Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Corona de Inverness

Coordenadas : 66°54′S 325°42′E / 66.90°S 325.70°E / -66.90; 325.70 {{gpn|2704|title=Inverness Corona}} (Center Latitude: -66.90°, Center Longitude: 325.70°; Planetocentric, +Eas...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Coordenadas : 66°54′S 325°42′E / 66.90°S 325.70°E / -66.90; 325.70

La Corona de Inverness es una característica geológica prominente en Miranda , la luna de Urano . Ubicada cerca del polo sur de Miranda, es la más joven de las tres características de Miranda denominadas coronas : grandes regiones ovaladas o poligonales que contrastan con el terreno más antiguo y craterizado de Miranda. [ 2 ] : 1 Tiene un diámetro de 234 kilómetros (145 millas) . Esta característica recibe su nombre de la ubicación del castillo de Macbeth, Inverness . [ 1 ] El área fue examinada de cerca por primera vez por la nave espacial Voyager 2 en 1986. 

Observación y denominación

Al igual que el resto del sistema uraniano , Miranda y sus características superficiales fueron fotografiadas de cerca por primera vez por la nave espacial Voyager 2 en 1988, fotografiando tres coronas principales en la superficie de Miranda: la Corona de Inverness, la Corona de Arden y la Corona de Elsinore . De las tres, solo la Corona de Inverness fue vista en su totalidad. [ 2 ] : 1 La característica recibe su nombre del castillo de Macbeth , Inverness; el nombre Corona de Inverness fue adoptado por la Unión Astronómica Internacional en 1988. [ 1 ]

Geología y características

Mapas geológicos históricos que analizan la Corona de Inverness, de izquierda a derecha: Croft y Soderblom, 1991; Smith et al., 1986; y Greenberg et al., 1991 [ 2 ] : 2
Mapa geológico reciente de Inverness Corona según la interpretación de Leonard et al., 2023. [ 2 ] : 4

Ubicada cerca del polo sur de Miranda, Inverness Corona es una característica de forma aproximadamente trapezoidal con un diámetro de aproximadamente 234 kilómetros. [ 3 ] [ 1 ] Comparte muchas similitudes con Elsinore Corona y Arden Corona en términos de características estructurales, incluyendo una región central interna distintiva rodeada por una región externa de características lineales concéntricas y un límite abrupto con respecto al terreno más antiguo circundante. Al igual que con las otras dos coronas, Inverness Corona también está relacionada con una red de rifts tectónicos a escala global; está directamente delimitada por los sistemas de rift por tres lados: uno que mira hacia Elsinore Corona, uno que mira hacia Silicia Regio y uno que mira hacia Arden Corona. [ 4 ] : 697–699, 702 Sin embargo, varias características distinguen a Inverness Corona de las otras dos coronas. Además, la zona de bandas externa de Inverness Corona es mucho más estrecha y "refleja" las características de Elsinore Corona y Arden Corona, cuyas propias zonas de bandas difieren entre sí. Los lados de la zona bandeada de Inverness Corona que dan a Elsinore Corona imitan las ondulaciones paralelas de la zona bandeada de Elsinore Corona. Por el contrario, los lados que dan aproximadamente a Arden Corona imitan las características de la zona bandeada de Arden Corona, con escarpes de falla concéntricos que se extienden hacia la fosa tectónica limitante. Mientras tanto, la zona bandeada está casi completamente ausente del lado de Inverness Corona que da al polo sur de Miranda. [ 4 ] : 699 Topográficamente, Inverness Corona está generalmente deprimida en relación con el terreno circundante, aunque significativamente elevada en relación con las principales depresiones y fosas. [ 5 ] Más cerca del polo sur, algunas cúpulas y crestas se encuentran cerca de la altitud de las llanuras craterizadas circundantes. El brillante chevron de Inverness Corona, mientras tanto, está rodeado en la mayor parte de su perímetro por un "labio" de varios cientos de metros de altura. [ 4 ] : 603, 605

Inverness Corona es el terreno más joven observado en Miranda, con una edad superficial estimada de menos de 500 millones de años. Por el contrario, la edad superficial estimada de Elsinore Corona está entre 400 millones y 3.1 mil millones de años, mientras que las llanuras craterizadas se estiman en más de 3.4 mil millones de años. [ 2 ] : 1 Al igual que con las otras dos coronas, Inverness Corona presenta una mezcla de terreno brillante y oscuro y una densidad muy baja de cráteres de impacto . La característica visual más prominente dentro de Inverness Corona es el brillante "chevron" ubicado dentro de su región central, que representa la unidad de alto albedo más grande observada en Miranda. [ 4 ] : 605 Con base en observaciones de una tentativa capa brillante en la cara de Verona Rupes y la aparente exposición de material brillante por cráteres de impacto, la superficie oscura de Inverness Corona puede ser solo una capa delgada de material sobre una subsuperficie más brillante. [ 2 ] : 6 Debido a la juventud de Inverness Corona, sus características son excepcionalmente prístinas, y un equipo de científicos planetarios liderado por Michelle R. Kirchoff la evaluó como la unidad de terreno menos degradada observada en Miranda. [ 6 ] : 14–15 Ningún cráter o escarpa dentro de Inverness Corona parece estar cubierto o tapado por material depositado, una característica que comparte con Elsinore Corona. [ 7 ] : 14

Orígenes

Las coronas han sido objeto de intenso interés científico; sin embargo, la atención sobre su origen se ha centrado principalmente en la Corona de Elsinore y la Corona de Arden, con escaso trabajo realizado sobre la Corona de Inverness. Desde el sobrevuelo de la Voyager 2 , han surgido dos modelos principales de formación de coronas : el ascenso de material impulsado térmica o composicionalmente que genera extensión tectónica y/o criovolcanismo , o el hundimiento debido a eventos de impacto o reacreción. Un equipo de científicos planetarios liderado por Erin J. Leonard propuso además el engrosamiento de la capa de hielo como una posible alternativa a los dos modelos. [ 2 ] : 1, 6

Los modelos de surgencia argumentan que el material ascendente dentro del interior de Miranda, ya sea por diapirismo o convección de estado sólido , impulsó la extensión tectónica y posiblemente el criovolcanismo en la superficie de Miranda. [ 2 ] : 6 El modelado de Noah P. Hammond y Amy C. Barr en 2014 reveló que la convección dentro del interior de Miranda es capaz de reproducir la distribución observada y el patrón de deformación de las coronas si la viscosidad del interior de Miranda es relativamente uniforme. [ 8 ] El papel del criovolcanismo, si lo hay, no está claro; en 1988, Steven K. Croft argumentó que Inverness Corona era un complejo criovolcánico masivo, señalando que los flujos de lava terrestres pueden crear ondulaciones que se asemejan a las zonas bandeadas de las coronas. Las erupciones que crearon Inverness Corona se habrían originado a partir de fisuras de decenas a cientos de kilómetros de largo, erupcionando criolava viscosa con una viscosidad de aproximadamente 10 7 –10 8 Pa·s . [ 9 ] Esta interpretación fue corroborada por R. Greenberg y colaboradores en 1991, quienes consideraron que las bandas concéntricas de Inverness estaban controladas por la disposición de chimeneas eruptivas arqueadas. [ 4 ] : 730 Sin embargo, Erin J. Leonard y colaboradores rechazaron una interpretación criovolcánica, señalando la falta de características de flujo observables en las imágenes de Voyager 2 y asociando el material brillante de la corona de Inverness con eyecciones de impacto. [ 2 ] : 6

Los modelos de hundimiento incluyen escenarios de formación impulsados ​​por impactos; sin embargo, es improbable que un impacto haya formado la Corona de Inverness debido a su forma no circular, atípica para las características de impacto, y a la falta de una capa de eyección identificable. La "tectónica de hundimiento", propuesta por DM Janes y HJ Melosh en 1988, también es improbable que sea responsable de la formación de la Corona de Inverness debido a la falta de fallas de cabalgamiento observadas asociadas con el hundimiento de material en el interior de Miranda. [ 2 ] : 6

Como alternativa, Erin J. Leonard y sus colaboradores propusieron en 2023 que el engrosamiento de la capa de hielo podría explicar la formación de la Corona de Inverness. En este escenario, el enfriamiento y la congelación gradual del interior de Miranda generan tensiones extensionales. En algún momento, estas tensiones pasan de un régimen distribuido en la superficie a un régimen discreto, concentrándose en regiones más pequeñas y creando las coronas. Sin embargo, el engrosamiento de la capa de hielo por sí solo no puede explicar las crestas redondeadas observadas, lo que indica que podría haber ocurrido junto con otro mecanismo, como el diapirismo. [ 2 ] : 6–7

Referencias

  1. 1 2 3 4 "Inverness Corona" . Inverness Corona . Nomenclatura planetaria . Programa de investigación de astrogeología del USGS.(Latitud central: -66,90°, Longitud central: 325,70°; Planetocéntrico, +Este)
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Leonard, Erin J.; Beddingfield, Chloe B.; Elder, Catherine M.; Nordheim, Tom A. (11 de diciembre de 2023). "Desentrañando la historia geológica de la corona de Inverness de Miranda" . The Planetary Science Journal . 4 (12). Bibcode : 2023PSJ.....4..235L . doi : 10.3847/PSJ/ad0552 .
  3. ↑ Hammond, NP; Barr, AC (noviembre de 2014). "Renovación global de la luna Miranda de Urano por convección". Geology . 42 (11): 931– 934. Bibcode : 2014Geo....42..931H . doi : 10.1130/G36124.1 .
  4. 1 2 3 4 5 Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis D.; Matthews, Mildred S., eds. (septiembre de 1991). Urano . Serie de Ciencias Espaciales de la Universidad de Arizona. Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 9780816546527.
  5. ↑ Schenk, Paul M.; Moore, Jeffrey M. (diciembre de 2020). "Topografía y geología de satélites helados de tamaño mediano de Urano en comparación con satélites de Saturno y Plutón". Philosophical Transactions of the Royal Society A . 378 (2187). Bibcode : 2020RSPTA.37800102S . doi : 10.1098/rsta.2020.0102 . PMID 33161858 . 
  6. ↑ Kirchoff, Michelle R.; Dones, Luke; Singer, Kelsi N.; Schenk, Paul M. (18 de febrero de 2022). "Distribuciones de cráteres de los satélites medianos de Urano e implicaciones para el bombardeo del sistema solar exterior" . The Planetary Science Journal . 3 (2). Bibcode : 2022PSJ.....3...42K . doi : 10.3847/PSJ/ac42d7 .
  7. ↑ Beddingfield, Chloe B.; Cartwright, Richard J. (11 de noviembre de 2022). "El grueso regolito de Miranda indica un importante evento de manto de origen desconocido" . The Planetary Science Journal . 3 (11). Bibcode : 2022PSJ.....3..253B . doi : 10.3847/PSJ/ac9a4e .
  8. ↑ Hammond, Noah P.; Barr, Amy C. (marzo de 2014). Formación de coronas en Miranda por renovación de la superficie impulsada por convección (PDF) . 45.ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias. The Woodlands, Texas, Estados Unidos. 1277. Archivado (PDF) del original el 26 de junio de 2024. Recuperado el 26 de junio de 2024 .
  9. ↑ Croft, Steven K. (marzo de 1988). La corona de Inverness de Miranda interpretada como un complejo criovolcánico . 19.ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias. Houston, Texas, Estados Unidos. Bibcode : 1988LPI....19..225C . Archivado del original el 26 de junio de 2024. Recuperado el 26 de junio de 2024 .
  • Imagen astronómica del día de la NASA: Miranda, Chevron y Alonso (6 de marzo de 1999) - incluye las características más destacadas de Inverness Corona y Alonso
  • Imagen Astronómica del Día de la NASA: Miranda, Chevron y Alonso (16 de febrero de 2002) (repetición de la imagen del día de 1999)