Las rayas oscuras en las laderas son estrechas características similares a avalanchas comunes en las laderas cubiertas de polvo en las regiones ecuatoriales de Marte . [2] Se forman en terrenos relativamente empinados , como a lo largo de escarpes y paredes de cráteres . [3] [4] Aunque se reconocieron por primera vez en imágenes del Orbitador Viking de finales de la década de 1970, [5] [6] las rayas oscuras en las laderas no se estudiaron en detalle hasta que las imágenes de mayor resolución de las naves espaciales Mars Global Surveyor (MGS) y Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) estuvieron disponibles a finales de la década de 1990 y 2000. [1] [7]
El proceso físico que produce las vetas oscuras en las laderas aún no está claro. Lo más probable es que sean causadas por el movimiento masivo de material suelto de grano fino en laderas muy empinadas (es decir, avalanchas de polvo). [1] [8] [9] La avalancha altera y elimina una capa superficial brillante de polvo para exponer un sustrato más oscuro. [10] El papel que el agua y otros volátiles desempeñan, si es que tienen alguno, en la formación de las vetas todavía es objeto de debate. [11] Las vetas de ladera son particularmente intrigantes porque son uno de los pocos fenómenos geológicos que se pueden observar en Marte en la actualidad. [12] [13] [14] [15] [16]
Las rayas oscuras en las pendientes son características del albedo . A simple vista, aparecen como una diferencia de brillo entre la raya y la pendiente de fondo de tono más claro. Por lo general, no se ve ningún relieve topográfico que distinga la raya de su entorno, excepto en las imágenes de resolución más alta (<1 m/píxel). [7] En muchos casos, la textura original de la superficie de la pendiente se conserva y es continua a lo largo de la raya, como si no se viera afectada por los eventos involucrados en la formación de la raya oscura (imagen de la izquierda). El efecto general es equivalente en apariencia a una sombra parcial proyectada sobre la superficie en pendiente. [1] Estas observaciones indican que, sea cual sea el proceso que forme las rayas, afecta solo a la capa más delgada de la superficie. Las rayas en las pendientes son solo un 10 % más oscuras que su entorno, pero a menudo aparecen negras en las imágenes porque se ha mejorado el contraste ( estirado ). [17]
Las características del albedo cubren la superficie marciana en una amplia variedad de escalas. Constituyen las marcas clásicas de luz y oscuridad observadas en Marte a través de telescopios. (Véase Características clásicas del albedo en Marte .) Las marcas son causadas por diferentes proporciones de polvo que cubren la superficie. El polvo marciano es de color ocre rojizo brillante, mientras que el lecho de roca y el suelo ( regolito ) son de color gris oscuro (el color del basalto inalterado ). Por lo tanto, las áreas polvorientas en Marte parecen brillantes (albedo alto), y las superficies con un alto porcentaje de rocas y fragmentos de roca son generalmente oscuras (albedo bajo). [18] La mayoría de las características del albedo en Marte son causadas por los vientos, que limpian algunas áreas de polvo, dejando atrás un rezago más oscuro. En otras áreas, el polvo se deposita para producir una superficie brillante. La eliminación y deposición selectiva de polvo es más visible alrededor de cráteres de impacto y otros obstáculos donde se forman una variedad de vetas (colas de viento) y manchas. [19]
Las vetas oscuras de la pendiente son características relativamente pequeñas. (Ver A en la Galería de fotos). Se diferencian de las características de albedo más grandes en que se producen por la gravedad en lugar del viento, aunque el viento puede contribuir a su formación inicial. [1] [17] [20] (Ver B en la Galería de fotos). La causa del oscurecimiento es incierta. Se cree que los tamaños de partículas involucradas son muy pequeños ( partículas del tamaño de arena , limo y arcilla ). No hay clastos lo suficientemente grandes como para ser fotografiados, y la pendiente del lecho rocoso subyacente nunca está expuesta (es decir, el polvo se avalancha sobre una superficie de polvo). [21] Aparentemente, otras propiedades ópticas, mecánicas o químicas están involucradas en la producción del tono más oscuro.
Las rayas oscuras de ladera suelen compartir la misma pendiente con otras rayas de ladera de distintos tonos. Se supone que las rayas más oscuras son las más jóvenes; tienen márgenes que están más definidos que las rayas que no son tan oscuras. [22] Esta relación sugiere que las rayas se aclaran y se vuelven más difusas con la edad, [6] probablemente porque se cubren con polvo fresco que cae de la atmósfera. [7] [13] Las rayas oscuras de ladera descoloridas no deben confundirse con las rayas brillantes de ladera (que se analizan a continuación). Las tormentas de polvo son comunes en Marte. A veces, todo el planeta está envuelto en una tormenta de polvo, como se muestra en las imágenes a continuación.
En resoluciones moderadas (20–50 m/píxel), las vetas oscuras de ladera aparecen como filamentos delgados y paralelos alineados pendiente abajo a lo largo de los bordes de los cráteres y los escarpes. Suelen ser rectas, pero también pueden tener forma curva o sigmoidea (véase C en la galería de fotos). Más de cerca, las vetas oscuras de ladera suelen tener formas alargadas, similares a abanicos (foto de la derecha). Tienen un ancho de entre 20 y 200 metros y, por lo general, una longitud de varios cientos de metros a más de 1000 metros. Las vetas oscuras de ladera que superan los 2 kilómetros de longitud son poco comunes; la mayoría terminan en la pendiente y no se extienden más allá del terreno llano. [1] [2] [17]
Una veta comienza comúnmente en un único punto ( ápice ) en lo alto de la pendiente. El ápice suele estar asociado con una pequeña cresta aislada, un montículo u otra área de empinamiento local. [1] En imágenes de alta resolución, a veces se puede ver un pequeño cráter de impacto en el ápice. [7] Las vetas de pendiente se ensanchan cuesta abajo desde el ápice de forma triangular, y normalmente alcanzan su ancho máximo antes de la mitad de su longitud. [1] Una sola veta de pendiente puede dividirse en dos vetas separadas alrededor de un obstáculo o formar un patrón anastomótico (trenzado). (Véase D y E en la Galería de fotos). Las vetas de pendiente suelen desarrollar múltiples dedos (digitación) en sus extremos cuesta abajo. [7]
Las imágenes del Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución ( HiRISE ) en MRO han demostrado que muchas vetas de pendiente tienen relieve , al contrario de descripciones anteriores en las que no se podía ver ninguna distinción topográfica entre la superficie veteada y la superficie adyacente, no veteada. La superficie veteada normalmente está aproximadamente 1 m más baja que la superficie no veteada. Este relieve solo es visible en imágenes de máxima resolución en condiciones óptimas de visualización. [2] [7] [24]
Las rayas oscuras en las laderas son más comunes en las regiones ecuatoriales de Marte, particularmente en Tharsis , Arabia Terra y Amazonis Planitia [25] (en la imagen de la izquierda). Se encuentran entre las latitudes 39°N y 28°S. En sus límites septentrionales, aparecen preferentemente en laderas más cálidas orientadas al sur. Curiosamente, las rayas oscuras en las laderas también están asociadas con áreas que alcanzan temperaturas máximas de 275 K (2 °C), una temperatura cercana al punto triple del agua en Marte. Esta relación ha llevado a algunos investigadores a sugerir que el agua líquida está involucrada en la formación de rayas oscuras en las laderas. [2] [17]
Las vetas oscuras en las laderas no parecen correlacionarse con la elevación o con áreas de geología de lecho rocoso específico. Se presentan en una amplia gama de texturas de laderas, incluidas superficies que son lisas, sin rasgos distintivos y presumiblemente jóvenes, así como laderas más antiguas y con muchos cráteres. [1] Sin embargo, siempre están asociadas con áreas de alta rugosidad superficial, alto albedo y baja inercia térmica , propiedades que indican laderas empinadas cubiertas de mucho polvo. [4] [6] [22] [26]
Se ha sugerido que las vetas podrían formarse cuando las acumulaciones de hielo seco comienzan a sublimar justo después del amanecer. La escarcha nocturna de CO2 está muy extendida en las latitudes bajas. [27]
Los investigadores han propuesto una serie de mecanismos para la formación de vetas oscuras en las laderas. La opinión más extendida es que las vetas son el resultado de avalanchas de polvo producidas por el flujo granular seco [28] en laderas con mucha pendiente. Las avalanchas de polvo se parecen a las avalanchas de nieve suelta en la Tierra. Las avalanchas de nieve suelta se producen cuando la nieve se acumula en condiciones de frío, casi sin viento, produciendo una nieve seca y en polvo con poca cohesión entre los cristales de nieve individuales. [1] El proceso produce una depresión muy poco profunda (deshielo) en la superficie de la nieve, que desde la distancia parece ligeramente más oscura que el resto de la pendiente.
Otros modelos involucran agua, ya sea en forma de descargas de manantiales , [29] flujos de escombros húmedos , [6] o percolación estacional de salmueras ricas en cloruro . [12] Usando datos del Espectrómetro de Neutrones Mars Odyssey , los investigadores encontraron que las vetas de pendiente en la cuenca Schiaparelli ocurren en áreas predichas para producir entre 7.0 y 9.0 por ciento en peso de Hidrógeno Equivalente de Agua (WEH) en contraste con valores de fondo típicos de menos del 4% WEH. Esta relación sugiere una conexión entre altos porcentajes de WEH y la ocurrencia de vetas de pendiente oscuras. [30] Sin embargo, cualquier proceso que requiera cantidades voluminosas de agua (por ejemplo, descargas de manantiales) parece poco probable debido a la inestabilidad termodinámica general del agua líquida en Marte. [13]
Otro modelo propone que las vetas oscuras en las laderas son producidas por corrientes de densidad de polvo seco que se adhieren al suelo y están lubricadas por gas de dióxido de carbono (CO2 ) . En este escenario, un pequeño desplome inicial en la superficie libera gas de CO2 adsorbido en los granos del subsuelo. Esta liberación produce un flujo de polvo sostenido por gas que se mueve como una tenue corriente de densidad pendiente abajo. Este mecanismo puede ayudar a explicar las vetas de ladera que son inusualmente largas. [31] [32]
Algunas observaciones sugieren que las rayas oscuras en las laderas pueden ser provocadas por impactos. Las imágenes adquiridas por CTX en 2007 y 2010 mostraron que apareció una nueva raya en la aureola del Monte Olimpo . Una imagen de seguimiento de HiRISE mostró que había un nuevo cráter en la parte superior de la raya. Los investigadores concluyeron que el impacto había desencadenado la nueva raya en la ladera. [33] Otra raya relacionada con un impacto fue encontrada en el cuadrángulo de Arabia. [34]
Una investigación publicada en enero de 2012 en Icarus descubrió que las rayas oscuras se originaron por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estaba dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar de impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, emergieron patrones. El número de rayas era mayor cerca del lugar del impacto. Por lo tanto, es probable que el impacto haya causado las rayas. Además, la distribución de las rayas formó un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas se parecían a cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las numerosas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto causó las avalanchas de polvo, pero si ese fue el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de estar concentradas en formas curvas.
El grupo de cráteres se encuentra cerca del ecuador (510 millas) al sur del Monte Olimpo, en un tipo de terreno llamado formación Medusae Fossae. La formación está cubierta de polvo y contiene crestas talladas por el viento llamadas yardangs. Estos yardangs tienen pendientes pronunciadas cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estampido sónico de la explosión aérea de los impactos, el polvo comenzó a descender por la pendiente. Utilizando fotografías de Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE en el Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, los científicos han encontrado alrededor de 20 nuevos impactos cada año en Marte. Debido a que la nave espacial ha estado fotografiando Marte casi continuamente durante un período de 14 años, las imágenes más nuevas con cráteres sospechosos de ser recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres se detectaron en una imagen de HiRISE de febrero de 2006, pero no estaban presentes en una imagen de Mars Global Surveyor tomada en mayo de 2004, el impacto ocurrió en ese período de tiempo.
El cráter más grande del cúmulo tiene unos 22 metros de diámetro y una superficie cercana a la de una cancha de baloncesto. Es probable que el meteorito se haya fragmentado al atravesar la atmósfera marciana, lo que dio lugar a un grupo compacto de cráteres de impacto. Hace tiempo que se observan rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Es posible que esta investigación haya resuelto finalmente este misterio. [35] [36] [37]
Incluso se ha observado que los remolinos de polvo inician la formación de vetas oscuras en las laderas. [38]
Un equipo de investigadores encontró un aumento en las rayas oscuras en las laderas después de S1222, un terremoto que fue detectado por el módulo de aterrizaje Insight. [39]
Las rayas de pendiente son una de las pocas características geomorfológicas que se forman en la superficie del Marte actual. Las nuevas rayas se identificaron por primera vez comparando imágenes de los orbitadores Viking de la década de 1970 con imágenes de las mismas ubicaciones tomadas por la cámara del orbitador de Marte (MOC) de MGS a fines de la década de 1990. La presencia de nuevas rayas mostró que las rayas de pendiente se están formando activamente en Marte, en escalas de tiempo de al menos un año a una década. [21] [40] Un tratamiento estadístico posterior que utilizó imágenes MOC superpuestas espaciadas entre días y varios años mostró que las rayas de pendiente pueden formarse en Marte a una velocidad de aproximadamente 70 por día. Si es preciso, esta velocidad sugiere que las rayas de pendiente son las características geológicas más dinámicas observadas en la superficie de Marte. [13]
Las rayas oscuras de la pendiente se desvanecen y desaparecen a un ritmo mucho más lento que el de las nuevas. La mayoría de las rayas identificadas en las imágenes de Viking siguen siendo visibles después de décadas, aunque algunas han desaparecido. Los investigadores deducen que las rayas aparecen a un ritmo 10 veces más rápido de lo que desaparecen, y que el número de rayas de pendiente en Marte ha aumentado en las últimas tres décadas. Es poco probable que este desequilibrio haya persistido durante períodos de tiempo geológicamente significativos. Una posible solución al desequilibrio es que las rayas duren siglos, pero se eliminen en masa después de tormentas de polvo extremadamente raras pero feroces (tormentas de una magnitud no observada en Marte desde Viking). Después de que la tormenta amaina, se deposita una gruesa capa de polvo fresco para comenzar un nuevo ciclo de formación de rayas. [13] [20] Un estudio reciente publicado en Icarus descubrió que duran unos 40 años. Los investigadores observaron una región en Lycus Sulci con imágenes de Viking y con imágenes CTX del Mars Reconnaissance Orbiter. Las que se observaron por primera vez con Viking han desaparecido todas, pero han sido reemplazadas por otras nuevas. [41]
Las rayas oscuras en las laderas se presentan en asociación con otras características de pequeña escala relacionadas con las laderas de Marte o se parecen superficialmente a ellas. Entre ellas se incluyen rayas brillantes en las laderas, cicatrices de avalanchas y líneas de ladera recurrentes. Las huellas de agua son características que se presentan en las regiones polares de la Tierra. Se parecen a las rayas oscuras en las laderas y a las líneas de ladera recurrentes, pero aún no se han descrito en Marte. Muchas de las características de las laderas de Marte pueden originarse a través de un continuo de procesos con pérdida de masa seca y actividad fluvial menor (relacionada con el agua) que ocupan puntos finales opuestos. [10] Los barrancos son otra característica común en las laderas del hemisferio sur de latitudes medias de Marte. Han recibido mucha atención en la literatura, pero no se analizan aquí.
Las rayas brillantes de ladera son rayas que tienen un tono más claro (alrededor del 2%) que sus alrededores. [1] (Ver F en la Galería de Fotos). Son mucho más raras que las rayas oscuras de ladera, pero ambos tipos de rayas tienen morfologías similares y se producen en las mismas regiones de Marte. La evidencia sugiere que las rayas brillantes de ladera son más antiguas que las rayas oscuras de ladera. Nunca se han observado nuevas rayas brillantes de ladera, y las rayas oscuras de ladera se pueden ver superpuestas a las rayas brillantes de ladera en algunas imágenes, lo que indica que las primeras son más jóvenes que las segundas. Es probable que las rayas brillantes de ladera se formen a partir de rayas oscuras de ladera antiguas que han pasado por una etapa parcialmente desvanecida. Esta suposición está respaldada por evidencia geográfica que indica que las rayas brillantes de ladera son ligeramente más comunes en regiones donde la tasa de formación de nuevas rayas oscuras de ladera es baja. En otras palabras, las áreas con relativamente muchas rayas brillantes tienden a ser menos activas y contienen una mayor población de rayas oscuras antiguas. [20]
Las áreas con abundantes vetas de ladera también contienen una clase aparentemente distinta de cicatrices de avalancha. Las cicatrices se parecen a las vetas de ladera en morfología y tamaño. (Ver G en la Galería de Fotos) Normalmente tienen varios metros de profundidad y cientos de metros de largo. Comienzan en un único punto (a veces un pequeño cráter de impacto apenas resuelto) en lo alto de una ladera. Los bordes irradian pendiente abajo en forma triangular. En aproximadamente la mitad de los ejemplos documentados, un montículo bajo de escombros es visible en el extremo pendiente abajo. Originalmente llamadas "cicatrices de avalancha de metros de espesor", se pensaba que estas características eran distintas de las vetas de ladera. Sin embargo, imágenes de mayor resolución del instrumento HiRISE en MRO sugieren que las cicatrices de avalancha de metros de espesor y las vetas de ladera están relacionadas y forman parte de un continuo de características de pérdida de masa activa formadas por avalanchas de polvo. [7] [42]
En el verano de 2011, apareció un artículo en Science [43] que describe una nueva clase de características de pendiente con características que sugieren la formación por liberaciones estacionales de agua líquida. (Ver H e I en la Galería de fotos.) Llamadas "líneas de pendiente recurrentes" (RSL) [44] , las características recibieron una considerable cantidad de atención de los medios. [45] [46] Las RSL son marcas oscuras estrechas (de 0,5 a 5 metros) que aparecen preferentemente en pendientes empinadas orientadas al ecuador en el hemisferio sur entre las latitudes 48°S a 32°S. Las imágenes repetidas de HiRISE muestran que las marcas aparecen y crecen de forma incremental durante las estaciones cálidas y se desvanecen en las estaciones frías. [43] Las RSL solo tienen un parecido superficial con las rayas de pendiente oscuras. Son mucho más pequeñas en ancho y tienen un patrón diferente de aparición geográfica y propiedades de pendiente que las rayas de pendiente oscuras. [47] Las RSL parecen ocurrir en laderas de lecho rocoso con temperaturas superficiales estacionalmente altas de 250–300 K (-23–27 °C). Esta ubicación puede favorecer el flujo de fluidos salobres que emergen de filtraciones en ciertos momentos del año marciano. [43] A diferencia de las RSL, las vetas oscuras en laderas parecen ocurrir esporádicamente a lo largo del año marciano, y su activación parece no estar relacionada con la estación o grandes eventos regionales. [48]
Las huellas de agua son características de pendiente poco estudiadas, comunes en terrenos dominados por permafrost en las regiones árticas y antárticas de la Tierra. Son zonas de mayor humedad del suelo que dirigen el agua cuesta abajo sobre la parte superior del suelo permanentemente congelado justo debajo de la superficie ( capa de hielo ). Aunque las huellas de agua no se han identificado específicamente en Marte, varios investigadores han notado su similitud morfológica y espectroscópica con las vetas de pendiente marcianas. [49] Al igual que las vetas de pendiente oscuras, las huellas de agua son características estrechas y sublineales alargadas en la dirección de la pendiente descendente. Por lo general, muestran una ligera oscuridad en relación con su entorno y muestran poco o ningún relieve detectable. Durante las condiciones de flujo máximo, aparecen como parches de suelo húmedos y oscurecidos que generalmente tienen menos de 60 m de ancho y varios cientos de metros de largo. [12] La decoloración oscura de la superficie desaparece en las huellas de agua congeladas durante el invierno, lo que las vuelve casi indetectables. [49]
En las imágenes que aparecen a continuación aparecen rayas oscuras y características relacionadas. Para ver las características descritas en el pie de foto y el texto, puede ser necesario ampliar la imagen haciendo clic en ella.
![F. Tanto las rayas oscuras como las brillantes se encuentran juntas en la pared de este cráter de impacto en Arabia Terra, como se ve con el microscopio óptico. El análisis fotométrico muestra que el brillo de las rayas es inherente y no se debe a las condiciones de iluminación o a la geometría de observación.[1]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/47/Bright_Slope_Streaks_PIA03587.jpg/1280px-Bright_Slope_Streaks_PIA03587.jpg)
![I. Flujos oscuros estacionales, "Recurring Slope Linae" (RSL), en las laderas marcianas (2 de noviembre de 2007).[44]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ee/PIA17934-MartianSlope-SeasonalDarkFlows-20140210.jpg/1280px-PIA17934-MartianSlope-SeasonalDarkFlows-20140210.jpg)
