Racha de pendiente oscura - Dark slope streak
Las rayas oscuras de las pendientes son características estrechas, similares a avalanchas , comunes en las laderas cubiertas de polvo en las regiones ecuatoriales de Marte . Se forman en terrenos relativamente escarpados , como a lo largo de escarpes y paredes de cráteres . Aunque reconocidas por primera vez en las imágenes de Viking Orbiter de finales de la década de 1970, las rayas oscuras de la pendiente 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 fines de las décadas de 1990 y 2000.
El proceso físico que produce rayas oscuras en laderas aún es incierto. Lo más probable es que sean causados por el movimiento masivo de material suelto de grano fino en pendientes demasiado empinadas (es decir, avalanchas de polvo). La avalancha perturba y elimina una capa de polvo de la superficie brillante para exponer un sustrato más oscuro. El papel que juega el agua y otros volátiles , si lo hay, en la formación de rayas todavía se debate. Las rayas de pendiente son particularmente intrigantes porque son uno de los pocos fenómenos geológicos que se pueden observar en Marte en la actualidad.
Naturaleza de las rayas en Marte
Las rayas oscuras de la pendiente son características del albedo . Aparecen a simple vista como una diferencia de brillo entre la raya y la pendiente de fondo de tonos más claros. Por lo general, no se ve ningún relieve topográfico para distinguir la racha de su entorno, excepto en las imágenes de resolución más alta (<1 m / píxel). En muchos casos, la textura de la superficie original de la pendiente se conserva y es continua a lo largo de la línea, como si no se viera afectada por los eventos relacionados con la formación de la línea oscura (en la foto de la izquierda). El efecto general es equivalente en apariencia a una sombra parcial proyectada sobre la superficie inclinada. Estas observaciones indican que cualquier proceso que forme las rayas, afecta solo a la capa más delgada de la superficie. Las rayas en pendiente son solo un 10% más oscuras que su entorno, pero a menudo aparecen negras en las imágenes porque el contraste se ha mejorado ( estirado ).
Las características del albedo cubren la superficie marciana en una amplia variedad de escalas. Constituyen la marca clásica de luz y oscuridad que se ve en Marte a través de telescopios. (Ver características del albedo clásico 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 ) es de color gris oscuro (el color del basalto inalterado ). Por lo tanto, las áreas polvorientas de Marte aparecen brillantes (alto albedo) y las superficies con un alto porcentaje de rocas y fragmentos de roca son generalmente oscuras (bajo albedo). 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 selectiva y la deposición 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.
Las rayas oscuras de la pendiente son características relativamente pequeñas. (Ver A en la Galería de fotos). Se diferencian de las características del albedo más grandes en que son producidas por la gravedad en lugar del viento, aunque el viento puede contribuir a su formación inicial. (Consulte B en la Galería de fotos). La causa del oscurecimiento es incierta. Se cree que los tamaños de partículas involucrados 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 acumula en una superficie de polvo). Aparentemente, otras propiedades ópticas, mecánicas o químicas están involucradas en la producción del tono más oscuro.
Las rayas oscuras de la pendiente comúnmente comparten la misma pendiente con otras rayas de la pendiente de diferentes tonos. Se presume que las rayas más oscuras son las más jóvenes; tienen márgenes que están más definidos que las rayas que no son tan oscuras. Esta relación sugiere que las rayas se aclaran y se vuelven más difusas con la edad, probablemente porque se cubren con polvo fresco que cae de la atmósfera. Las rayas oscuras descoloridas de la pendiente no deben confundirse con las rayas brillantes de la pendiente (que se describen 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.
Marte sin una tormenta de polvo en junio de 2001 (a la izquierda) y con una tormenta de polvo global en julio de 2001 (a la derecha), como lo ve Mars Global Surveyor
Morfología y ocurrencia
A resoluciones moderadas (20–50 m / píxel), las rayas oscuras de la pendiente aparecen como filamentos delgados y paralelos alineados ladera abajo a lo largo de los bordes de los cráteres y las escarpas. A menudo son rectos, pero también pueden tener forma curva o sigmoidea . (Ver C en la Galería de fotos). Las rayas oscuras de la pendiente más cercanas suelen tener formas alargadas en forma de abanico (en la foto de la derecha). Varían de unos 20 a 200 metros de ancho y generalmente tienen varios cientos de metros hasta más de 1000 metros de largo. Las rayas oscuras de ladera que exceden los 2 kilómetros de longitud son poco comunes; la mayoría terminan en pendiente y no se extienden más hacia terreno nivelado.
Una racha comúnmente comienza en un solo punto ( vértice ) en lo alto de la pendiente. El ápice a menudo se asocia con una pequeña cresta aislada, una protuberancia u otra área de empinamiento local. En imágenes de alta resolución, a veces se ve un pequeño cráter de impacto en el vértice. Las rayas de la pendiente se ensanchan hacia abajo desde el ápice en forma triangular, generalmente alcanzando sus anchos máximos por debajo del punto medio de sus longitudes. Una sola racha de pendiente se puede dividir en dos rayas separadas alrededor de un obstáculo o formar un patrón anastomado (trenzado). (Ver D y E en la Galería de fotos). Las rayas de pendiente comúnmente desarrollan múltiples dedos (digitación) en sus extremos de pendiente descendente.
Las imágenes del Experimento científico de imágenes de alta resolución ( HiRISE ) en MRO han demostrado que muchas rayas de pendiente tienen relieve , al contrario de las descripciones anteriores en las que no se podía ver ninguna distinción topográfica entre la superficie rayada y la adyacente, sin rayas. La superficie rayada suele ser aproximadamente 1 m más baja que la superficie no rayada. Este relieve solo es visible en imágenes de máxima resolución en condiciones óptimas de visualización.
Las rayas oscuras de la pendiente son más comunes en las regiones ecuatoriales de Marte, particularmente en Tharsis , Arabia Terra y Amazonis Planitia (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 la pendiente también están asociadas con áreas que alcanzan temperaturas máximas de 275K (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 franjas de pendientes oscuras.
Las rayas oscuras de la pendiente no parecen correlacionarse con la elevación o áreas de geología específica del lecho rocoso. Ocurren en una amplia gama de texturas de pendientes, incluidas superficies lisas, sin rasgos distintivos y presumiblemente jóvenes, así como pendientes más viejas y con muchos cráteres. Sin embargo, siempre se asocian con áreas de alta rugosidad superficial, alto albedo y baja inercia térmica , propiedades que indican pendientes pronunciadas cubiertas de mucho polvo.
Se ha sugerido que podrían formarse rayas cuando las acumulaciones de hielo seco comiencen a sublimarse justo después del amanecer. Las heladas nocturnas de CO 2 están muy extendidas en latitudes bajas.
Mecanismo de formación
Los investigadores han propuesto una serie de mecanismos para la formación de franjas de pendientes oscuras. La opinión más extendida es que las rayas son el resultado de avalanchas de polvo producidas por el flujo granular seco en pendientes demasiado empinadas. Las avalanchas de polvo se asemejan a las avalanchas de nieve suelta en la Tierra. Las avalanchas de nieve suelta ocurren cuando la nieve se acumula en condiciones frías, casi sin viento, produciendo una nieve seca y en polvo con poca cohesión entre los cristales de nieve individuales. 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 , flujos de escombros húmedos o percolación estacional de salmueras ricas en cloruro . Utilizando datos del espectrómetro de neutrones Mars Odyssey , los investigadores encontraron que las rayas de pendiente en la cuenca de Schiaparelli ocurren en áreas que se predice que producirán 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% de WEH. Esta relación sugiere una conexión entre los altos porcentajes de WEH y la aparición de rayas oscuras en laderas. Sin embargo, cualquier proceso que requiera grandes cantidades de agua (por ejemplo, descargas de manantiales) parece poco probable debido a la inestabilidad termodinámica general del agua líquida en Marte.
Otro modelo propone que las rayas oscuras de la pendiente son producidas por corrientes de densidad de polvo seco lubricadas con dióxido de carbono (CO 2 ) que se adhieren al suelo . 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 soportado por gas que se mueve como una tenue corriente de densidad cuesta abajo. Este mecanismo puede ayudar a explicar las rayas de pendiente que son inusualmente largas.
Algunas observaciones sugieren que los impactos pueden provocar rayas oscuras en la pendiente. 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 que un nuevo cráter en la parte superior de la racha. Los investigadores concluyeron que el impacto provocó la nueva racha de pendientes. Otra racha relacionada con un impacto se encontró en el cuadrilátero Arabia.
Nueva racha que fue causada por un impacto reciente que creó un pequeño cráter, como lo ve HiRISE. La ubicación es el cuadrilátero de Arabia .
La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por los chorros de aire de los meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos fue 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 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente 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 sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas.
El cúmulo de cráteres se encuentra cerca del ecuador 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 densamente cubiertas de polvo, por lo que cuando llegó el estampido sónico del chorro de aire de los impactos, el polvo empezó a descender por la pendiente. Usando fotos 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 obteniendo imágenes de Marte de manera casi continua 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 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 (72 pies) de diámetro y está cerca del área de una cancha de baloncesto. A medida que el meteorito viajaba a través de la atmósfera marciana, probablemente se rompió; de ahí resultó un grupo apretado de cráteres de impacto. Desde hace algún tiempo se ven rayas oscuras en la pendiente y se han propuesto muchas ideas para explicarlas. Esta investigación puede haber resuelto finalmente este misterio.
La imagen indica un cúmulo de cráteres y líneas curvas formadas por el chorro de aire de los meteoritos. Los meteoritos provocaron ráfagas de aire que provocaron avalanchas de polvo en pendientes empinadas. La imagen es de HiRISE.
Cierre de la imagen anterior a lo largo del límite claro / oscuro. La línea oscura en el medio de la imagen muestra el borde entre el área clara y oscura de las líneas curvas. Las flechas verdes muestran áreas altas de crestas. El polvo suelto se movió por pendientes empinadas cuando sintió la ráfaga de aire de los meteoritos. La imagen es de HiRISE.
Tasa de formación
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 Camera (MOC) a fines de la década de 1990. La presencia de nuevas rayas mostró que las rayas de las pendientes se están formando activamente en Marte, al menos en escalas de tiempo anuales o de una década. Un tratamiento estadístico posterior que utilizó imágenes MOC superpuestas espaciadas entre días y varios años mostró que se pueden formar rayas de pendiente en Marte a una velocidad de aproximadamente 70 por día. Si es precisa, esta tasa sugiere que las rayas de la pendiente son las características geológicas más dinámicas observadas en la superficie de Marte.
Las rayas oscuras de la pendiente 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 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 duran siglos, pero se limpian 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 capa gruesa de polvo fresco para comenzar un nuevo ciclo de formación de rayas. Un estudio reciente publicado en Icarus encontró 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. Los que se observaron por primera vez con Viking han desaparecido, pero han sido reemplazados por otros nuevos.
Las rayas oscuras de la pendiente ocurren en asociación con otras características de pequeña escala relacionadas con la pendiente en Marte o se parecen superficialmente a ellas. Estos incluyen rayas de pendiente brillantes, cicatrices de avalanchas y líneas de pendiente recurrentes. Las huellas de agua son características que ocurren en las regiones polares de la Tierra. Se asemejan a rayas oscuras de pendiente y líneas de pendiente recurrentes, pero aún no se han descrito 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) que ocupa puntos extremos opuestos. 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 tratan aquí.
Rayas de pendiente brillantes
Las rayas de pendiente brillantes son rayas que tienen un tono más claro (alrededor del 2%) que su entorno. (Ver F en la Galería de fotos). Son mucho más raras que las rayas oscuras de la pendiente, pero ambos tipos de rayas tienen morfologías similares y ocurren en las mismas regiones de Marte. La evidencia sugiere que las rayas brillantes de la pendiente son más antiguas que las rayas oscuras de la pendiente. Nunca se han observado nuevas rayas brillantes de pendiente, y en algunas imágenes se pueden ver rayas oscuras de pendiente superpuestas a rayas brillantes de pendiente, lo que indica que las primeras son más jóvenes que las segundas. Es probable que se formen franjas de pendiente brillantes a partir de viejas franjas de pendiente oscuras que han pasado por una etapa parcialmente descolorida. Esta suposición está respaldada por evidencia geográfica que indica que las rayas de pendiente brillantes son ligeramente más comunes en regiones donde la tasa de formación de nuevas rayas de pendiente oscura 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.
Cicatrices de avalancha
Las áreas con abundantes rayas de pendiente también contienen una clase aparentemente distinta de cicatrices de avalancha. Las cicatrices se asemejan a rayas de pendiente en morfología y tamaño. (Ver G en la galería de fotos) Suelen tener varios metros de profundidad y cientos de metros de largo. Comienzan en un solo 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 bajo de escombros en el extremo de la pendiente descendente. Originalmente llamadas "cicatrices de avalanchas 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 de metros de espesor y las rayas de la pendiente están relacionadas y son parte de un continuo de características de pérdida de masa activa formadas por avalanchas de polvo.
Líneas de pendiente recurrentes (flujos de estación cálida)
En el verano de 2011, apareció un artículo en Science que describe una nueva clase de características de pendientes con características que sugieren la formación por descargas estacionales de agua líquida. (Ver H e I en la Galería de fotos). Llamadas "líneas de pendiente recurrente" (RSL) , las características recibieron una considerable cantidad de atención de los medios. Los RSL son marcas oscuras estrechas (0,5 a 5 metros) que se encuentran preferentemente en pendientes empinadas que miran hacia el 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. Los RSL tienen solo un parecido superficial con las rayas oscuras de la pendiente. Son mucho más pequeños en ancho y tienen un patrón diferente de ocurrencia geográfica y propiedades de pendiente que las rayas oscuras de pendiente. Las LSR parecen ocurrir en las laderas del 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 ciertas épocas del año marciano. A diferencia de las RSL, las rayas oscuras de la pendiente parecen ocurrir esporádicamente durante todo el año marciano y su activación parece no estar relacionada con la temporada o los grandes eventos regionales.
Pistas de agua
Las huellas de agua son características de laderas poco estudiadas, comunes en terrenos dominados por el 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 ( mesa 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 rayas de las laderas marcianas. Al igual que las rayas oscuras de la pendiente, las pistas de agua son estrechas, características 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. La decoloración oscura de la superficie desaparece en las pistas de agua helada durante el invierno, lo que las hace casi indetectables.
galería de fotos
Las rayas oscuras y las características relacionadas aparecen en las imágenes a continuación. Para ver las características descritas en la leyenda y el texto, puede que sea necesario ampliar la imagen haciendo clic en ella.
A. Las rayas oscuras de la pendiente son las características del albedo lineales diminutas a lo largo de la pared SE del cráter. Compare con la característica de albedo mucho más grande relacionada con el viento (parche ovalado en el centro de la parte superior de la imagen). Esta imagen es un THEMIS VIS de la nave espacial Mars Odyssey . Tiene unos 25 km de ancho. El norte está arriba.
B. Esta racha de pendiente oscura puede haber sido iniciada por vientos del remolino de polvo. Una delgada pista de polvo es visible a través del vértice de la línea de pendiente. Esta imagen de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) HiRISE tiene 1,8 km de ancho y está basada en Schorghofer et al., 2007, p. 136, figura 5.
C. Rayas oscuras en el cuadrilátero de Diacria , como las ve la Mars Orbiter Camera (MOC) en Mars Global Surveyor (MGS).
D. Rayas oscuras de ladera en la región de Phlegra Dorsa como las ve el MOC . La raya cerca del centro de la imagen se ha desviado alrededor de una pequeña colina. La imagen tiene unos 3 km (1,9 millas) de ancho.
E. Rayas de pendiente trenzadas (anastomosadas) en la región de Lycus Sulci como se ve por MOC . La morfología se asemeja a las características producidas por el flujo fuidizado. La imagen tiene unos 3 km (1,9 millas) de ancho.
F. Tanto las estrías de pendiente oscuras como las brillantes se producen juntas en la pared de este cráter de impacto en Arabia Terra, según lo ve el MOC . El análisis fotométrico muestra que el brillo de las rayas es inherente y no se debe a las condiciones de iluminación o la geometría de visualización.
G. Cicatrices de avalancha poco profundas asociadas con la racha oscura de la pendiente. La raya de la pendiente tiene el mismo ápice afilado y la misma morfología de facetas triangulares que las cicatrices, lo que sugiere que ambos tipos de características tienen un origen similar. La imagen es de HiRISE .
H. Líneas de pendiente recurrentes según HiRISE .
I. Flujos oscuros estacionales, "Recurring Slope Linae" (RSL), en las laderas marcianas (2 de noviembre de 2007).
Rayas de pendiente oscura cerca de la parte superior de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish .
Rayas y capas oscuras de ladera cerca de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Rayas oscuras jóvenes y viejas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish . La ubicación es el cuadrilátero Diacria .
Rayas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Las flechas muestran cómo los cantos rodados afectaron la forma de las rayas.
Rayas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Las flechas muestran cómo los cantos rodados afectaron la forma de las rayas.
Referencias
Otras lecturas
- Barlow, NG (2008). Marte: Introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, ISBN 978-0-521-85226-5 .
- Hartmann, William, K. (2003). Guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo; Workman: Nueva York, ISBN 0-7611-2606-6 .