Derrubios frontales lobulados

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Ir a la navegación Ir a la búsqueda
Vista CTX de una meseta ("mesa") y de sus acantilados ("cliff"), con la ubicación de la falda (rotulada como "LDA") de derrubios lobulados (cuadrángulo Ismenius Lacus).
Detalle de la imagen anterior, mostrando el acantilado y los derrubios.

Relación entre mesetas, acantilados y derrubios frontales lobulados en el cuadrángulo Ismenius Lacus (Imagen CTX).

Derrubios frontales lobulados en los Montes Phlegra.

Detalle de derrubios frontales lobulados en el cuadrángulo Hellas. Las alineaciones de rocas son comunes en los glaciares de la Tierra.

Delantal de derrubios al pie de una pendiente en el cuadrángulo Arcadia.

Inicio de un delantal de derrubios lobulados. Nótense los surcos que indican el sentido del movimiento de los materiales (cuadrángulo Ismenius Lacus).

Materiales deslizándose pendiente abajo en Phlegra Montes (imagen HiRISE), probablemente debido a la dinámica hielo/agua.

Las faldas de derrubios frontales lobulados (lobate debris aprons en inglés) son unos elementos geológicos característicos de Marte, observados por primera vez por los Orbitadores del Programa Viking. Son una serie de apilamientos de materiales rocosos, situados al pie de cortados pronunciados del terreno topográficamente similares a los acantilados existentes en la Tierra.[1][2]​ Presentan una particular topografía convexa y pendientes suaves. Su asociación con frentes de acantilado, sugiere que estos son el origen de los derrubios. Además, pueden mostrar alineaciones rocosas asociadas similares a las formadas por los glaciares sobre la superficie de la Tierra.[3]

El radar de superficie del Mars Reconnaissance Orbiter detectó fuertes ecos procedentes de la base y de la coronación de los lóbulos,[4]​ evidencia de que el grueso de estos apilamientos de derrubios en Hellas Planitia está formado por glaciares cubiertos por una capa delgada de rocas.[5][6][7][8]

Los experimentos del Phoenix lander y los estudios del Mars Odyssey realizados desde su órbita muestran que el agua congelada existe justo bajo la superficie de Marte en los lejanos norte y sur (latitudes altas). La mayor parte del hielo se depositó en forma de nieve cuando el clima del planeta era diferente.[9]​ El descubrimiento de hielo en los lóbulos demuestra que el agua está presente incluso en latitudes más bajas. Futuros colonizadores de Marte podrían utilizar estos depósitos de hielo, en vez de tener que viajar a latitudes mucho más altas. Otra ventaja importante de los lóbulos sobre otras fuentes de agua en Marte es que pueden ser fácilmente detectados y cartografiados desde naves en órbita. Por ejemplo, los lóbulos de Phlegra Montes se hallan a una latitud de 38.2 grados norte. El Phoenix lander tomó tierra sobre Marte a unos 68 grados de latitud norte, así que el descubrimiento de hielo de agua en los delantales de derrubios expandió notablemente el dominio de las zonas con agua fácilmente disponible.[10]​ Es mucho más fácil posar una nave espacial cerca del ecuador de Marte, así que cuanto más próxima al ecuador se halle el agua disponible, mejor será para los colonizadores.

Depósitos lineales de fondo[editar]

El fondo de algunos canales muestra grietas y estrías que parecen fluir alrededor de obstáculos; estos elementos se denominan depósitos lineales de superficie, o también terraplenes de valle lineales. Al igual que los depósitos lobulados frontales, se piensa que pueden contener abundante hielo. Algunos glaciares en la Tierra muestran tales características.

Se ha sugerido que los depósitos lineales de fondo pueden formarse a partir de lóbulos de derrubios delanteros, alisados progresivamente por el avance del hielo del glaciar[11][12][13][14][15][16]​ Ambos tipos de depósitos a menudo muestran unas extrañas formaciones en la superficie, denominadas terreno cerebral porque recuerdan a la superficie del cerebro humano.[17]

Reull Vallis, (imágenes de abajo), muestra estos depósitos.[18]​ A veces los acúmulos lineales muestran un patrón con forma de "v", evidencia más lejana de movimiento. La imagen de Reull Vallis tomada con HiRISE muestra estos patrones.

Galería[editar]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. Carr, M. 2006.
  2. Squyres, S. 1978.
  3. ISBN 0-8165-1257-4
  4. http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3733.pdf
  5. Head, J. et al. 2005.
  6. http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers
  7. Plaut, J. et al. 2008.
  8. Holt, J. et al. 2008.
  9. Madeleine, J. et al. 2007.
  10. «Archived copy». Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011. Consultado el 8 de septiembre de 2011. 
  11. Sourness, C., B. Hubbard, R. Milliken, D. Quincey. 2012.
  12. Souness, C. and B. Hubbard. 2013.
  13. «Modification of the walls of a Noachian crater in northern Arabia Terra (24E, 39N) during mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of lobate debris aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems». Lunar Planet. Sci 37: Abstract # 1126. 2006. 
  14. Kress, A., J. Head (2008). «Ring-mold craters in lineated valley fill and lobate debris aprons on Mars: Evidence for subsurface glacial ice». Geophys. Res. Lett. 35: L23206-8. doi:10.1029/2008gl035501. 
  15. Baker, D. (2010). «Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars: Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian». Icarus 207: 186-209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016/j.icarus.2009.11.017. 
  16. «Ring-mold craters on lineated valley fill, lobate debris aprons, and concentric crater fill on Mars: Implications for near-surface structure, composition, and age». Lunar Planet. Sci 40: abstract 1379. 2009. 
  17. Levy, J. (2009). «Concentric crater fill in Utopia Planitia: History and interaction between glacial "brain terrain" and periglacial processes». Icarus 202 (2): 462-476. Bibcode:2009Icar..202..462L. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.018. 
  18. «Archived copy». Archivado desde el original el 17 de junio de 2010. Consultado el 19 de diciembre de 2010. 

Enlaces externos[editar]