Una manta de eyección es un delantal de eyección generalmente simétrico que rodea un cráter de impacto ; tiene una capa gruesa en el borde del cráter y de delgada a discontinua en el borde exterior de la manta. [1] El cráter de impacto es uno de los mecanismos básicos de formación de la superficie de los cuerpos del sistema solar (incluida la Tierra) y la formación y colocación de mantas de eyección son las características fundamentales asociadas con el evento de cráter de impacto. [2] Los materiales eyectados se consideran materiales transportados más allá de la cavidad transitoria formada durante la formación de cráteres de impacto, independientemente del estado de los materiales objetivo. [2]
Formación
Un manto de eyección se forma durante la formación de cráteres por impacto de meteoritos y generalmente se compone de los materiales que se expulsan del proceso de cráter. Los materiales eyectados se depositan en la capa preexistente de materiales objetivo y, por lo tanto, forman una estratigrafía invertida que el lecho de roca subyacente. [3] [4] En algunos casos, el fragmento excavado de materiales eyectados puede formar cráteres secundarios . [5] Los materiales de la capa de eyección provienen de fragmentos de roca de la excavación del cráter, materiales debidos al derretimiento por impacto, [6] y fuera del cráter. Inmediatamente después de un evento de impacto , los escombros que caen forman una capa de eyección que rodea el cráter. Se deposita una capa de eyección en las regiones interiores del borde del cráter hasta el borde del cráter final y más allá del borde del cráter. [2] Aproximadamente la mitad del volumen de eyección cae dentro de 1 radio de cráter del borde, o 2 radios del centro del cráter. La capa de eyección se vuelve más delgada con la distancia y cada vez más discontinua. Más del 90% de los escombros cae dentro de aproximadamente 5 radios del centro del cráter. La eyección que cae dentro de esa área se considera eyecta proximal . Más allá de 5 radios, los restos discontinuos se consideran eyecta distal . [7]
Presencia
Las mantas de eyección se encuentran en los planetas terrestres (p. Ej., La Tierra, Marte y Mercurio) y los satélites (p. Ej., La Luna). [8] Muchas de las mantas de eyección de Marte se caracterizan por fluir fluidizado a través de la superficie. [9] En contraste, las mantas de eyección y los depósitos de eyección proximales de la Luna y Mercurio (o en cuerpos sin aire) se atribuyen a la sedimentación balística. [3] [2] Los cráteres de impacto fresco de la Luna conservan una capa de eyección continua que se caracteriza por materiales en bloque y de alto albedo. [10] Al igual que los cráteres lunares frescos, los cráteres de impacto de Mercurio también forman depósitos de eyecta continuos de materiales en bloques y de alto albedo. [2] La estructura radial de los depósitos de eyecta se ve alrededor del cráter de impacto lunar y generalmente se adelgaza a medida que aumenta la distancia desde el centro del cráter. La presencia de materiales de rocas también se observa en los depósitos de eyección lunares. Sin embargo, el diámetro de la roca que se encuentra en los depósitos de eyección está directamente relacionado con el tamaño del diámetro del cráter de impacto. [11] La baja gravedad y la falta de atmósfera (cuerpos sin aire) favorece la formación de cráteres de impacto y eyecta negra asociada en la superficie de la luna y Mercurio. Aunque una atmósfera espesa y una gravedad relativamente más alta de Venus reducen la probabilidad de formación de cráteres por impacto, [12] la temperatura superficial más alta aumenta la eficiencia del derretimiento por impacto [13] y los depósitos de eyección asociados. La capa de eyección es una característica común que se ve en los cráteres de impacto marcianos, específicamente alrededor del cráter de impacto reciente . [14] Un tercio de los cráteres de impacto marcianos con ≥ 5 km de diámetro tienen eyecciones de impacto perceptibles alrededor. [15] Las mantas de eyección en capas abundan en la superficie de Marte, ya que alrededor del 90% de las eyecciones se caracterizan como materiales en capas. [2] Aunque los cráteres de impacto y la capa de eyección resultante son características omnipresentes en los cuerpos sólidos del sistema solar, la Tierra rara vez conserva la firma de la capa de eyección de impacto debido a la erosión. [16] [2] Sin embargo, hasta la fecha, hay 190 cráteres de impacto identificados en la superficie de la Tierra. [17]
Morfología y tipos
Las mantas eyectadas tienen una morfología diversa. Las variaciones en la capa de eyección indican diferentes características geológicas involucradas con el proceso de formación de cráteres de impacto, como la naturaleza de los materiales objetivo y la energía cinética involucrada con el proceso de impacto. Esta información también da una idea sobre el entorno planetario, por ejemplo, la gravedad y los efectos atmosféricos [18] asociados con los cráteres de impacto. El estudio de las eyecciones de impacto es un excelente entorno de muestreo para la futura exploración lunar in situ . [5] Es posible que la capa de eyección no siempre se distribuya uniformemente alrededor de un cráter de impacto. [18] Según la estructura, la capa de eyección se describe como muralla, lobulada, mariposa, salpicadura, sinuosa, etc. [19] Muchos factores determinan la extensión de la capa de eyección que van desde el tamaño y la masa del impactador (meteorito, asteroide o cometa), temperatura de la superficie, gravedad y presión atmosférica del cuerpo objetivo, las características físicas de la roca objetivo. [20] [2] Las mantas de eyección marciana se clasifican en tres grupos según la morfología observada identificada por los datos de la nave espacial: [14]
una. Patrón de eyección de la capa: el manto de eyección parece haberse formado mediante un proceso de fluidización y compuesto por capas únicas o múltiples, parciales o completas, de una hoja de materiales que rodean el cráter. [14] En algún momento, las modificaciones eólicas también son comunes.
B. Manta de eyección radial: los materiales de eyección son colocados por los materiales secundarios eyectados a lo largo de una trayectoria de ballet. Estos patrones radiales también se encuentran alrededor de los cráteres lunares y mercurianos.
C. Combinación de patrón de eyección radial y en capas.
Ver también
Referencias
- ^ David Darling. "manta de eyección" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y naves espaciales . Consultado el 7 de agosto de 2007 .
- ^ a b c d e f g h Osinski, Gordon R .; Tornabene, Livio L .; Afligirse, Richard AF (15 de octubre de 2011). "Impacto de emplazamiento de eyecciones en planetas terrestres". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 310 (3): 167-181. Bibcode : 2011E y PSL.310..167O . doi : 10.1016 / j.epsl.2011.08.012 . ISSN 0012-821X .
- ^ a b "manta de eyección | Encyclopedia.com" . www.encyclopedia.com . Consultado el 12 de noviembre de 2019 .
- ^ "Manta Eyecta - Referencia Oxford" . www.oxfordreference.com . Consultado el 12 de noviembre de 2019 .
- ^ a b "Características de la manta de eyección | Cámara del orbitador de reconocimiento lunar" . lroc.sese.asu.edu . Consultado el 12 de noviembre de 2019 .
- ^ Bray, Veronica J .; Atwood-Stone, Corwin; Neish, Catherine D .; Artemieva, Natalia A .; McEwen, Alfred S .; McElwaine, Jim N. (1 de febrero de 2018). "El derretimiento de impacto lobulado fluye dentro del manto de eyección extendido del cráter Pierazzo" (PDF) . Ícaro . 301 : 26–36. Bibcode : 2018Icar..301 ... 26B . doi : 10.1016 / j.icarus.2017.10.002 . ISSN 0019-1035 .
- ^ Francés, Bevan M. (1998). "Ch 5: rocas metamorfoseadas por choque (Impactitas) en estructuras de impacto" . Rastros de catástrofe: un manual de efectos metamórficos de choque en estructuras de impacto de meteoritos terrestres . Houston : Instituto Lunar y Planetario . págs. 74–78.
- ^ Zanetti, M .; Stadermann, A .; Jolliff, B .; Hiesinger, H .; van der Bogert, CH; Plescia, J. (1 de diciembre de 2017). "Evidencia de cráteres autosecundarios de depósitos de eyecta continua de edad copernicana en la Luna". Ícaro . Orbitador de reconocimiento lunar - Parte III. 298 : 64–77. Bibcode : 2017Icar..298 ... 64Z . doi : 10.1016 / j.icarus.2017.01.030 . ISSN 0019-1035 .
- ^ Carr, MH; Crumpler, LS; Cutts, JA; Greeley, R .; Invitado, JE; Masursky, H. (1977). "Cráteres de impacto marcianos y emplazamiento de eyecciones por flujo superficial". Revista de Investigación Geofísica . 82 (28): 4055–4065. Código Bibliográfico : 1977JGR .... 82.4055C . doi : 10.1029 / JS082i028p04055 . ISSN 2156-2202 .
- ^ Melosh, HJ (1996). Cráteres de impacto: un proceso geológico . Prensa de la Universidad de Oxford. ISBN 9780195104639.
- ^ Bart, Gwendolyn D .; Melosh, HJ (2007). "Uso de rocas lunares para distinguir los cráteres de impacto primario de secundarios distantes". Cartas de investigación geofísica . 34 (7): L07203. Código Bibliográfico : 2007GeoRL..34.7203B . doi : 10.1029 / 2007GL029306 . ISSN 1944-8007 . S2CID 106395684 .
- ^ Schultz, Peter H. (1 de enero de 1993). "Crecimiento de un cráter de impacto en una atmósfera". Revista Internacional de Ingeniería de Impacto . 14 (1): 659–670. doi : 10.1016 / 0734-743X (93) 90061-B . ISSN 0734-743X .
- ^ Llorar, RA F; Cintala, M. J (1 de enero de 1997). "Diferencias planetarias en la fusión por impacto". Avances en la investigación espacial . Impactos de la hipervelocidad en el espacio y la planetología. 20 (8): 1551-1560. Código Bibliográfico : 1997AdSpR..20.1551G . doi : 10.1016 / S0273-1177 (97) 00877-6 . ISSN 0273-1177 .
- ^ a b c Barlow, Nadine G .; Boyce, Joseph M .; Costard, Francois M .; Craddock, Robert A .; Garvin, James B .; Sakimoto, Susan EH; Kuzmin, Ruslan O .; Roddy, David J .; Soderblom, Laurence A. (2000). "Estandarización de la nomenclatura de las morfologías de eyección del cráter de impacto marciano" . Revista de investigación geofísica: planetas . 105 (E11): 26733–26738. Bibcode : 2000JGR ... 10526733B . doi : 10.1029 / 2000JE001258 . ISSN 2156-2202 .
- ^ Barlow, Nadine G. (2005). "Una revisión de las estructuras de eyección del cráter de impacto marciano y sus implicaciones para las propiedades del objetivo". Grandes impactos de meteoritos III . doi : 10.1130 / 0-8137-2384-1.433 . ISBN 9780813723846.
- ^ Amor, Kenneth; Hesselbo, Stephen P .; Porcelli, Don; Thackrey, Scott; Parnell, John (2008). "Una manta de eyección proximal precámbrica de Escocia" . Geología . 36 (4): 303. Bibcode : 2008Geo .... 36..303A . doi : 10.1130 / G24454A.1 .
- ^ "Base de datos del impacto de la tierra" . passc.net . Consultado el 20 de diciembre de 2019 .
- ^ a b "Laboratorio de cráteres de impacto" . www.lpi.usra.edu . Consultado el 13 de noviembre de 2019 .
- ^ Robbins, Stuart J .; Hynek, Brian M. (2012). "Una nueva base de datos global de cráteres de impacto de Marte ≥1 km: 1. Creación de la base de datos, propiedades y parámetros" . Revista de investigación geofísica: planetas . 117 (E5): n / a. Código bibliográfico : 2012JGRE..117.5004R . doi : 10.1029 / 2011JE003966 . ISSN 2156-2202 .
- ^ Querido, David. "manta de eyección" . www.daviddarling.info . Consultado el 13 de noviembre de 2019 .