Raia escura de declive - Dark slope streak
Listras escuras de encostas são estreitas, semelhantes a avalanches , comuns em encostas cobertas de poeira nas regiões equatoriais de Marte . Eles se formam em terrenos relativamente íngremes , como ao longo de escarpas e paredes de crateras . Embora reconhecidas pela primeira vez em imagens da Viking Orbiter do final da década de 1970, as listras escuras da encosta não foram estudadas em detalhes até que as imagens de alta resolução da Mars Global Surveyor (MGS) e da Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) estivessem disponíveis no final da década de 1990 e 2000.
O processo físico que produz listras escuras em declives ainda é incerto. Eles são provavelmente causados pelo movimento em massa de material solto e de granulação fina em encostas muito inclinadas (ou seja, avalanches de poeira). O avalanching perturba e remove uma camada de poeira superficial brilhante para expor um substrato mais escuro. O papel que a água e outros voláteis desempenham, se houver, na formação de estrias ainda é debatido. As faixas de declive são particularmente intrigantes porque são um dos poucos fenômenos geológicos que podem ser observados ocorrendo em Marte nos dias atuais.
Natureza das listras em Marte
Listras escuras em declive são feições de albedo . Eles aparecem aos olhos como uma diferença de brilho entre a faixa e a inclinação do fundo em tons mais claros. Normalmente, nenhum relevo topográfico é visível para distinguir a faixa de seus arredores, exceto nas imagens de resolução mais alta (<1 m / pixel). Em muitos casos, a textura da superfície original da encosta é preservada e contínua ao longo da faixa, como se não fosse afetada por eventos envolvidos na formação de faixas escuras (foto à esquerda). O efeito geral é equivalente em aparência a uma sombra parcial projetada para baixo na superfície inclinada. Essas observações indicam que, qualquer que seja o processo que forme as listras, ele afetará apenas a camada mais fina da superfície. Raias de inclinação são apenas cerca de 10% mais escura do que os seus arredores, mas muitas vezes aparecem em preto em imagens porque o contraste foi melhorada ( esticada ).
As feições de albedo cobrem a superfície marciana em uma ampla variedade de escalas. Eles constituem a marcação clássica clara e escura vista em Marte através de telescópios. (Veja características clássicas de albedo em Marte .) As marcações são causadas por proporções diferentes de poeira cobrindo a superfície. A poeira marciana é de cor ocre avermelhada brilhante , enquanto a rocha e o solo ( regolito ) são cinza escuro (a cor do basalto inalterado ). Assim, as áreas empoeiradas em Marte parecem brilhantes (alto albedo), e as superfícies com uma alta porcentagem de rochas e fragmentos de rochas são geralmente escuras (baixo albedo). A maioria das feições de albedo em Marte são causadas por ventos, que limpam algumas áreas de poeira, deixando um atraso mais escuro. Em outras áreas, a poeira é depositada para produzir uma superfície brilhante. A remoção seletiva e a deposição de poeira são mais visíveis ao redor das crateras de impacto e outros obstáculos onde uma variedade de faixas (cauda do vento) e manchas são formadas.
As listras escuras em declive são recursos relativamente pequenos. (Veja A na Galeria de Fotos.) Eles diferem das características de albedo maiores por serem produzidos pela gravidade em vez do vento, embora o vento possa contribuir para sua formação inicial. (Consulte B na Galeria de fotos.) A causa do escurecimento é incerta. Os tamanhos de partícula envolvidos são considerados muito pequenos ( partículas de areia , silte e argila ). Não há clastos grandes o suficiente para serem visualizados, e a encosta rochosa subjacente nunca é exposta (ou seja, a poeira avalanche em uma superfície de poeira). Aparentemente, outras propriedades ópticas, mecânicas ou químicas estão envolvidas na produção do tom mais escuro.
As listras escuras de declive comumente compartilham a mesma inclinação com outras listras de declive de tons variados. As listras mais escuras são consideradas as mais jovens; eles têm margens que são mais nítidas do que listras que não são tão escuras. Essa relação sugere que as listras tornam-se mais claras e mais difusas com o tempo, provavelmente porque ficam cobertas com poeira fresca caindo da atmosfera. Listras escuras desbotadas em declives não devem ser confundidas com listras brilhantes em declives (discutidas abaixo). Tempestades de poeira são comuns em Marte. Às vezes, todo o planeta é envolvido por uma tempestade de poeira, conforme mostrado nas fotos abaixo.
Marte sem uma tempestade de poeira em junho de 2001 (à esquerda) e com uma tempestade de poeira global em julho de 2001 (à direita), conforme visto pela Mars Global Surveyor
Morfologia e ocorrência
Em resoluções moderadas (20–50 m / pixel), listras escuras em declives aparecem como filamentos finos paralelos alinhados na encosta abaixo ao longo das bordas e escarpas da cratera. Muitas vezes são retos, mas também podem ser curvos ou sigmóides . (Consulte C na Galeria de fotos.) Listras escuras em declive mais próximas em geral têm formas alongadas em forma de leque (foto à direita). Eles variam de cerca de 20 a 200 metros de largura e geralmente têm várias centenas de metros a mais de 1.000 metros de comprimento. Listras escuras em declives com mais de 2 quilômetros de comprimento são incomuns; a maioria termina em declive e não se estende além do terreno nivelado.
Uma faixa geralmente começa em um único ponto ( vértice ) alto na encosta. O ápice é frequentemente associado a uma pequena crista isolada, saliência ou outra área de inclinação local. Em imagens de alta resolução, uma pequena cratera de impacto às vezes é visível no ápice. As estrias de declive alargam-se para baixo a partir do ápice de uma forma triangular, geralmente atingindo sua largura máxima antes da metade de seus comprimentos. Uma única faixa de declive pode se dividir em duas faixas separadas ao redor de um obstáculo ou formar um padrão anastamosing (trançado). (Consulte D e E na Galeria de fotos.) Listras em declive normalmente desenvolvem vários dedos (digitação) em suas extremidades descendente.
Imagens do High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) em MRO mostraram que muitas listras de declive têm relevo , ao contrário das descrições anteriores nas quais nenhuma distinção topográfica pode ser vista entre a superfície listrada e adjacente, sem listras. A superfície com listras é normalmente cerca de 1 m mais baixa do que a superfície sem listras. Este relevo só é visível em imagens de resolução máxima em condições de visualização ideais.
Estrias escuras em declives são mais comuns nas regiões equatoriais de Marte, particularmente em Tharsis , Arabia Terra e Amazonis Planitia (foto à esquerda). Eles ocorrem entre as latitudes 39 ° N e 28 ° S. Em seus limites ao norte, eles aparecem preferencialmente em encostas mais quentes voltadas para o sul. Curiosamente, as faixas de declive também estão associadas a áreas que atingem picos de temperatura de 275K (2 ° C), uma temperatura próxima ao ponto triplo da água em Marte. Essa relação levou alguns pesquisadores a sugerir que a água líquida está envolvida na formação de faixas escuras em taludes.
Estrias escuras em declives não parecem se correlacionar com a elevação ou áreas de geologia rochosa específica. Eles ocorrem em uma ampla gama de texturas de declive, incluindo superfícies que são lisas, sem traços característicos e presumivelmente jovens, bem como em encostas mais antigas e com muitas crateras. No entanto, estão sempre associadas a áreas de alta rugosidade superficial, alto albedo e baixa inércia térmica , propriedades que indicam encostas íngremes e cobertas por muita poeira.
Foi sugerido que estrias podem se formar quando o acúmulo de gelo seco começa a aumentar logo após o nascer do sol. Geada noturna de CO 2 é generalizada em baixas latitudes.
Mecanismo de formação
Os pesquisadores propuseram vários mecanismos para a formação de faixas em declive escuro. A opinião mais amplamente aceita é que as listras são o resultado de avalanches de poeira produzidas por fluxo granular seco em encostas excessivamente inclinadas. As avalanches de poeira se assemelham a avalanches de neve solta na Terra. Avalanches de neve solta ocorrem quando a neve se acumula sob condições frias, quase sem vento, produzindo uma neve seca e pulverulenta com pouca coesão entre os cristais de neve individuais. O processo produz uma depressão muito rasa (lamaçal) na superfície da neve, que à distância parece um pouco mais escura do que o resto da encosta.
Outros modelos envolvem água, seja na forma de descargas de primavera , fluxos de detritos úmidos ou percolação sazonal de salmouras ricas em cloreto . Usando dados do Mars Odyssey Neutron Spectrometer, os pesquisadores descobriram que as faixas de declive na bacia Schiaparelli ocorrem em áreas previstas para produzir entre 7,0 e 9,0 por cento em peso de Hidrogênio Equivalente a Água (WEH) em contraste com valores de fundo típicos de menos de 4% WEH. Esta relação sugere uma conexão entre altas porcentagens de WEH e a ocorrência de faixas escuras em declives. No entanto, qualquer processo que requer grandes quantidades de água (por exemplo, descargas de nascentes) parece improvável devido à instabilidade termodinâmica geral da água líquida em Marte.
Outro modelo propõe que faixas escuras em declive são produzidas por correntes densas de poeira seca, lubrificadas por gás dióxido de carbono (CO 2 ). Nesse cenário, uma pequena queda inicial na superfície libera gás CO 2 adsorvido nos grãos do subsolo. Esta liberação produz um fluxo de poeira suportado por gás que se move como uma corrente descendente de tênue densidade. Esse mecanismo pode ajudar a explicar as listras de declive que são excepcionalmente longas.
Algumas observações sugerem que faixas escuras em taludes podem ser desencadeadas por impactos. Imagens adquiridas pela CTX em 2007 e 2010 mostraram que uma nova seqüência apareceu na auréola de Olympus Mons . Uma imagem de acompanhamento da HiRISE mostrou uma nova cratera no topo da linha. Os pesquisadores concluíram que o impacto desencadeou uma nova sequência de declive. Outra linha associada a um impacto foi encontrada no quadrilátero da Arábia.
Nova linha que foi causada por um impacto recente que criou uma pequena cratera, vista pela HiRISE. A localização é o quadrilátero da Arábia .
Uma pesquisa, publicada em janeiro de 2012 na Icarus, descobriu que estrias escuras foram iniciadas por rajadas de ar de meteoritos viajando em velocidades supersônicas. A equipe de cientistas foi liderada por Kaylan Burleigh, um graduando da Universidade do Arizona. Depois de contar cerca de 65.000 faixas escuras em torno do local do impacto de um grupo de 5 novas crateras, surgiram padrões. O número de estrias foi maior próximo ao local do impacto. Portanto, o impacto de alguma forma provavelmente causou as listras. Além disso, a distribuição das estrias formou um padrão com duas asas estendendo-se do local do impacto. As asas curvas pareciam cimitarras, facas curvas. Esse padrão sugere que uma interação de rajadas de ar do grupo de meteoritos soltou a poeira o suficiente para iniciar avalanches de poeira que formaram as muitas faixas escuras. A princípio pensava-se que o tremor do solo com o impacto causava as avalanches de poeira, mas se fosse esse o caso, as listras escuras teriam sido dispostas simetricamente em torno dos impactos, ao invés de estarem concentradas em formas curvas.
O aglomerado de crateras fica próximo ao equador (510 milhas) ao sul de Olympus Mons, em um tipo de terreno chamado formação Medusae Fossae. A formação é coberta com poeira e contém cristas esculpidas pelo vento, chamadas yardangs. Esses yardangs têm encostas íngremes densamente cobertas de poeira, portanto, quando o estrondo sônico do jato de ar chegou dos impactos, a poeira começou a descer pela encosta. Usando fotos do Mars Global Surveyor e da câmera HiRISE do Mars Reconnaissance Orbiter da NASA, os cientistas descobriram cerca de 20 novos impactos a cada ano em Marte. Como a espaçonave tem imaginado Marte quase continuamente por um período de 14 anos, as imagens mais recentes com suspeitas de crateras recentes podem ser comparadas a imagens mais antigas para determinar quando as crateras foram formadas. Como as crateras foram detectadas em uma imagem HiRISE de fevereiro de 2006, mas não estavam presentes em uma imagem do Mars Global Surveyor tirada em maio de 2004, o impacto ocorreu nesse período.
A maior cratera do aglomerado tem cerca de 22 metros (72 pés) de diâmetro com quase a área de uma quadra de basquete. Conforme o meteorito viajava pela atmosfera marciana, provavelmente se fragmentou; daí resultou um pequeno grupo de crateras de impacto. Listras escuras em declives têm sido vistas há algum tempo e muitas ideias foram apresentadas para explicá-las. Esta pesquisa pode ter finalmente resolvido esse mistério.
A imagem indica um aglomerado de crateras e linhas curvas formadas pela explosão de ar de meteoritos. Meteoritos causaram rajadas de ar que causaram avalanches de poeira em encostas íngremes. A imagem é da HiRISE.
Grande plano da imagem anterior ao longo do limite claro / escuro. A linha escura no meio da imagem mostra a borda entre a área clara e a área escura das linhas curvas. As setas verdes mostram áreas altas de cristas. A poeira solta desceu as encostas íngremes quando sentiu o jato de ar dos ataques de meteoritos. A imagem é da HiRISE.
Taxa de formação
As faixas de declive são uma das poucas feições geomórficas que se formam na superfície de Marte atual. Novas faixas foram identificadas pela primeira vez comparando imagens dos Orbitadores Viking da década de 1970 com imagens dos mesmos locais tiradas pela MGS Mars Orbiter Camera (MOC) no final dos anos 1990. A presença de novas estrias mostrou que estrias de declive estão se formando ativamente em Marte, em pelo menos uma escala de tempo anual a uma década. Um tratamento estatístico posterior, usando imagens MOC sobrepostas com intervalos de dias a vários anos, mostrou que faixas de declive podem se formar em Marte a uma taxa de cerca de 70 por dia. Se for preciso, essa taxa sugere que as faixas de declive são as características geológicas mais dinâmicas observadas na superfície de Marte.
As listras escuras em declives desbotam e desaparecem muito mais lentamente do que as novas. A maioria dos riscos identificados nas imagens Viking ainda são visíveis após décadas, embora alguns tenham desaparecido. Os pesquisadores inferem que as listras aparecem em uma taxa 10 vezes mais rápida do que desaparecem, e que o número de listras nas encostas em Marte aumentou nas últimas três décadas. É improvável que esse desequilíbrio tenha persistido por períodos de tempo geologicamente significativos. Uma possível solução para o desequilíbrio é que as rajadas duram séculos, mas são eliminadas em massa após tempestades de poeira extremamente raras, mas violentas (tempestades de magnitude não observada em Marte desde a Viking). Depois que a tempestade passa, uma espessa camada de poeira fresca é depositada para iniciar um novo ciclo de formação de estrias. Um estudo recente publicado no Icarus descobriu que eles duram cerca de 40 anos. Os pesquisadores observaram uma região em Lycus Sulci com imagens Viking e com imagens CTX do Mars Reconnaissance Orbiter. Os primeiros observados com Viking desapareceram, mas foram substituídos por novos.
Estrias escuras em declives ocorrem em associação ou se parecem superficialmente com uma série de outras feições de pequena escala relacionadas a declives em Marte. Isso inclui faixas brilhantes de encostas, cicatrizes de avalanches e linhas de encostas recorrentes. Trilhas de água são características que ocorrem nas regiões polares da Terra. Eles se assemelham a estrias escuras de encostas e linhas de encostas recorrentes, mas ainda não foram descritas em Marte. Muitas das características de declive em Marte podem se originar por meio de um contínuo de processos com perda de massa seca e atividade fluvial menor (relacionada à água) ocupando pontos finais opostos. Barrancos são outra característica comum em encostas no hemisfério sul de latitude média de Marte. Eles têm recebido muita atenção na literatura, mas não são discutidos aqui.
Listras brilhantes em declive
Listras brilhantes em declive são faixas que têm um tom mais claro (cerca de 2%) do que seus arredores. (Veja F na Galeria de Fotos.) Eles são muito mais raros do que listras escuras em declive, mas ambos os tipos de listras têm morfologias semelhantes e ocorrem nas mesmas regiões de Marte. As evidências sugerem que as listras brilhantes em declive são mais antigas do que as listras escuras em taludes. Nunca foram observadas novas faixas brilhantes de taludes, e faixas escuras de taludes podem ser vistas sobrepostas em algumas imagens, indicando que as primeiras são mais jovens do que as últimas. É provável que faixas brilhantes de declive se formem a partir de antigas faixas escuras de taludes que passaram de um estágio parcialmente desbotado. Esta suposição é apoiada por evidências geográficas que indicam que faixas brilhantes em taludes são ligeiramente mais comuns em regiões onde a taxa de formação de novas faixas escuras em taludes é baixa. Em outras palavras, áreas com relativamente muitas faixas brilhantes tendem a ser menos ativas e contêm uma população maior de faixas escuras antigas.
Cicatrizes de avalanche
As áreas com abundantes estrias de declive também contêm uma classe aparentemente distinta de cicatrizes de avalanche. As cicatrizes se assemelham a estrias inclinadas em morfologia e tamanho. (Veja G na Galeria de Fotos) Eles normalmente têm vários metros de profundidade e centenas de metros de comprimento. Eles começam em um único ponto (às vezes uma pequena cratera de impacto mal resolvida) no alto de uma encosta. As bordas irradiam encosta abaixo de forma triangular. Em cerca de metade dos exemplos documentados, um monte baixo de detritos é visível no final da encosta. Originalmente chamadas de "cicatrizes de avalanche com metros de espessura", essas características eram consideradas distintas de listras em declives. No entanto, imagens de alta resolução do instrumento HiRISE em MRO sugerem que cicatrizes de avalanches de metros de espessura e faixas de declive estão relacionadas e fazem parte de um continuum de recursos de perda de massa ativa formados por avalanches de poeira.
Linhas de inclinação recorrentes (fluxos de estação quente)
No verão de 2011, um artigo apareceu na Science descrevendo uma nova classe de recursos de declive com características que sugerem a formação por liberações sazonais de água líquida. (Consulte H e I na Galeria de fotos.) Chamados de "linhas de inclinação recorrente" (RSL) , os recursos receberam uma atenção considerável da mídia. RSLs são marcações escuras estreitas (0,5 a 5 metros) que ocorrem preferencialmente em encostas íngremes voltadas para o equador no hemisfério sul entre as latitudes 48 ° S a 32 ° S. As imagens repetidas do HiRISE mostram que as marcas aparecem e crescem gradualmente durante as estações quentes e desaparecem nas estações frias. RSLs apresentam apenas uma semelhança superficial com faixas escuras de taludes. Eles são muito menores em largura e têm um padrão diferente de ocorrência geográfica e propriedades de declive do que faixas escuras de taludes. RSLs parecem ocorrer em encostas rochosas com temperaturas de superfície sazonalmente altas de 250–300 K (-23–27 ° C). Esta localização pode favorecer o fluxo de fluidos salgados emergindo de infiltrações em certas épocas do ano marciano. Ao contrário dos RSLs, as estrias de declive escuro parecem ocorrer esporadicamente ao longo do ano marciano, e seu desencadeamento parece não relacionado à temporada ou grandes eventos regionais.
Trilhas de água
Trilhas de água são características de encostas pouco estudadas, comuns em terrenos dominados por permafrost nas regiões árticas e antárticas da Terra. Elas são zonas de maior umidade do solo que direcionam a água para baixo da encosta sobre o solo permanentemente congelado logo abaixo da superfície ( mesa de gelo ). Embora rastros de água não tenham sido identificados especificamente em Marte, vários pesquisadores notaram sua semelhança morfológica e espectroscópica com os rastros de declive marcianos. Como faixas escuras em declives, os rastros de água são estreitos, feições sublineares alongadas na direção do declive. Eles normalmente exibem uma leve escuridão em relação ao ambiente e mostram pouco ou nenhum relevo detectável. Durante as condições de pico de fluxo, eles aparecem como manchas de solo úmidas e escurecidas, geralmente com menos de 60 m de largura e várias centenas de metros de comprimento. A descoloração da superfície escura desaparece em trilhas de água congelada durante o inverno, tornando-as quase indetectáveis.
galeria de fotos
Listras escuras e recursos relacionados aparecem nas imagens abaixo. Para ver as características descritas na legenda e no texto, pode ser necessário clicar sobre ela para ampliar a imagem.
A. Estrias escuras em declive são as pequenas feições de albedo linear ao longo da parede SE da cratera. Compare com o recurso de albedo, muito maior, relacionado ao vento (mancha oval na parte superior central da imagem). Esta imagem é um THEMIS VIS da espaçonave Mars Odyssey . Tem cerca de 25 km de largura. O norte está no topo.
B. Esta faixa escura de declive pode ter sido iniciada por ventos do redemoinho. Uma trilha de redemoinho de poeira fina é visível no ápice da faixa de inclinação. Esta imagem HiRISE do Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) tem 1,8 km de diâmetro e é baseada em Schorghofer et al., 2007, p. 136, Fig. 5.
C. Estrias escuras no quadrângulo de Diacria , conforme visto pela Mars Orbiter Camera (MOC) no Mars Global Surveyor (MGS).
D. Estrias de declive escuro na região de Phlegra Dorsa como visto por MOC . A faixa próxima ao centro da imagem foi desviada ao redor de uma pequena colina. A imagem tem cerca de 3 km (1,9 mi) de diâmetro.
E. Raia de inclinação trançada (anastomosada) na região de Lycus Sulci, vista por MOC . A morfologia se assemelha a características produzidas por fluxo fuidizado. A imagem tem cerca de 3 km (1,9 mi) de diâmetro.
F. Ambos os declives escuros e claros ocorrem juntos na parede desta cratera de impacto em Arabia Terra como visto por MOC . A análise fotométrica mostra que o brilho das listras é inerente e não devido às condições de iluminação ou geometria de visualização.
G. Cicatrizes de avalanche superficiais associadas a faixas escuras em declive. A linha de declive tem o mesmo ápice agudo e morfologia triangular facetada das cicatrizes, sugerindo que ambos os tipos de feições têm origem semelhante. A imagem é da HiRISE .
H. Lineae de declive recorrente conforme visto por HiRISE .
I. Seasonal Dark Flows, "Recurring Slope Linae" (RSL), nas encostas marcianas (2 de novembro de 2007).
O declive escuro estrias perto do topo de uma cratera de pedestal, como visto por HiRISE sob o programa HiWish .
Riscos e camadas escuras da encosta perto de uma cratera de pedestal, como visto por HiRISE sob o programa HiWish.
Listras escuras jovens e velhas, vistas pela HiRISE no programa HiWish . A localização é o quadrângulo de Diacria .
Listras escuras em declive, conforme visto pela HiRISE no programa Arrows HiWish, mostram como as rochas afetaram a forma das faixas.
Listras escuras em declive, conforme visto pela HiRISE no programa Arrows HiWish, mostram como as rochas afetaram a forma das faixas.
Referências
Leitura adicional
- Barlow, NG (2008). Marte: uma introdução ao seu interior, superfície e atmosfera; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-85226-5 .
- Hartmann, William, K. (2003). Guia do viajante para Marte: as paisagens misteriosas do planeta vermelho; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .