Diferencia entre revisiones de «Sistema de marcas radiales»

[[Archivo:Fresh_impact_crater_HiRise_2013.jpg|miniaturadeimagen|[[Cráter de impacto]] reciente sobre [[Marte (planeta)|Marte]], mostrando un sistema de radial prominente de materiales eyectados. Este cráter de {{Convertir|30|m|ft|abbr=on}} m de diámetro se formó en algún momento entre julio de 2010 y mayo de 2012 (notificado el 19 de noviembre de 2013; {{Coord|3.7|N|53.4|E|globe:Mars}} {{Coord|3.7|N|53.4|E|globe:Mars}}localización {{Coord|3.7|N|53.4|E|globe:Mars}} / 3.7; 53.4).{{Coord|3.7|N|53.4|E|globe:Mars}}<ref>[http://arstechnica.com/science/2014/02/spectacular-new-martian-impact-crater-spotted-from-orbit/ Spectacular new Martian impact crater spotted from orbit], [[Ars Technica]], Feb 6 2014.</ref>]]

En astronomía, se denomina '''sistema radial''' al conjunto de marcas formado por los materiales eyectados  durante la formación de un [[cráter de impacto]], que por la disposición central del cráter se asemejan a los radios de una rueda. Los [[Recta|rayos]] pueden extenderse en longitudes hasta de hasta varias veces el [[diámetro]] del cráter originario, y a menudo están acompañados por pequeños cráteres secundarios formados por los fragmentos más grandes desprendidos en la colisión. Este tipo de sistemas de marcas radiales han sido identificados en la Luna, en [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], en [[Marte (planeta)|Marte]] y en algunas [[Luna|lunas]] de los planetas exteriores. Originalmente se pensó que sólo podían existir en los [[Planeta|planetasplaneta]]s o las lunas carentes de [[atmósfera]], pero recientemente también han sido hallados sobre Marte gracias a las imágenes infrarrojas tomadas en órbita por la cámara térmica del [[Mars Odyssey]].

Estos rayos normalmente se pueden observar con luz visible, aunque en algunos casos es necesario emplear longitudes de onda infrarrojas. Los materiales eyectados suelen poseer un grado diferente de reflectividad ([[albedo]]) o bien sus propiedades térmicas son distintas que las de la superficie sobre la que se han depositado. Típicamente, los rayos visibles tienen un albedo más alto que la superficie circundante. Más raramente, un impacto puede excavar material de albedo bajo, como por ejemplo los depósitos basálticos de [[lava]] en los [[Mar lunar|maria lunares.]] Las marcas radiales térmicas situadas sobre la superficie de Marte se detectan con especial  claridad por la noche, cuando las pendientes y las sombras no influyen en la energía infrarroja emitida por la superficie del planeta.

El depósito del material de los rayos sobre otros elementos de la superficie puede ser muy útil como indicador de la edad relativa del cráter de impacto, porque con el tiempo diversos procesos tienden a borrar los rayos. En cuerpos carentes de atmósfera como la Luna, la [[erosión espacial]] causada por la exposición a los [[Radiación cósmica|rayos cósmicos]] y la caída de [[Meteoroide|micrometeoritos]], reduce progresivamente la  diferencia de albedo entre el material eyectado y el material subyacente. Los micrometeoritos en particular producen un proceso de fundido vítreo en el [[regolito]] de la superficie, reduciendo su [[Albedo|albedo.]]. Las marcas radiales también pueden ser recubiertas por flujos de [[lava]], o por otros cráteres de impacto o sus materiales ejectados.

Históricamente, la naturaleza física de los rayos lunares ha sido un tema de especulación. Las primeras hipótesis sugirieron que eran depósitos de sal procedentes de la evaporación de agua. Posteriormente se pensó que podrían ser depósitos de ceniza volcánica o vetas de polvo. Después de que el origen de impacto de los cráteres fuese aceptado, el astrónomo estadounidense [[Eugene Shoemaker]] sugirió durante la década de 1960 que los rayos eran el resultado de los fragmentos del material eyectado en la colisión.

Estudios recientes sugieren que el brillo relativo de un sistema de rayos lunares no es siempre un indicador fiable de la edad de la formación, dado que el albedo también depende de la porción presente de [[Óxidos de hierro|óxido de hierro]] (FeO). Porciones bajas de FeO dan como resultado materiales más brillantes, por lo que los sistemas de rayos formados a partir de este tipo de materiales puedepueden retener suun aspecto más brillante por periodos de tiempo más largos. En consecuencia, es necesario conocer la composición de los materiales como un factor de importancia para que un análisis de albedo permita determinar la edad de un sistema de marcas determinado.

Entre los cráteres lunares situados en la cara visible con sistemas de rayos pronunciados figuran [[Aristarco (cráter)|Aristarco]], [[Copernicus (cráter)|Copérnico]], [[Kepler (cráter)|Kepler]], [[Proclus (cráter)|Proclus]], [[Dionysius (cráter)|Dionysius]], [[Censorinus (cráter)|Censorinus]], [[Glushko (cráter)|Glushko]], y [[Tycho (cráter)|Tycho.]] Sistemas de rayos similares también aparecen en la [[Cara oculta de la Luna|cara oculta]] de la Luna, como los sistemas de marcas radiales de los cráteres [[Giordano Bruno (cráter)|Giordano Bruno]], [[Necho (cráter)|Necho]], [[Ohm (cráter)|Ohm]], y el pequeño pero prominente [[Pierazzo (cráter)|Pierazzo]].

* [[Lista de cráteres con sistemas de marcas radiales]]