Científicos del Instituto de Ciencias Planetarias (PSI) de Tucson Arizona, han encontrado más evidencias de que el agua ha tenido un papel importante en la formación de los relieves marcianos.
Sus resultados, que serán publicados en la revista Icarus, aportan evidencias de que los múltiples ciclos húmedos y/o helados han configurado la topografía del los mayores cráteres del planeta. La publicación "Icarus" es la revista del departamento de Ciencias Planetarias de la Sociedad americana de Astronomía.
Daniel Berman, investigador del PSI y principal autor del trabajo, nos comenta: "Estudiar la degradación de de los cráteres en ambientes potencialmente ricos en hielo es vital para comprender la fisiología de los cráteres y sus alrededores al igual que para averiguar si el hielo viene de la atmósfera o del propio suelo."
Berman, junto con el científico David Crown y la investigadora Leslie Bleamaster III, estudiaron los rasgos geológicos de dos zonas de cráteres en latitudes intermedias. Cada zona tenía alrededor de 100 cráteres, la primera forma en Arabia Terra en el hemisferio norte, y la segunda zona en la cuenca en las en el hemisferio sur.
Los investigadores seleccionaron cráteres que eran mayores de 20 km de diámetro y que habían sido completamente fotografiados por las cámaras de varias naves, incluyendo la cámara THEMIS de Mars Odyssey, la cámara del Orbitador Mars Global Surveyor y las cámaras de los Orbitadores Viking.
El equipo investigador busco específicamente huellas de erosión o de depósitos, el número y tamaño de estas huellas, y cómo están orientadas (por ejemplo si están orientadas al Ecuador del planeta o al polo del hemisferio donde se halla):
- Flujos lobulares: los rasgos de flujos lobulares que han marcado las superficies y levantado sierras en sus márgenes laterales se observan en las paredes de algunos cráteres. Éstos lóbulos se parecen a las morrenas (rocas arrastradas por los glaciares en la tierra)
- Canales: los canales estrechos a menudo se abren paso a través de las paredes del cráter y se extienden fuera de ellos, al igual que a través de los lechos de los carteles. Estos canales pueden haberse formado por corrientes de agua.
- Valles en las paredes de los cráteres: estos valles comienza en normalmente en la parte más alta de él anillo del cráter y terminan donde las paredes se unen con el lecho del crácter. Son más anchos que los canales mencionados anteriormente. Estos valles se encuentran a veces llenos de depósitos gruesos, que parecen tener un origen glacial.
- Surcos y hoyos: los surcos están compuestos típicamente de tres partes: una cavidad en forma de hoyo al comienzo del canal, el propio canal, y desechos esparcidos. Se cree que tienen su origen en corrientes de agua.
- Sierras en forma de arco: estas son formaciones elevadas, que encierran depresiones en la base de las paredes de los cráteres, a menudo por debajo de los surcos. Berman interpreta estas formaciones como morenas glaciares, remanentes de depósitos glaciares que se evaporaron.
- Montañas de escombros: se trata de depósitos esparcidos y alineados en los lechos de los cráteres son similares a los depósitos de escombros cubiertos por los glaciares, o en las laderas con escombros ricas en hielo que pueden darse la tierra.
En esta imagen de la cámara THEMIS de Mars Odissey, se muestra un cráter de 16 km diámetro con sus surcos (gulleys) y sierras de arco (arcuate ridges) en su pared interior orientada al polo en el centro de un cráter mayor (60 km) con flujos lobulares hacia su pared norte interior. La imagen tiene una anchura de 17,4 km (click para ampliar)
Berman dice que todos estos accidentes sugieren un paisaje configurado por la acción del agua líquida y/o hielo. Berman halló que los flujos lobulares los surcos y las sierras en forma de arco en las paredes de los cráteres entre latitudes del 30 y 45° están orientadas al polo en sus respectivos hemisferios, mientras que las orientaciones hacia el Ecuador son más comunes que las polares en latitudes entre 45 y 60°. En el área sur del estudio, generalmente los estrechos canales tienen orientaciones polares mientras que los valles más anchos generalmente se orientan hacia el Ecuador.
Los rasgos topográficos orientados hacia el polo o hacia el Ecuador pueden ser resultado de un calentamiento desigual entre las paredes del cráter. El hielo de los muros en las zonas expuestas al sol se funde más rápidamente y causa que el agua fluya y forme los surcos y otros accidentes.
A diferencia de la Tierra, cuyo eje sólo oscila en un rango de 4° durante millones de años, Marte tiene un rango de oscilación de 60° de acuerdo a recientes estudios.
Según Berman, semejante inclinación puede incrementar los depósitos de hielo. Cuando un polo empieza a inclinarse hacia el sol, el hielo se evapora y entonces cae como nieve en el otro polo, cuando experimenta muy pocas horas de luz. Esas inclinaciones pueden haber producido que las capas de hielo se formen en zonas que ahora están libres de hielo.
Existen más evidencias de flujos de hielo en los lechos de los cráteres, señaló Berman. Se han encontrado que los lechos de los pequeños cráteres ladera abajo de las paredes, muestran huellas de erosión/deposición ácida las partes menos alteradas. Éstas laderas tienen inclinaciones de entre 0,5° a 3°. Esto sugiere que material rico en hielo fluyó de la pared de un carácter a otro. Los suelos inclinados son menos evidentes en los cráteres mayores, aunque algunos tienen lechos gradualmente inclinados donde la acumulación de desechos es evidente.
El equipo de estudios de cráteres del PSI ha llegado a las siguientes conclusiones:
- La orientación de las huellas de erosión/deposición (en cuanto a así están orientadas al Ecuador o al polo) sugiere una relación directa con el calentamiento solar a lo largo de las paredes de los cráteres.
- Las diferencias en la forma y tamaño de varios rasgos de erosión/deposición pueden explicarse por diferencias en las pendientes de las paredes de los cráteres, la topografía local y la orientación.
- Los accidentes geológicos encontrados en los cráteres pueden haber sido creados por múltiples ciclos de formación de capas de hielo en respuesta a los cambios de inclinación del eje de rotación marciano.
Fuente original
Sus resultados, que serán publicados en la revista Icarus, aportan evidencias de que los múltiples ciclos húmedos y/o helados han configurado la topografía del los mayores cráteres del planeta. La publicación "Icarus" es la revista del departamento de Ciencias Planetarias de la Sociedad americana de Astronomía.
Daniel Berman, investigador del PSI y principal autor del trabajo, nos comenta: "Estudiar la degradación de de los cráteres en ambientes potencialmente ricos en hielo es vital para comprender la fisiología de los cráteres y sus alrededores al igual que para averiguar si el hielo viene de la atmósfera o del propio suelo."
Berman, junto con el científico David Crown y la investigadora Leslie Bleamaster III, estudiaron los rasgos geológicos de dos zonas de cráteres en latitudes intermedias. Cada zona tenía alrededor de 100 cráteres, la primera forma en Arabia Terra en el hemisferio norte, y la segunda zona en la cuenca en las en el hemisferio sur.
Los investigadores seleccionaron cráteres que eran mayores de 20 km de diámetro y que habían sido completamente fotografiados por las cámaras de varias naves, incluyendo la cámara THEMIS de Mars Odyssey, la cámara del Orbitador Mars Global Surveyor y las cámaras de los Orbitadores Viking.
El equipo investigador busco específicamente huellas de erosión o de depósitos, el número y tamaño de estas huellas, y cómo están orientadas (por ejemplo si están orientadas al Ecuador del planeta o al polo del hemisferio donde se halla):
- Flujos lobulares: los rasgos de flujos lobulares que han marcado las superficies y levantado sierras en sus márgenes laterales se observan en las paredes de algunos cráteres. Éstos lóbulos se parecen a las morrenas (rocas arrastradas por los glaciares en la tierra)
- Canales: los canales estrechos a menudo se abren paso a través de las paredes del cráter y se extienden fuera de ellos, al igual que a través de los lechos de los carteles. Estos canales pueden haberse formado por corrientes de agua.
- Valles en las paredes de los cráteres: estos valles comienza en normalmente en la parte más alta de él anillo del cráter y terminan donde las paredes se unen con el lecho del crácter. Son más anchos que los canales mencionados anteriormente. Estos valles se encuentran a veces llenos de depósitos gruesos, que parecen tener un origen glacial.
- Surcos y hoyos: los surcos están compuestos típicamente de tres partes: una cavidad en forma de hoyo al comienzo del canal, el propio canal, y desechos esparcidos. Se cree que tienen su origen en corrientes de agua.
- Sierras en forma de arco: estas son formaciones elevadas, que encierran depresiones en la base de las paredes de los cráteres, a menudo por debajo de los surcos. Berman interpreta estas formaciones como morenas glaciares, remanentes de depósitos glaciares que se evaporaron.
- Montañas de escombros: se trata de depósitos esparcidos y alineados en los lechos de los cráteres son similares a los depósitos de escombros cubiertos por los glaciares, o en las laderas con escombros ricas en hielo que pueden darse la tierra.
En esta imagen de la cámara THEMIS de Mars Odissey, se muestra un cráter de 16 km diámetro con sus surcos (gulleys) y sierras de arco (arcuate ridges) en su pared interior orientada al polo en el centro de un cráter mayor (60 km) con flujos lobulares hacia su pared norte interior. La imagen tiene una anchura de 17,4 km (click para ampliar)Berman dice que todos estos accidentes sugieren un paisaje configurado por la acción del agua líquida y/o hielo. Berman halló que los flujos lobulares los surcos y las sierras en forma de arco en las paredes de los cráteres entre latitudes del 30 y 45° están orientadas al polo en sus respectivos hemisferios, mientras que las orientaciones hacia el Ecuador son más comunes que las polares en latitudes entre 45 y 60°. En el área sur del estudio, generalmente los estrechos canales tienen orientaciones polares mientras que los valles más anchos generalmente se orientan hacia el Ecuador.
Los rasgos topográficos orientados hacia el polo o hacia el Ecuador pueden ser resultado de un calentamiento desigual entre las paredes del cráter. El hielo de los muros en las zonas expuestas al sol se funde más rápidamente y causa que el agua fluya y forme los surcos y otros accidentes.
A diferencia de la Tierra, cuyo eje sólo oscila en un rango de 4° durante millones de años, Marte tiene un rango de oscilación de 60° de acuerdo a recientes estudios.
Según Berman, semejante inclinación puede incrementar los depósitos de hielo. Cuando un polo empieza a inclinarse hacia el sol, el hielo se evapora y entonces cae como nieve en el otro polo, cuando experimenta muy pocas horas de luz. Esas inclinaciones pueden haber producido que las capas de hielo se formen en zonas que ahora están libres de hielo.
Existen más evidencias de flujos de hielo en los lechos de los cráteres, señaló Berman. Se han encontrado que los lechos de los pequeños cráteres ladera abajo de las paredes, muestran huellas de erosión/deposición ácida las partes menos alteradas. Éstas laderas tienen inclinaciones de entre 0,5° a 3°. Esto sugiere que material rico en hielo fluyó de la pared de un carácter a otro. Los suelos inclinados son menos evidentes en los cráteres mayores, aunque algunos tienen lechos gradualmente inclinados donde la acumulación de desechos es evidente.
El equipo de estudios de cráteres del PSI ha llegado a las siguientes conclusiones:
- La orientación de las huellas de erosión/deposición (en cuanto a así están orientadas al Ecuador o al polo) sugiere una relación directa con el calentamiento solar a lo largo de las paredes de los cráteres.
- Las diferencias en la forma y tamaño de varios rasgos de erosión/deposición pueden explicarse por diferencias en las pendientes de las paredes de los cráteres, la topografía local y la orientación.
- Los accidentes geológicos encontrados en los cráteres pueden haber sido creados por múltiples ciclos de formación de capas de hielo en respuesta a los cambios de inclinación del eje de rotación marciano.
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