Delantal para escombros lobulados

Características geológicas de Marte

Las plataformas de escombros lobuladas (LDAs, por sus siglas en inglés) son características geológicas en Marte , vistas por primera vez por las sondas Viking , que consisten en montones de escombros de roca debajo de los acantilados. ^{[1] [2]} Estas características tienen una topografía convexa y una pendiente suave desde los acantilados o escarpes , lo que sugiere un flujo que se aleja del acantilado de origen empinado. Además, las plataformas de escombros lobuladas pueden mostrar lineaciones superficiales como lo hacen los glaciares de roca en la Tierra. ^[3]

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  Vista amplia de la mesa con CTX que muestra la cara del acantilado y la ubicación de la plataforma de escombros lobulados (LDA). La ubicación es el cuadrángulo Ismenius Lacus .
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  Ampliación de imagen CTX anterior de la meseta. Esta imagen muestra la pared del acantilado y los detalles en el LDA. Imagen tomada con HiRISE bajo el programa HiWish . La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius .
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  Plataformas de escombros lobuladas (LDA) alrededor de una meseta, como las observa CTX. La meseta y las LDA están etiquetadas, por lo que se puede ver su relación. Los estudios de radar han determinado que las LDA contienen hielo; por lo tanto, pueden ser importantes para los futuros colonizadores de Marte. La ubicación es el cuadrángulo Ismenius Lacus .
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  Primer plano de la plataforma de escombros lobulada (LDA), como se ve en HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Plataforma de escombros lobulada en Phlegra Montes , vista por HiRISE. La plataforma de escombros probablemente esté compuesta principalmente de hielo con una fina capa de escombros de roca, por lo que podría ser una fuente útil de agua. La barra de escala tiene una longitud de 500 metros (1600 pies).
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  Primer plano de la superficie de una plataforma de escombros lobulada en el cuadrángulo Hellas . Nótese las líneas que son comunes en los glaciares de roca de la Tierra.
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  Vista de una plataforma de escombros lobulada a lo largo de una pendiente en el cuadrángulo de Arcadia .
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  Lugar donde comienza un manto de escombros lobulado. Nótese las rayas que indican movimiento. Imagen ubicada en el cuadrángulo del lago Ismenius .

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  Vista amplia de la meseta con la plataforma de escombros lobulada que la rodea, como se ve en CTX. Parte de esta imagen se amplía en la siguiente imagen de HiRISE. La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius.
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  Parte de una plataforma de escombros lobulada, como se ve en HiRISE bajo el programa HiWish Esta plataforma de escombros lobulada rodea una meseta. La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius.
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  Plataforma de escombros lobulada alrededor de la mesa, como se ve desde HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de la plataforma de escombros lobulados alrededor de la mesa, como se ve mediante HiRISE en el marco del programa HiWish. El terreno cerebral es visible.

El radar superficial del Mars Reconnaissance Orbiter proporcionó una fuerte reflexión desde la parte superior y la base de las LDA, lo que significa que el hielo de agua pura constituía la mayor parte de la formación (entre las dos reflexiones). ^[4] Esto es evidencia de que las LDA en Hellas Planitia son glaciares cubiertos con una fina capa de rocas. ^{[5] [6] [7] [8] [9]} Además, los estudios de radar en Deuteronilus Mensae muestran que todas las plataformas de escombros lobulados examinadas en esa región contienen hielo. ^[10]

Los experimentos del módulo Phoenix y los estudios del Mars Odyssey desde la órbita muestran que existe agua congelada justo debajo de la superficie de Marte en los extremos norte y sur (altas latitudes). La mayor parte del hielo se depositó en forma de nieve cuando el clima era diferente. ^[11] El descubrimiento de hielo de agua en los LDA demuestra que el agua se encuentra en latitudes incluso más bajas. Los futuros colonos en Marte podrán aprovechar estos depósitos de hielo, en lugar de tener que viajar a latitudes mucho más altas. Otra gran ventaja de los LDA sobre otras fuentes de agua marciana es que se pueden detectar y cartografiar fácilmente desde la órbita. A continuación se muestran las plataformas de escombros lobulados de los Phlegra Montes, que se encuentran a una latitud de 38,2 grados norte. El módulo Phoenix se posó a unos 68 grados de latitud norte, por lo que el descubrimiento de hielo de agua en los LDA amplía enormemente la variedad de agua fácilmente disponible en Marte. ^[12] Es mucho más fácil aterrizar una nave espacial cerca del ecuador de Marte, por lo que cuanto más cerca del ecuador haya agua disponible, mejor será para los colonos. ^{[ cita requerida ]}

Depósitos de suelo revestido

Los fondos de algunos canales presentan crestas y surcos que parecen fluir alrededor de obstáculos; estas características se denominan depósitos de fondo lineales o relleno de valle lineal (LVF). Al igual que las plataformas de escombros lobuladas, se cree que son ricas en hielo. Algunos glaciares de la Tierra presentan este tipo de características.

Se ha sugerido que los depósitos de suelo lineados comenzaron como LDA. ^{[13] [14]} Al rastrear las trayectorias de las crestas curvas características de las LDA, los investigadores han llegado a creer que se enderezan para formar las crestas de LVF. ^{[15] [16] [17] [18]} Tanto los depósitos de suelo lineados como los delantales de escombros lobulados a menudo muestran una formación de superficie extraña llamada terreno cerebral porque se parece a la superficie del cerebro humano. ^[19]

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  Vista amplia de CTX que muestra mesetas y cerros con plataformas de escombros lobulados y relleno de valle lineal a su alrededor. La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius .
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  Primer plano del relleno de valle lineal (LVF), tal como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de la imagen CTX anterior.
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  Vista amplia de CTX de la meseta que muestra un relleno de valle lineal y una plataforma de escombros lobulada (LDA). Se cree que ambos son glaciares cubiertos de escombros. La ubicación es el cuadrángulo del lago Ismenius .
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  Primer plano de la plataforma de escombros lobulados de la imagen CTX anterior de una meseta. La imagen muestra un terreno cerebral de células abiertas y un terreno cerebral de células cerradas , que es más común. Se cree que el terreno cerebral de células abiertas contiene un núcleo de hielo. La imagen es de HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Terreno de cerebro de células cerradas, tal como se observa en HiRISE en el marco del programa HiWish. Este tipo de superficie es común en plataformas de escombros lobulados, relleno de cráteres concéntricos y relleno de valles lineales.
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  Terreno cerebral de células abiertas y cerradas, visto mediante HiRISE, bajo el programa HiWish.

Reull Vallis , en la imagen de abajo, muestra estos depósitos. ^[20] A veces, los depósitos de piso lineales muestran un patrón de chevrones, lo que es otra evidencia de movimiento. La imagen de abajo tomada con HiRISE de Reull Vallis muestra estos patrones.

Observaciones recientes

Análisis recientes de las cadenas montañosas Nereidum Montes (~35°- 45°S, ~300° - 330°E) y Phlegra Montes (NNE - SSW, entre latitudes 30° - 52°N) de Marte han revelado terrenos ricos en características de flujo viscoso (VFF), un grupo criogeomorfológico del cual las plataformas de escombros lobulados son una subclase. En un estudio de 2014, se han registrado 11.000 VFF entre 40° y 60° en latitudes norte y sur, y un estudio de 2020 identificó aproximadamente 3.348 VFF en la cordillera Nereidum Montes . ^{[21] [22]} Estas LDA eran características de VFF más extensas y antiguas (cientos de Ma) en la cordillera, y la gran mayoría estaban ubicadas en cráteres de impacto y macizos circundantes . ^[21]

El Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) registró proporciones de hielo de agua a lítico de 9:1 para las LDA , y el estudio de Berman de 2020 presenta a Nereidum Montes como posiblemente conteniendo más LDA ricas en hielo de agua que otras ubicaciones en la banda de latitudes medias. ^{[21] [23]} Los estudios han estimado que las LDA podrían alcanzar desde decenas de metros hasta 390 metros (1280 pies) de espesor, con entre 1 y 10 metros (3,3 a 32,8 pies) de regolito superpuesto que impide la sublimación. ^{[23] [24] [25]} La glaciación amazónica tardía puede haber ocurrido en las latitudes medias debido al emplazamiento de hielo de agua desde latitudes más altas. Esta glaciación puede haber ocurrido durante períodos de alta oblicuidad en el pasado de Marte . ^{[21] [25] [26] [27]} Algunas de estas LDA están superpuestas con otra clase de flujos de hielo viscoso que son más pequeños y más jóvenes (decenas de Ma) llamados flujos similares a glaciares (GLF). Se han encontrado alrededor de 320 de estos GLF superpuestos (SGLF), lo que implica períodos de glaciación sucesivos. ^[27]

Los conjuntos de datos utilizados en estos estudios incluyeron imágenes de la cámara de contexto MRO (CTX; ~5–6 m/píxel), del experimento científico de imágenes de alta resolución (HiRISE) (~25 cm/píxel), del radar superficial MRO (SHARAD), del Mars Global Surveyor (MGS) de 128 píxeles/grados (~463 m/píxel), del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA) , del modelado digital de elevaciones (DEM) , de mosaicos IR diurnos y nocturnos THEMIS de 100 m/píxel y del software basado en SIG (ESRI ArcGIS Desktop). ^{[21] [24] [25] [26] [27] [28] [29]}

Galería

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  Mapa de la parte oriental de Hellas Planitia (un gran cráter de impacto), que muestra dos grandes valles fluviales que se inclinan hacia la izquierda, hacia el suelo del cráter.
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  Reull Vallis con depósitos de suelo lineal, como se ve en THEMIS . Haga clic en la imagen para ver la relación con otras características.
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  Valles del Níger con características típicas de esta latitud, como se ve con HiRISE . El patrón de chevrones es el resultado del movimiento de material rico en hielo. Haga clic en la imagen para ver el patrón de chevrones y el manto.
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  Material que se desplaza pendiente abajo en Phlegra Montes , tal como lo observa HiRISE . El movimiento probablemente se ve facilitado por agua o hielo.

Véase también

• Clima de Marte
• Deuteronilus Mensae
• Terreno accidentado
• Geología de Marte
• Glaciares en Marte
• Relleno de valle lineal
• Dicotomía marciana
• Nilosyrtis Mensae
• Protonilus Mensae
• Agua en Marte

Referencias

1. Carr, M (2006). La superficie de Marte . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
2. Squyres, S (1978). "Terreno erosionado marciano: flujo de debris erosionado". Icarus . 34 (3): 600–613. Bibcode :1978Icar...34..600S. doi :10.1016/0019-1035(78)90048-9.
3. Kieffer, Hugh H.; Jakosky, Bruce M.; Matthews, Mildred Shapley; Snyder, Conway W. (octubre de 1992). Marte: mapas . ISBN 0-8165-1257-4.
4. Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (28 de enero de 2009). "Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the middle-northern latitudes of Mars: RADAR EVIDENCE FOR MID-LATITUDE MARS ICE" (PDF) . Geophysical Research Letters . 36 (2): n/a. Código Bibliográfico :2009GeoRL..36.2203P. doi :10.1029/2008GL036379. S2CID  17530607. Archivado desde el original (PDF) el 23 de junio de 2010 . Consultado el 18 de noviembre de 2022 .
5. Head, J (2005). "Acumulación, flujo y glaciación de nieve y hielo en latitudes tropicales y medias en Marte". Nature . 434 (7031): 346–350. Bibcode :2005Natur.434..346H. doi :10.1038/nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
6. http://www.marstoday.com/news/viewpr.html?pid=18050 ^{[ enlace muerto permanente ‍ ] [ enlace muerto ‍ ]}
7. "Los glaciares revelan que el clima marciano ha estado activo recientemente". Noticias de Brown . 23 de abril de 2008. Archivado desde el original el 21 de diciembre de 2021.
8. Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (28 de enero de 2009). "Evidencia de radar de hielo en plataformas de escombros lobulados en las latitudes medias del norte de Marte". Geophysical Research Letters . 36 (2). Código Bibliográfico :2009GeoRL..36.2203P. doi : 10.1029/2008GL036379 . S2CID  17530607.
9. Holt, JW; Safaeinili, A.; Plaut, JJ; Young, DA; Head, JW; Phillips, RJ; Campbell, BA; Carter, LM; Gim, Y.; Seu, R.; Sharad Team (1 de marzo de 2008). "Evidencia de hielo en las plataformas de escombros lobulados cerca de la cuenca Hellas, en las latitudes medias-meridionales de Marte". Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (1391): 2441. Código Bibliográfico :2008LPI....39.2441H. Archivado desde el original el 22 de diciembre de 2019.
10. Petersen, E., et al. 2018. TODOS NUESTROS DELANTALES ESTÁN HELADOS: NO HAY EVIDENCIA DE “DELANTAL DE DESECHOS LOBADOS” RICOS EN DEUTERONILUS MENSAE 49.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2354.
11. Madeleine, J. et al. 2007. Exploración de la glaciación en latitudes medias del norte con un modelo de circulación general . En: Séptima Conferencia Internacional sobre Marte. Resumen 3096.
12. "Phoenix - Explora el cosmos | The Planetary Society". Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011. Consultado el 8 de septiembre de 2011 .
13. Souness, Colin; Hubbard, Bryn; Milliken, Ralph E.; Quincey, Duncan (1 de enero de 2012). "Un inventario y análisis a escala poblacional de formas marcianas similares a glaciares". Icarus . 217 (1): 243–255. Código Bibliográfico :2012Icar..217..243S. doi :10.1016/j.icarus.2011.10.020. ISSN  0019-1035. Archivado desde el original el 26 de enero de 2022.
14. Souness, Colin J.; Hubbard, Bryn (1 de julio de 2013). "Una interpretación alternativa del flujo de hielo del Amazonas tardío: Protonilus Mensae, Marte". Ícaro . 225 (1): 495–505. Código Bib : 2013Icar..225..495S. doi :10.1016/j.icarus.2013.03.030. ISSN  0019-1035.
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19. Levy, Joseph S.; Head, James W.; Marchant, David R. (2009). "Relleno de cráteres concéntricos en Utopia Planitia: Historia e interacción entre el "terreno cerebral" glaciar y los procesos periglaciares". Icarus . 202 (2): 462–476. Bibcode :2009Icar..202..462L. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.018.
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22. Levy, Joseph S.; Fassett, Caleb I.; Head, James W.; Schwartz, Claire; Watters, Jaclyn L. (2014). "Contribución del hielo glacial secuestrado al presupuesto hídrico global marciano: restricciones geométricas en el volumen de glaciares remanentes cubiertos de escombros en latitudes medias". Journal of Geophysical Research: Planets . 119 (10): 2188–2196. Bibcode :2014JGRE..119.2188L. doi : 10.1002/2014JE004685 . ISSN  2169-9100.
23. Schmidt, Louise Steffensen; Hvidberg, Christine Schøtt; Kim, Jung Rack; Karlsson, Nanna Bjørnholt (diciembre de 2019). "Modelado de flujo no lineal de una plataforma de desechos lobulados marcianos". Revista de Glaciología . 65 (254): 889–899. Código Bib : 2019JGlac..65..889S. doi : 10.1017/jog.2019.54 . hdl : 20.500.11815/1551 . ISSN  0022-1430.
24. Gallagher, Colman; Butcher, Frances EG; Balme, Matt; Smith, Isaac; Arnold, Neil (1 de febrero de 2021). "Formaciones geográficas indicativas de glaciación regional de base cálida, Phlegra Montes, Marte". Icarus . 355 : 114173. Bibcode :2021Icar..35514173G. doi : 10.1016/j.icarus.2020.114173 . ISSN  0019-1035.
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Enlaces externos

• Hielo marciano - Jim Secosky - 16.ª Convención anual de la Sociedad Internacional de Marte
• Jeffrey Plaut - Hielo subterráneo - 21.ª Convención anual de la Sociedad Internacional de Marte