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Canales de salida

Valles de Kasei, vistos en los datos de elevación de MOLA. El flujo se produjo de abajo a la izquierda a la derecha. El norte está arriba. La imagen tiene aproximadamente 1600 k...

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Valles de Kasei, vistos en los datos de elevación de MOLA. El flujo se produjo de abajo a la izquierda a la derecha. El norte está arriba. La imagen tiene aproximadamente 1600 km (990 mi) de ancho. El sistema de canales se extiende otros 1200 km (750 mi) al sur de esta imagen hasta Echus Chasma .

Los canales de salida son franjas extremadamente largas y anchas de suelo erosionado en Marte . [1] Tienen cientos de kilómetros de longitud y suelen tener más de un kilómetro de ancho. Se cree que fueron tallados por enormes inundaciones repentinas.

Los recuentos de cráteres indican que la mayoría de los canales fueron cortados desde principios del Hespériense , [2] aunque la edad de las características es variable entre las diferentes regiones de Marte. Algunos canales de salida en las regiones Amazonis y Elysium Planitiae han arrojado edades de solo decenas de millones de años, extremadamente jóvenes para los estándares de las características topográficas marcianas. [3] El más grande, Kasei Vallis , tiene alrededor de 3500 km (2200 mi) de largo, más de 400 km (250 mi) de ancho y supera los 2,5 km (1,6 mi) de profundidad cortados en las llanuras circundantes.

Los canales de salida contrastan con las características de los canales marcianos conocidos como " redes de valles ", que se parecen mucho más a la forma del plano dendrítico más típica de las cuencas de drenaje de los ríos terrestres .

Los canales de salida suelen recibir el nombre de Marte en varios idiomas del mundo antiguo o, más raramente, de los principales ríos terrestres. [1] El término canales de salida se introdujo en planetología en 1975. [4]

Formación

Sobre la base de su geomorfología, ubicaciones y fuentes, hoy en día se piensa generalmente que los canales han sido tallados por inundaciones repentinas (enormes, raras y episódicas inundaciones de agua líquida ), [5] [6] aunque algunos autores han defendido la formación por la acción de glaciares , [7] lava , [8] o flujos de escombros . [9] [10] Los cálculos [11] [12] indican que los volúmenes de agua necesarios para cortar tales canales al menos igualan y muy probablemente exceden en varios órdenes de magnitud las descargas actuales de los ríos terrestres más grandes, y probablemente son comparables a las inundaciones más grandes conocidas que hayan ocurrido en la Tierra (por ejemplo, las que cortaron las Scablands acanaladas en América del Norte o las liberadas durante la inundación de la cuenca mediterránea al final de la Crisis de Salinidad Messiniense ). [5] [13] Estos caudales excepcionales y los volúmenes de agua liberados asociados implicados no podrían provenir de precipitaciones, sino que demandan la liberación de agua de algún depósito a largo plazo, probablemente un acuífero subterráneo sellado por hielo y posteriormente violado por el impacto de un meteorito o una actividad ígnea . [6]

Lista de canales de salida por región

Esta es una lista parcial de estructuras de canales con nombre en Marte que se consideran canales de salida en la literatura, siguiendo en gran medida The Surface of Mars de Carr. Los canales tienden a agruparse en ciertas regiones de la superficie marciana, a menudo asociadas con provincias volcánicas, y la lista lo refleja. Las estructuras de origen en la cabecera de los canales, si están claras y tienen nombre, se indican entre paréntesis y en cursiva después de cada entrada.

Región Circum-Crisa

Chryse Planitia es una llanura volcánica aproximadamente circular al este del bulbo de Tharsis y sus sistemas volcánicos asociados. Esta región contiene los canales de desagüe más prominentes y numerosos de Marte. Los canales fluyen hacia el este o el norte hacia la llanura.

Región de Tharsis

En esta región es particularmente difícil distinguir los canales de salida de los canales de lava, pero se ha sugerido que las siguientes características están al menos sobreimpresas por las inundaciones de los canales de salida:

Amazonis y Elysium Planitiae

Varios canales fluyen hacia las llanuras de Amazonis y Elysium desde las tierras altas del sur , o se originan en fosas tectónicas dentro de las llanuras. Esta región contiene algunos de los canales más jóvenes. [3]

Utopía Planitia

Varios canales de salida se elevan en la región al oeste de la provincia volcánica Elysium y fluyen hacia el noroeste hasta Utopia Planitiae . Como es común en las regiones Amazonis y Elysium Planitiae, estos canales tienden a originarse en graben. Algunos de estos canales pueden estar influenciados por lahares , como lo indican sus texturas superficiales y depósitos lobulados y estriados en sus márgenes y extremos. [14] Los valles de Hephaestus Fossae y Hebrus Valles tienen una forma extremadamente inusual y, aunque a veces se los afirma como canales de salida, son de origen enigmático. [1]

Región de Hellas

Tres valles fluyen desde el este de su borde hasta el fondo de la cuenca de Hellas .

Región de Argyre

Se ha argumentado que Uzboi , Ladon , Margaritifer y Ares Valles, aunque ahora están separados por grandes cráteres, alguna vez comprendieron un solo canal de salida que fluía hacia el norte hacia Chryse Planitia . [15] Se ha sugerido que la fuente de este flujo de salida es el desbordamiento del cráter Argyre , anteriormente lleno hasta el borde como un lago por canales (Surius, Dzigai y Palacopus Valles) que drenaban desde el polo sur. Si fuera real, la longitud total de este sistema de drenaje sería de más de 8000 km, la ruta de drenaje más larga conocida en el sistema solar. Según esta sugerencia, la forma actual del canal de salida Ares Vallis sería una remodelación de una estructura preexistente.

Regiones polares

Se ha sostenido que las grandes depresiones presentes en cada polo, Chasma Boreale y Chasma Australe, se formaron por la liberación de agua de deshielo desde debajo del hielo polar, como en un jökulhlaup terrestre . [16] Sin embargo, otros han sostenido que tienen un origen eólico , inducido por vientos catabáticos que soplan desde los polos. [17]

Véase también

Lectura adicional

  • Baker, VR; Carr, MH; Gulick, VC; Williams, CR y Marley, MS "Canales y redes de valles". En Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW y Matthews, MS (eds.). Mars . Tucson, AZ: University of Arizona Press .
  • Carr, MH (11 de enero de 2007). "Canales, valles y barrancos". La superficie de Marte . Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-87201-0.

Referencias

  1. ^ abc Carr, MH (2006), La superficie de Marte . Cambridge Planetary Science Series, Cambridge University Press.
  2. ^ Hartmann, WK y Neukum, G. (2001). "Cronología de la formación de cráteres y evolución de Marte". En: Chronology and Evolution of Mars , ed. R. Kallenbach et al. Dordrecht: Kluwer, págs. 165-94.
  3. ^ ab Burr, DM, McEwan, AS y Sakimoto, SE (2002). "Inundaciones acuosas recientes de Cerberus Fossae", Mars. Geophys. Res. Lett. , 29(1), 10.1029/2001G1013345.
  4. ^ "¿Hay agua en Marte ahora o en el pasado?". Archivado desde el original el 4 de marzo de 2021. Consultado el 19 de julio de 2015 .
  5. ^ ab Baker, VR (1982). Los canales de Marte . Austin: Texas University Press.
  6. ^ ab Carr, MH (1979). "Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados". J. Geophys. Res. , 84, 2995-3007.
  7. ^ Luchitta, BK (2001). "Corrientes de hielo antártico y canales de salida en Marte". Geophys. Res. Lett. , 28, 403-6.
  8. ^ Leverington, DW (2004). "Rilles volcánicos, islas aerodinámicas y el origen de los canales de salida en Marte", Geophys. Res. , 109(E11), doi :10.1029/2004JE002311.
  9. ^ Tanaka, KL (1999). "Origen del flujo de escombros del depósito Simud/Tiu en Marte". J. Geophys. Res. , 104, 8637-52.
  10. ^ Hoffman, N. (2000). Marte blanco. Ícaro, 146, 326-42.
  11. ^ Williams, RM, Phillips, RJ y Malin, MC (2000). "Tasas de flujo y duración en Kasei Vallis, Marte: implicaciones para la formación de un océano marciano". Geophys. Res. Lett. , 27, 1073-6.
  12. ^ Robinson, MS, y Takana, KL (1990), "Magnitud de un evento de inundación catastrófico en Kasei Vallis, Marte". Geology , 18, 902-5.
  13. ^ Garcia-Castellanos, D., et al., (2009). "Inundación catastrófica del Mediterráneo tras la crisis de salinidad mesiniana". Nature , 462, 778-782.
  14. ^ Christiansen, EH (1989). "Lahares en la región Elíseo de Marte". Geology , 17, 203-6.
  15. ^ Parker, TJ, Clifford, Sm y Banerdt, WB (2000). "Argyre Planitia y el ciclo hidrológico global de Marte". LPSC XXXI, Resumen 2033.
  16. ^ Clifford, SM (1987). "Fusión polar basal en Marte". J. Geophys. Res. , 92, 9135-52.
  17. ^ Howard, AD (2000). "El papel de los procesos eólicos en la formación de las características superficiales de los depósitos estratificados polares marcianos". Icarus , 144, 267-88.
  • Canales de salida del sistema solar interior
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