada en el cuadrángulo Diacria en el cráter Milankovic .
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  Ampliación de la imagen anterior de la depresión de paredes rectas, tal como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Nótese que la pared sur es oscura en comparación con la pared norte.
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  Ampliación adicional de la imagen de arriba, como la ve HiRISE con el programa HiWish.

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  Polígonos centrales bajos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. La imagen se amplió con HiView.
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  Polígonos centrales altos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
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  Terreno festoneado etiquetado con polígonos de centro bajo y polígonos de centro alto, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
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  Terreno festoneado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius .

Mapa interactivo de Marte

Mapa 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 acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los 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 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .

(Ver también: Mapa de los Mars Rovers y Mapa del Mars Memorial ) ( ver • discutir )

Referencias

1. Lefort, A.; Russell, P.; Thomas, N.; McEwen, AS; Dundas, CM; Kirk, RL (2009). "Observaciones de accidentes geográficos periglaciales en Utopia Planitia con HiRISE". Revista de investigación geofísica . 114 (E4): E04005. Código Bibliográfico :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 climática en Marte. Journal of Geophysical Research: Planets 112, E06010.
3. Lefort, A.; Russell, P.; Thomas, N. (2009). "Terrenos festoneados en la región de Peneus y Amphitrites Paterae de Marte observados por HiRISE". Icarus . 205 (1): 259–268. Bibcode :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", 40.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, resumen 2178
5. "HiRISE | Formas terrestres picadas en el sur de Hellas Planitia (ESP_038821_1235)".
6. "Topografía festoneada en el cráter Peneus Patera". Centro de operaciones HiRISE. 28 de febrero de 2007. Consultado el 24 de noviembre de 2014 .
7. Dundas, C.; Bryrne, S.; McEwen, A. (2015). "Modelado del desarrollo de accidentes geográficos termokarst de sublimación marciana". Icarus . 262 : 154–169. Bibcode :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 del Phoenix". Science . 325 (5936): 58–61. Bibcode :2009Sci...325...58S. doi :10.1126/science.1172339. PMID  19574383. S2CID  206519214.
9. Mellon, M.; et al. (2009). "Hielo terrestre en el lugar de aterrizaje del Phoenix: estado de estabilidad y origen". J. Geophys. Res . 114 (53): E00E07. Bibcode :2009JGRE..114.0E07M. doi : 10.1029/2009JE003417 .
10. Cull, S; et al. (2010). "Composiciones de los hielos del subsuelo en el lugar de aterrizaje de la sonda Mars Phoenix". Geophys. Res. Lett . 37 (24): L24203. Bibcode :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 Bibliográfico :2007JGRE..112.5S05S. doi : 10.1029/2006JE002745 .
12. Stuurman, C., et al. 2016. Reflectores SHARAD en Utopia Planitia, Detección y caracterización SHARAD de depósitos de hielo de agua del subsuelo en Utopia Planitia, Marte. Geophysical Research Letters, Volumen 43, Número 18, 28 de septiembre de 2016, páginas 9484–9491.
13. Soare, R., et al. 2016. Depresiones ricas en hielo (periglaciares) frente a depresiones heladas (glaciares) en la región de Argyre, Marte: una propuesta de dicotomía de clima frío en las formas del relieve: 282, 70-83.
14. Sejourne, A.; et al. (2012). "Evidencia de un permafrost estratificado y rico en hielo eólico en Utopia Planitia, Marte". Icarus . 60 (1): 248–254. Bibcode :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. 28 de febrero de 2007. Consultado el 24 de noviembre de 2014 .
16. Staff (22 de noviembre de 2016). «El terreno festoneado condujo al hallazgo de hielo enterrado en Marte». NASA . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
17. "Descubren en Marte un lago de agua congelada del tamaño de Nuevo México - NASA". The Register . 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., et al. 2014. "Los reflectores Sharad en Utopia Planitia, Marte, son consistentes con una capa de hielo subsuperficial gruesa y extendida". 45.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria .
20. Bramson, A, et al. 2015. Exceso de hielo generalizado en Arcadia Planitia, Marte. Geophysical Research Letters: 42, 6566-6574
21. "Se encuentra hielo de agua espeso y extenso en Utopia Planitia, Marte | Cassie Stuurman". Archivado desde el original el 2016-11-30 . Consultado el 2016-11-29 .
22. Stuurman, C., et al. 2016. Detección y caracterización mediante SHARAD de depósitos de hielo de agua subterráneos en Utopia Planitia, Marte. Geophysical Research Letters: 43, 9484_9491.