Las rayas oscuras de las pendientes son características estrechas, parecidas 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] Aunque se reconocieron por primera vez en imágenes de Viking Orbiter de finales de la década de 1970, [4] [5] las rayas de pendiente oscura no se estudiaron en detalle hasta imágenes de mayor resolución de las naves espaciales Mars Global Surveyor (MGS) y Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). estuvo disponible a finales de los años 1990 y 2000. [dieciséis ]
El proceso físico que produce las vetas oscuras de las pendientes aún es incierto. Lo más probable es que sean causados por el movimiento masivo de material suelto de grano fino en pendientes muy pronunciadas (es decir, avalanchas de polvo). [1] [7] [8] La avalancha perturba y elimina una capa superficial brillante de polvo para exponer un sustrato más oscuro. [9] Todavía se debate el papel que desempeñan el agua y otros volátiles , si los hay, en la formación de rayas. [10] Las rayas de pendiente son particularmente intrigantes porque son uno de los pocos fenómenos geológicos que se pueden observar en Marte en la actualidad. [11] [12] [13] [14] [15]
Las rayas oscuras de la pendiente son características del albedo . Aparecen a la vista como una diferencia de brillo entre la raya y la pendiente del fondo de tono más claro. Por lo general, no es visible ningún relieve topográfico que distinga la raya de su entorno, excepto en las imágenes de muy alta resolución (<1 m/píxel). [6] En muchos casos, la textura superficial original 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 (en la foto de la izquierda). El efecto general es equivalente en apariencia a una sombra parcial proyectada sobre la superficie inclinada. [1] Estas observaciones indican que cualquier proceso que forme las rayas, afecta sólo a la capa más delgada de la superficie. Las rayas inclinadas son sólo alrededor de un 10% más oscuras que su entorno, pero a menudo aparecen negras en las imágenes porque el contraste se ha mejorado ( estirado ). [dieciséis]
Las características del albedo cubren la superficie marciana en una amplia variedad de escalas. Constituyen las clásicas marcas claras y oscuras que se ven en Marte a través de telescopios. (Ver Características clásicas del albedo en Marte ). Las marcas son causadas por diferentes proporciones de polvo que cubre la superficie. El polvo marciano es de color ocre rojizo brillante, mientras que el lecho de roca y el suelo ( regolito ) es de color gris oscuro (el color del basalto inalterado ). Así, las zonas polvorientas de Marte aparecen brillantes (albedo alto) y las superficies con un alto porcentaje de rocas y fragmentos de roca son generalmente oscuras (albedo bajo). [17] La mayoría de las características del albedo en Marte son causadas por los vientos, que limpian algunas áreas de polvo, dejando un retraso más oscuro. En otras áreas, el polvo se deposita para producir una superficie brillante. La eliminación y deposición selectiva de polvo es más notoria alrededor de los cráteres de impacto y otros obstáculos donde se forman una variedad de rayas (colas de viento) y manchas. [18]
Las rayas oscuras de las pendientes son características relativamente pequeñas. (Ver A en la Galería de fotos.) Se diferencian de las características de albedo más grandes en que son producidas por la gravedad en lugar del viento, aunque el viento puede contribuir a su formación inicial. [1] [16] [19] (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 cae en avalancha sobre una superficie de polvo). [20] Aparentemente, otras propiedades ópticas, mecánicas o químicas están involucradas en la producción del tono más oscuro.
Las vetas de pendiente oscuras suelen compartir la misma pendiente con otras vetas de pendiente de diferentes tonos. Se supone que las rayas más oscuras son las más jóvenes; tienen márgenes más definidos que las rayas que no son tan oscuras. [21] Esta relación sugiere que las rayas se aclaran y se vuelven más difusas con la edad, [5] probablemente porque se cubren con polvo fresco que cae de la atmósfera. [6] [12] Las rayas de pendiente oscuras y descoloridas no deben confundirse con las rayas de pendiente brillantes (que se analizan a continuación). Las tormentas de polvo son comunes en Marte. En ocasiones, todo el planeta queda envuelto en una tormenta de polvo, como se muestra en las imágenes siguientes.
En resoluciones moderadas (20–50 m/píxel), las rayas oscuras de la pendiente aparecen como filamentos delgados y paralelos alineados pendiente abajo a lo largo de los bordes de los cráteres y escarpes. Suelen ser rectos, pero también pueden tener forma curva o sigmoidea. (Ver C en la Galería de fotos). Más cerca, las rayas oscuras de las pendientes suelen tener formas alargadas en forma de abanico (en la foto de la derecha). Tienen entre 20 y 200 metros de ancho y generalmente miden entre varios cientos de metros y más de 1.000 metros de largo. Las franjas oscuras en pendientes que superan los 2 kilómetros de longitud son poco comunes; la mayoría termina en una pendiente y no se extiende más hacia un terreno nivelado. [1] [2] [16]
Una racha comúnmente comienza en un solo punto ( ápice ) en lo alto de la pendiente. El ápice a menudo se asocia con una pequeña cresta aislada, protuberancia u otra área de empinamiento local. [1] En imágenes de alta resolución, a veces se ve un pequeño cráter de impacto en el vértice. [6] Las vetas de pendiente se ensanchan cuesta abajo desde el ápice de forma triangular, y generalmente alcanzan su ancho máximo antes del punto medio de su longitud. [1] Una sola línea de pendiente puede dividirse en dos líneas separadas alrededor de un obstáculo o formar un patrón de anastamosación (trenzado). (Ver D y E en la galería de fotos.) Las vetas de pendiente comúnmente desarrollan múltiples dedos (digitación) en sus extremos descendentes. [6]
Las imágenes del Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución ( HiRISE ) en MRO han demostrado que muchas vetas de pendiente tienen relieve , contrariamente a descripciones anteriores en las que no se podía ver ninguna distinción topográfica entre la superficie veteada y la adyacente, sin vetas. La superficie rayada suele estar aproximadamente 1 m más baja que la superficie no rayada. Este relieve sólo es visible en imágenes de máxima resolución en condiciones óptimas de visualización. [2] [6] [23]
Las rayas de pendiente oscura son más comunes en las regiones ecuatoriales de Marte, particularmente en Tharsis , Arabia Terra y Amazonis Planitia [24] (en la foto de la izquierda). Ocurren entre las latitudes 39°N y 28°S. En sus límites norte, aparecen preferentemente en laderas más cálidas orientadas al sur. Curiosamente, las rayas de pendiente 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 pendientes. [2] [16]
Las vetas oscuras de la pendiente no parecen correlacionarse con la elevación o áreas de geología de lecho rocoso específica. Ocurren en una amplia gama de texturas de pendientes, incluidas superficies lisas, sin rasgos distintivos y presumiblemente jóvenes, así como en pendientes más antiguas y con muchos cráteres. [1] Sin embargo, siempre están asociados con áreas de alta rugosidad superficial, alto albedo y baja inercia térmica , propiedades que indican pendientes pronunciadas cubiertas de mucho polvo. [3] [5] [21] [25]
Se ha sugerido que podrían formarse rayas cuando las acumulaciones de hielo seco comienzan a sublimarse justo después del amanecer. Las heladas nocturnas de CO 2 están muy extendidas en las latitudes bajas. [26]
Los investigadores han propuesto varios mecanismos para la formación de rayas oscuras en pendientes. La opinión más extendida es que las vetas son el resultado de avalanchas de polvo producidas por flujos granulares secos [27] en pendientes muy pronunciadas. 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 frías y casi sin viento, produciendo nieve seca y polvorienta con poca cohesión entre los cristales de nieve individuales. [1] El proceso produce una depresión muy poco profunda en la superficie de la nieve, que desde la distancia parece un tono ligeramente más oscuro que el resto de la pendiente.
Otros modelos involucran agua, ya sea en forma de descargas de manantiales , [28] flujos de escombros húmedos , [5] o percolación estacional de salmueras ricas en cloruro . [11] Utilizando datos del espectrómetro de neutrones Mars Odyssey , los investigadores descubrieron que las vetas de pendiente en la cuenca Schiaparelli ocurren en áreas que se prevé que produzcan entre 7,0 y 9,0 por ciento en peso de hidrógeno equivalente en agua (WEH), en contraste con los valores de fondo típicos de menos del 4%. WEH. Esta relación sugiere una conexión entre los altos porcentajes de WEH y la aparición de franjas oscuras de pendiente. [29] 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. [12]
Otro modelo propone que las franjas oscuras de las pendientes son producidas por corrientes de densidad de polvo seco que se abrazan al suelo y lubricados por gas dióxido de carbono (CO 2 ). En este escenario, una pequeña depresión inicial en la superficie libera gas CO 2 adsorbido en los granos del subsuelo. Esta liberación produce un flujo de polvo sostenido por gas que se mueve como una corriente de densidad tenue cuesta abajo. Este mecanismo puede ayudar a explicar las franjas de pendientes que son inusualmente largas. [30] [31]
Algunas observaciones sugieren que los impactos pueden provocar rayas oscuras en las pendientes. Las imágenes adquiridas por CTX en 2007 y 2010 mostraron una nueva racha aparecida en la aureola de Olympus Mons . Una imagen de seguimiento de HiRISE mostró un nuevo cráter en la parte superior de la racha. Los investigadores concluyeron que el impacto desencadenó la nueva racha de pendiente. [32] Otra racha relacionada con un impacto se encontró en el cuadrilátero de Arabia. [33]
Una investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras eran iniciadas por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estuvo dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto. Entonces, el impacto probablemente de alguna manera causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de ráfagas de aire del grupo de meteoritos agitó el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que las sacudidas del suelo por el impacto provocaban las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las franjas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas.
El grupo de cráteres se encuentra cerca del ecuador, a 510 millas) al sur de Olympus Mons, 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 y densamente cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estallido sónico de la ráfaga de aire procedente de los impactos, el polvo comenzó a moverse pendiente abajo. Utilizando fotografías del Mars Global Surveyor y la cámara HiRISE del 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 tomando imágenes de Marte casi continuamente durante un lapso de 14 años, las imágenes más nuevas con presuntos cráteres recientes se pueden comparar con imágenes más antiguas para determinar cuándo se formaron los cráteres. Dado que los cráteres fueron detectados en una imagen 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 grupo tiene unos 22 metros (72 pies) de diámetro y se acerca al área de una cancha de baloncesto. A medida que el meteorito viajó a través de la atmósfera marciana, probablemente se rompió; de ahí que se formara un grupo reducido de cráteres de impacto. Desde hace algún tiempo se ven rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Es posible que esta investigación finalmente haya resuelto este misterio. [34] [35] [36]
Incluso se ha observado que los remolinos de polvo inician la formación de franjas oscuras en las pendientes. [37]
Un equipo de investigadores encontró un aumento en las rayas oscuras de las pendientes después de S1222, un martemoto que fue detectado por el módulo de aterrizaje Insight. [38]
Las rayas de pendiente son una de las pocas características geomórficas que se forman en la superficie del Marte actual. Las nuevas rayas se identificaron por primera vez comparando imágenes de los Viking Orbiters de la década de 1970 con imágenes de las mismas ubicaciones tomadas por la cámara MGS Mars Orbiter (MOC) a finales de la década de 1990. La presencia de nuevas vetas mostró que se están formando activamente vetas de pendiente en Marte, al menos en escalas de tiempo de un año a una década. [20] [39] Un tratamiento estadístico posterior utilizando imágenes MOC superpuestas espaciadas desde días hasta varios años mostró que se pueden formar rayas de pendiente en Marte a un ritmo de aproximadamente 70 por día. Si es exacta, esta tasa sugiere que las rayas de pendiente son las características geológicas más dinámicas observadas en la superficie de Marte. [12]
Las rayas oscuras de las pendientes se desvanecen y desaparecen a un ritmo mucho más lento de lo que aparecen las nuevas. La mayoría de las rayas identificadas en las imágenes vikingas siguen siendo visibles después de décadas, aunque algunas han desaparecido. Los investigadores infieren que las rayas aparecen a un ritmo 10 veces más rápido que el de su desaparición, y que el número de rayas en 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 duran siglos, pero se borran en masa después de tormentas de polvo extremadamente raras pero feroces (tormentas de una magnitud no observada en Marte desde Viking). Una vez que la tormenta amaina, se deposita una gruesa capa de polvo fresco para comenzar un nuevo ciclo de formación de rayas. [12] [19] Un estudio reciente publicado en Icarus encontró que duran alrededor de 40 años. Los investigadores observaron una región en Lycus Sulci con imágenes de Viking y con imágenes CTX del Mars Reconnaissance Orbiter. Todos los que se observaron por primera vez con Viking desaparecieron, pero fueron reemplazados por otros nuevos. [40]
Las rayas oscuras de las pendientes se producen en asociación o se parecen superficialmente a otras características de pequeña escala relacionadas con las pendientes en Marte. Estos incluyen rayas brillantes en pendientes, cicatrices de avalanchas y líneas de pendientes recurrentes. Las huellas de agua son características que ocurren en las regiones polares de la Tierra. Se parecen a rayas oscuras de pendiente y líneas de pendiente recurrentes, pero aún no han sido descritas en Marte. Muchas de las características de las pendientes en Marte pueden originarse a través de un continuo de procesos con pérdida de masa seca y actividad fluvial menor (relacionada con el agua) ocupando puntos finales opuestos. [9] Los barrancos son otra característica común en las laderas del hemisferio sur de Marte en latitudes medias. Han recibido mucha atención en la literatura, pero no se analizan aquí.
Las rayas de pendiente brillantes son rayas que tienen un tono más claro (alrededor del 2%) que su entorno. [1] (Ver F en la Galería de fotos.) Son mucho más raras que las rayas de pendiente oscura, pero ambos tipos de rayas tienen morfologías similares y ocurren en las mismas regiones de Marte. La evidencia sugiere que las vetas brillantes de las pendientes son más antiguas que las oscuras. Nunca se han observado nuevas rayas de pendiente brillantes, y en algunas imágenes se pueden ver rayas de pendiente oscuras superpuestas a rayas de pendiente brillantes, lo que indica que las primeras son más jóvenes que las segundas. Es probable que se formen vetas de pendiente brillantes a partir de vetas de pendiente oscuras antiguas que han pasado por una etapa parcialmente descolorida. Esta suposición está respaldada por evidencia geográfica que indica que las vetas de pendientes brillantes son ligeramente más comunes en regiones donde la tasa de formación de nuevas vetas de pendientes oscuras es baja. En otras palabras, las áreas con relativamente muchas rayas brillantes tienden a ser menos activas y contienen una mayor población de viejas rayas oscuras. [19]
Las áreas con abundantes vetas de pendiente también contienen una clase aparentemente distinta de cicatrices de avalanchas. Las cicatrices se asemejan a rayas en pendiente en morfología y tamaño. (Ver G en la galería de fotos) Por lo general, 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 pendiente. Los bordes irradian pendiente abajo de forma triangular. En aproximadamente la mitad de los ejemplos documentados, se ve un montículo de escombros bajo en el extremo de la pendiente. Originalmente llamadas "cicatrices de avalancha de metros de espesor", se pensaba que estas características eran distintas de las rayas de las pendientes. Sin embargo, las imágenes de mayor resolución del instrumento HiRISE en MRO sugieren que las cicatrices de avalanchas y las rayas de pendientes de metros de espesor están relacionadas y son parte de un continuo de características activas de pérdida de masa formadas por avalanchas de polvo. [6] [41]
En el verano de 2011, apareció un artículo en Science [42] que describe una nueva clase de características de pendiente con características que sugieren formación por liberaciones estacionales de agua líquida. (Ver H e I en la galería de fotos). Llamadas "líneas de pendiente recurrente" (RSL) , [43] las características recibieron una cantidad considerable de atención de los medios. [44] [45] Los RSL son marcas oscuras estrechas (0,5 a 5 metros) que ocurren preferentemente en pendientes empinadas orientadas al ecuador en el hemisferio sur, entre las latitudes 48°S y 32°S. Las imágenes repetidas de HiRISE muestran que las marcas aparecen y crecen gradualmente durante las estaciones cálidas y se desvanecen en las estaciones frías. [42] Los RSL tienen sólo un parecido superficial con las rayas oscuras de las pendientes. Tienen un ancho mucho más pequeño y tienen un patrón de ocurrencia geográfica y propiedades de pendiente diferentes a las rayas de pendiente oscuras. [46] Los RSL parecen ocurrir en laderas de lecho rocoso con temperaturas superficiales estacionalmente altas de 250 a 300 K (-23 a 27 ° C). Esta ubicación puede favorecer el flujo de fluidos salobres que emergen de las filtraciones en determinadas épocas del año marciano. [42] A diferencia de los RSL, las rayas de pendiente oscura parecen ocurrir esporádicamente a lo largo del año marciano, y su activación parece no estar relacionada con la temporada o grandes eventos regionales. [47]
Las huellas de agua son características de pendientes 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 pendiente abajo sobre la parte superior del suelo permanentemente congelado justo debajo de la superficie ( mesa de hielo ). Aunque no se han identificado específicamente huellas de agua en Marte, varios investigadores han notado su similitud morfológica y espectroscópica con las rayas de las pendientes marcianas. [48] Al igual que las rayas oscuras de las pendientes, 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 oscuros que generalmente tienen menos de 60 m de ancho y varios cientos de metros de largo. [11] La decoloración oscura de la superficie desaparece en las huellas de agua congelada durante el invierno, volviéndolas casi indetectables. [48]
En las imágenes siguientes aparecen rayas oscuras y características relacionadas. Para ver las características descritas en el título y el texto, puede que sea necesario ampliar la imagen haciendo clic en ella.
![F. Tanto las franjas de pendiente oscuras como las brillantes ocurren juntas en la pared de este cráter de impacto en Arabia Terra visto por MOC. El análisis fotométrico muestra que el brillo de las rayas es inherente y no se debe a las condiciones de iluminación ni a la geometría de visualización.[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).[43]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ee/PIA17934-MartianSlope-SeasonalDarkFlows-20140210.jpg/1280px-PIA17934-MartianSlope-SeasonalDarkFlows-20140210.jpg)
