GEOMORFOLOGIA DE MARTE (Parte II)

Geomorfología de Marte  (Parte II)

Siguiendo con las sesiones de Lunar and Planetary Science Conference (LPSC):  : "Todo lo que ocurre en la superficie del planeta rojo ".

Jonathan Sneed, un técnico de investigación del Grupo de habitabilidad del  Sistema Solar y de Exoplanetas de la Universidad de Chicago, habló a continuación sobre el origen de las “montañas” sedimentarias dentro de Valles Marineris (es el nombre de un gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador del planeta Marte justo al Este de la región de Tharsis).

Sneed y sus colegas examinaron las inclinaciones de las capas dentro de estos montículos utilizando modelos digitales del terreno de HiRISE. Encontraron que las capas generalmente sumergen lejos de los centros de montículos. Con base en esto, sugirió que las montañas forman como montículos sedimentarias, en lugar de haber sido depositados en posición horizontal y posteriormente deformadas.

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison

Capas en Juventae Chasma. -A- Una de las "montañas" en capas dentro de Juventae Chasma. Subtrama de CTX G06_020470_1756_XN_04S062W. –B- Acercar con HiRISE de la zona marcada en el cuadro verde azulado en –A-. Subtrama de HiRISE ESP_014378_1755. Las imágenes han sido iluminadas  y mejoradas en el contraste.

Edwin, de la Universidad de Chicago, hizo una presentación en nombre de Leila Gabasova, un estudiante de verano. El proyecto de Gabasova ha cubierto los efectos de la compactación de sedimentos en posición de los cortes en el cráter Gale. Al igual que en la obra de Sneed, Gabasova encontró que las capas de Gale se inclinan hacia el exterior desde el centro del Monte de Sharp. Kite dijo que sus inclinaciones de las capas sólo podían explicarse si la superficie por debajo de ellos tiene la forma de un anillo central (ver la siguiente sección sobre la charla de Fred Calef para más información sobre esto). En cualquier caso, la inclinación de estas capas después de su formación podría dar lugar a depósitos fluviales que aparentemente parecen fluir "hacia arriba" en la configuración de la capa que vemos hoy.

Gabasova también analizó el cráter Gunjur para ver si el hundimiento por compactación inducida (esencialmente caída) del montículo sedimentaria en Gunjur pudo haber formado las fallas concéntricas visibles alrededor de pico y el aro central del cráter. Sus resultados determinaron que de hecho los gradientes de compactación fueron las más altas cerca del borde del cráter y el pico central. Esto apoya la hipótesis de que la compactación es responsable de su formación.

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison

Los fallos en el cráter Gunjur. (A) Gunjur cráter. Mosaico de subtramas de CTX imágenes B20_017245_1794_XN_00S214W, P17_007527_1796_XN_00S212W, D15_033108_1798_XN_00S23W, y D19_034743_1797_XI_00S21W. (B) vista ampliada de la caja indicada en (A) de un ventilador en Gunjur, con fallos en y alrededor de ella marcados con flechas verde azulado. Mosaico de subtramas de CTX imágenes D15_033108_1798_XN_00S23W, y D19_034743_1797_XI_00S21W.

Fred Calef, conocido como el "Guardián de los mapas" para Curiosity (JPL), se refirió a la morfología del cráter Gale y cómo se compara con otros cráteres en Marte con altos picos centrales. Los cráteres de impacto en los planetas rocosos generalmente son de dos tipos: simples y complejos. Cráteres simples son pequeños y en forma de cuenco. Su diámetro máximo varía según los diferentes planetas / lunas debido a factores tales como la gravedad y las propiedades del "material de blanco" en las que los impactos de asteroides. En Marte, cráteres simples son generalmente menos de 7 km de diámetro. Cualquier cosa más grande es un "cráter complejo", que se puede subdividir en pico central, anillo de pico, y cuencas de anillos múltiples con aumento de tamaño.

El Cráter Gale es un poco anómalo ya que su pico central se encuentra casi tan alto como la ribera sur del cráter, y un par de kilómetros más alto que el borde norte. Fred encontró sólo 26 cráteres de " pico central alto” Gale de Marte es de todos el mayor con 50 km de diámetro. No hubo relaciones regionales o globales en cuanto a donde se encontraron estos cráteres de impacto, lo que sugiere material objetivo no juega en su formación. La conclusión de este estudio fue que un pequeño porcentaje de los impactos en Marte tenía suficiente energía para crear cráteres altas con picos centrales sin que se hunda en un anillo de la morfología de pico. Un miembro del público preguntó si esto significaba picos centrales y los anillos de los picos son mutuamente exclusivas características. Calef dijo que es probable, pero es algo que requiere más estudio.

ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum). Topografía del cráter Gale.

Este modelo digital del terreno (DTM) creado a partir de los datos de la Mars Express de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) pone de relieve la altura del pico central de Gale en comparación con el borde del cráter. El DTM tiene una resolución de 100 metros por píxel.

Calef señaló que en la porción sur del cráter  Gale existen sedimentos de más de 1000 m. A continuación, planteó la pregunta de lo que está por debajo de ellos. Sin duda alguna existen rocas fundidas de impactoe eventos, pero hasta qué punto se enterraron? Y como era la profundidad de Gale antes de que se llenó, fue enterrado, y ahora exhumado? Estas son todas las grandes preguntas abiertas cuando se trata de Gale.

Nicholas Warner, de la Universidad Estatal de Nueva York,  habló a continuación sobre las estimaciones de espesor de regolito (término general usado para designar la capa de materiales no consolidados, alterados, como fragmentos de roca, granos minerales y todos los otros depósitos superficiales) dentro de la elipse propuesta para el aterrizaje InSight  en Elysium Planitia (es la segunda región volcánica más grande de Marte, después de Tharsis Montes). Sus estimaciones para el espesor de regolito fueron de 3 a 5 metros. Esto está dentro del rango de profundidad a la que la sonda térmica del InSight puede penetrar esto son buenas noticias, porque los ingenieros de InSight no esperan que la sonda sea capaz de penetrar en la roca madre. Por lo tanto, un regolito más grueso significa una mayor profundidad de penetración de la sonda. Se observó que algunos cráteres de la zona tienen "rocosa" eyecciones-cubierto de cantos rodados, mientras que otras no lo hacen. Por lo tanto, miraba para ver si había un tamaño de corte en el que no se formaron frente a "cráteres" eyecciones rocosas. Después de analizar más de 3000 cráteres, se encontró que sólo cráteres de más de 200 metros de diámetro tuvieron eyecciones  rocosa. Esto sugiere que estos cráteres están excavando una capa adicional en el subsuelo en relación con cráteres más pequeños: uno que se erosiona en los cantos rodados, y uno que no lo hace. Esto nos habla de la resistencia del material a la erosión. Warner encontró que los cráteres de menos de 800 millones de años dentro de las elipses de aterrizaje que se conservan cantos rodados en sus mantas de material expulsado. Esto deja a la cuestión de lo que ocurrió con cráteres más pequeños con material rocoso eyectado. Las tasas de degradación calculados en esta región son demasiado bajos como para haber causado la destrucción completa de pequeños cráteres y rocas, por lo que simplemente no han sido erosionados. 

NASA / JPL-Caltech / UA / ASU / de Diniega et al. (2016)

Los cambios en el campo de dunas Kolhar. (A) Mapa de las nuevas características de sumidero que se encuentran en las imágenes de HiRISE de las dunas Kolhar. (B) Vista de una de las dunas en Años 29 de Marte. (C) La misma duna como en (B) que se visualiza en el año 30 de Marte. Las barras blancas indican un área de nuevos barrancos.

Serina Diniega del JPL, habló de seguimiento de la actividad barranco dentro de los campos de dunas Erg-polar norte colectivamente conocidos como el Olympia-Undae cerca del casquete polar norte de Marte. Los nombres informales de estos campos de dunas del polo norte deben excitar a ciertos aficionados de la ciencia ficción: Kolhar, Tleilax, Chusuk, y Furya.  Diniega señala que las características de los canales del norte polar podrían no ser "barrancos" por definición al faltarles los ergs (dunas de arenas)  . La definición terrestre de barrancos incluye "una morfología de canal de incisión" . Las características de los ergs también se ven muy diferentes desde el cráter/ Valle/ etc.

En cualquier caso, el seguimiento a largo plazo de estas características por HiRISE revela la actividad recurrente en los slipfaces (dirección del viento secundarios más pronunciada de las dunas). Ellos encontraron que la actividad esa "amplia", con más de 500 nuevas "barrancos" formados en un solo año de Marte en algunos campos de dunas.

Diniega y sus colegas trataron de responder a la pregunta de si la actividad observada en las dunas slipfaces se desencadena por la actividad de sublimación inducida como la expuesta en conversaciones anteriores en la sesión, por el viento, o una combinación de ambos. Para hacer esto, ella está mirando tanto la formación de barrancos y la degradación, es decir, la restauración de la duna de deslizamiento se enfrenta a su estado prístino.

NASA / JPL-Caltech / MCIA

Campo de dunas 'Tleilax'. 

Arrastradas por el viento, las dunas informales dan el nombre del campo de dunas Tleilax, a lo largo de las  capas polares de Marte. Esta es una parte de la imagen B01_010019_2635_XN_83N241W MRO Contexto de la cámara (CTX). La imagen ha sido contraste mejorado y afilado.

El uso de imágenes de HiRISE en JMARS y HIView , Allen manifiesta que como en el estudio antes mencionado de Diniega, los barrancos sólo se encontraron en slipfaces de dunas, y se produjeron en un rango de ángulos .La actividad observada se produjo durante algún tiempo en invierno, cuando la región estaba en la sombra. Esto dificulta la posibilidad de limitar el tiempo de la actividad de forma muy precisa. En cuatro lugares sin embargo, no se observó actividad antes de la capucha polar y problemas de sombra mostrado su lado oscuro. Estos lugares experimentaron actividad a finales del verano (entre L s 153-165).

Este verano, habrá un taller sobre surcos de Marte a celebrarse en el Reino Unido, tal vez en esta reunión, la comunidad puede tener una algunas definiciones terminológicas en el futuro.

Fuente

NASA / JPL-Caltech / MSSS / ASU / Tanya Harrison

Lunar and Planetary Science Conference (LPSC)

NASA / JPL-Caltech / MSSS / UA / Zarza et al.