Los cráteres Rampart son un tipo específico de cráter de impacto que van acompañados de características distintivas de eyecciones fluidizadas que se encuentran principalmente en Marte . Sólo se conoce un ejemplo en la Tierra: la estructura de impacto Nördlinger Ries en Alemania. [1] Un cráter muralla muestra una eyección con una cresta baja a lo largo de su borde. Por lo general, los cráteres de muralla muestran un margen exterior lobulado, como si el material se moviera a lo largo de la superficie, en lugar de volar hacia arriba y hacia abajo en una trayectoria balística. Los flujos a veces se desvían alrededor de pequeños obstáculos, en lugar de caer sobre ellos. Las eyecciones parecen moverse como un flujo de lodo. Algunas de las formas de los cráteres de las murallas se pueden duplicar disparando proyectiles al barro. Aunque se pueden encontrar cráteres tipo muralla en todo Marte, los más pequeños sólo se encuentran en las latitudes altas donde se predice que el hielo estará cerca de la superficie. Parece que el impacto tiene que ser lo suficientemente potente como para penetrar hasta el nivel del hielo subterráneo. Dado que se cree que el hielo está cerca de la superficie en latitudes alejadas del ecuador, no hace falta un gran impacto para alcanzar el nivel del hielo. [2] Basado en imágenes del programa Viking en la década de 1970, se acepta generalmente que los cráteres de muralla son evidencia de hielo o agua líquida debajo de la superficie de Marte. El impacto derrite o hierve el agua del subsuelo, produciendo un patrón distintivo de material que rodea el cráter.
Ryan Schwegman describió los cráteres de eyección de doble capa (DLE) como si mostraran dos capas distintas de eyección que parecen haber sido colocadas como un flujo móvil que abraza el suelo. Sus mediciones sugieren que la movilidad de los eyectados (la distancia que recorren los eyectados desde el borde del cráter) normalmente aumenta con el aumento de la latitud y puede reflejar la concentración de hielo. Cuanto mayor es la latitud, mayor es el contenido de hielo. La lobación (forma curva del perímetro de la eyección) suele disminuir al aumentar la latitud. Además, los DLE en suelo sedimentario parecen mostrar una mayor movilidad de eyecciones que aquellos en superficies volcánicas. [3]
En un artículo de 2014 de David Weiss y James Head se puede encontrar una discusión detallada de varios tipos de cráteres marcianos, incluidos los cráteres de eyección de doble capa (cráteres de muralla). [4]
Los cráteres de eyección de una sola capa son un tipo de cráter de muralla. Tienen un lóbulo eyectado que se extiende de 1 a 1,5 radios de cráter desde el borde del cráter. Tienen un diámetro medio de 10 km. Aunque están presentes en todas las latitudes, son más comunes cerca del ecuador. Su tamaño medio aumenta cuanto más se alejan del ecuador. Se ha sugerido que este tipo de cráteres se producen por impacto contra suelo helado. En concreto, se trata de un impacto que no atraviesa íntegramente la capa de hielo. El aumento de tamaño fuera del ecuador se explica por un posible mayor espesor de la capa de hielo lejos del ecuador. [5]
Otro tipo de cráter de muralla se llama cráter de eyección de doble capa (DLE). Muestra dos lóbulos de material eyectado. Relacionados con estos están los cráteres (MLE) que tienen más de 2 o más capas de material eyectado. Son más grandes que los cráteres de eyección de una sola capa y tienen un diámetro promedio de 22 km. Sus eyecciones se encuentran a unos 2,2 radios del borde del cráter. Están más concentrados cerca del ecuador (principalmente entre los 40 grados del ecuador).
La evidencia lleva a los investigadores a creer que son el resultado de un impacto que atraviesa una capa de hielo hasta llegar a una capa rocosa. Puede que haya más cerca del ecuador porque la capa de hielo no es tan gruesa allí; por lo tanto, más impactos penetrarán a través de la capa de hielo y hasta la capa rocosa. Son más grandes en todas las latitudes que los cráteres de eyección de una sola capa. La capa de hielo ha recibido diferentes nombres: criósfera, permafrost y criósfera cementada con hielo.
Los investigadores han analizado la distribución de ambos cráteres para determinar el espesor de una capa de hielo que puede rodear toda la superficie de Marte. Se ha descubierto que la profundidad de un cráter es aproximadamente una décima parte de su diámetro. Entonces, midiendo el diámetro, se puede encontrar fácilmente la profundidad. Mapearon la posición y el tamaño de todos estos cráteres y luego determinaron el tamaño máximo de los cráteres de una sola capa y el tamaño más pequeño de los cráteres de múltiples capas para cada latitud. Recuerde que el cráter de eyección de una sola capa no penetra la capa de hielo, pero el de múltiples capas sí. Un promedio de estos debería dar el espesor de la capa de hielo. A partir de dicho análisis, determinaron que la capa de hielo o criosfera varía desde aproximadamente 1,3 km (ecuador) hasta 3,3 km (polos). Esto representa una gran cantidad de agua congelada. Sería igual a 200 metros de agua repartidos por todo el planeta, si se supone un 20% de espacio poroso. [6]
El módulo de aterrizaje Phoenix confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en las regiones del norte de Marte. Este hallazgo fue predicho por la teoría y medido desde la órbita por los instrumentos Mars Odyssey, por lo que la idea de que el tamaño del cráter de la rampa muestra la profundidad del hielo fue confirmada por otras sondas espaciales. La siguiente imagen del módulo de aterrizaje Phoenix muestra el hielo expuesto por los motores de descenso.
Normalmente son pequeños cráteres que se encuentran en el extremo norte o sur del planeta.
En la misión Mariner y Viking se encontró un tipo de cráter al que se le denominó “cráter panqueque”. Es similar a un cráter de muralla, pero no tiene muralla. La eyección es plana en toda su superficie, como una tortita. En resoluciones más altas, parece un cráter de doble capa que se ha degradado. Estos cráteres se encuentran en las mismas latitudes que los cráteres de doble capa (40 a 65 grados). [7] Se ha sugerido que son solo la capa interna de un cráter de doble capa en el que la capa externa y delgada se ha erosionado. [8] Los cráteres clasificados como panqueques en las imágenes de Viking resultaron ser cráteres de doble capa cuando fueron vistos a resoluciones más altas por naves espaciales posteriores. [9] [10]
