Astronomía

¿Qué altura tienen las estructuras lineales "fracturadas" en la superficie de Europa?

¿Qué altura tienen las estructuras lineales


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¿Cuáles son las diferencias de altitud en la parte de alta resolución de esta imagen de Europa?

¿Qué altura tienen esas crestas sobre los valles vecinos? ¿Y qué tan grande es el área que se muestra en esta imagen?

¿Y se cree que los cráteres se formaron por impactos o algún tipo de "erupciones" desde abajo? Me parece que las áreas que tienen más cráteres (diminutos) están encima y, por lo tanto, son más nuevas que las áreas con menos cráteres. Bueno, aquí y allá de todos modos.


Aparentemente, se ha inferido que son "220 metros". Ver las referencias en:

S. D. Kadel, S. A. Fagents, "PARES DE CINTA EN EUROPA", Ciencia Lunar y Planetaria XXIX. (PDF)


¿Qué altura tienen las estructuras lineales & ldquofracturadas & rdquo en la superficie de Europa? - Astronomía

Distribuido el 2 de marzo de 1998
Contacto: Carol Cruzan Morton

Antecedentes de los datos de Europa de la Misión Galileo a Júpiter

En la rueda de prensa de hoy, los científicos de Brown y la NASA mostrarán las imágenes más detalladas jamás vistas de la luna Europa de Júpiter. Transmitidas recientemente desde la nave espacial Galileo, las imágenes proporcionan tres piezas clave de evidencia que apoyan la idea de que el agua puede acechar debajo de la superficie de Europa. (Consulte también el aviso de noticias).

Fondo

¿Agua o hielo? ¿Líquido o fangoso o sólido congelado? Desde que las misiones de la nave espacial Voyager atravesaron el sistema de Júpiter en 1979, los científicos planetarios se han preguntado acerca de la capa de hielo que rodea al planeta. La superficie de hielo cegadoramente brillante de Europa la convierte en uno de los objetos más brillantes de nuestro sistema solar. Imágenes recientes de la nave espacial Galileo han proporcionado evidencia de que Europa tuvo un océano líquido debajo de la corteza congelada en algún momento de su historia, pero no está claro si este océano todavía existe. De las diversas explicaciones propuestas por los científicos, la mayoría de los escenarios de la evolución de Europa hacen que la capa de agua se congele al principio de su historia. La superficie de la luna es de -260 ° F, lo que podría congelar un océano durante varios millones de años. Pero algunos científicos están empezando a pensar que el calentamiento causado por un tira y afloja con Júpiter y las lunas vecinas podría estar manteniendo líquidas grandes partes del océano.

Imágenes clave

Nuevas imágenes estéreo y de muy alta resolución de Europa recién transmitidas a la Tierra desde el sobrevuelo de la Misión Galileo Europa en diciembre de 1997 pueden ayudar a respaldar la teoría de que el agua o el aguanieve pueden chapotear debajo de la corteza congelada de Europa. Lo suficientemente detalladas para ver un objeto del tamaño de un camión en la superficie, las nuevas imágenes tienen una resolución cientos de veces más alta que las mejores imágenes de la Voyager y de tres a 20 veces más altas que las imágenes anteriores de Galileo. Los científicos de Brown y la NASA señalan tres piezas clave de evidencia de las imágenes detalladas:

    La topografía tenue del cráter de impacto joven Pwyll, cuyos rayos cubren una parte significativa de la superficie de Europa

Océanos y vida

"Juntos, los cráteres, el caos y las cuñas apoyan la hipótesis de que en la historia más reciente de Europa, existía agua líquida o al menos parcialmente líquida a poca profundidad debajo de la superficie de Europa en varios lugares diferentes", dice James Head, profesor de geología de la Universidad de Brown. ciencias. "Estos y otros datos apoyan la hipótesis de que Europa es cálida y activa hoy y potencialmente se caracteriza por una capa de agua subterránea global o un océano. Europa, como Marte y la luna de Saturno, Titán, es un laboratorio para el estudio de las condiciones que podrían haber condujo a la formación y evolución de la vida. La combinación de calor interior, agua líquida y la caída de material orgánico de cometas y meteoritos significa que Europa tiene los ingredientes clave para la vida y representa un entorno emocionante que merece una exploración más detallada. . "

Evidencia de cráter

Los rayos y los escombros del impacto que formó el cráter Pwyll irradian sobre una gran parte de la superficie de la luna. Galileo tomó fotografías del cráter de impacto desde dos perspectivas para determinar la forma tridimensional del cráter. Los colegas del DLR (Establecimiento de Investigación Aeroespacial Alemán) convirtieron estas imágenes en un mapa a color que muestra la profundidad del cráter y la altura de sus picos. A diferencia de la mayoría de los cráteres de impacto profundo y jóvenes, el piso de Pwyll está al mismo nivel que el exterior, dice el estudiante graduado de Brown, Geoffrey Collins. Los picos centrales del cráter tienen más de 2,000 pies de altura, cuatro veces más altos que el Monumento a Washington, y más altos que el borde del cráter. Esto significa que este cráter joven era cálido y débil y colapsó durante o muy poco después del impacto del meteorito, en contraste con los cráteres formados en material frío y rígido. Los escombros que fluyeron del violento impacto son oscuros, lo que sugiere la excavación de diferentes materiales debajo de la superficie. Todo esto sugiere que el agua justo debajo de la superficie estaba lo suficientemente caliente como para ser fangosa en la historia reciente de la luna.

Evidencia del caos

Las nuevas imágenes de Galileo ayudan a responder algunas preguntas sobre otras áreas de Europa que están llenas de bloques de corteza fracturados y rotados del tamaño de varias cuadras de la ciudad (denominado terreno del caos). Estos trozos de hielo fracturados parecían estar deslizándose sobre hielo blando similar a un glaciar debajo de la superficie o flotando como icebergs en un material más fluido. Las nuevas imágenes muestran que el material entre las placas de corteza agrietadas y separadas es áspero y arremolinado, dice Robert Pappalardo, científico investigador postdoctoral en Brown. Las piezas se sumergen en lo que parece ser un aguanieve que ahora está congelado. Las temperaturas muy bajas en la superficie de Europa (-260 ° F) significan que cualquier agua expuesta en la superficie se congelaría inmediatamente y podría crear este tipo de textura. El accidentado terreno caótico, así como el movimiento y la rotación de los bloques, sugieren que la corteza era al menos parcialmente líquida a poca profundidad.

Evidencia de cuñas

Otras imágenes están ayudando a desentrañar más misterios. Los pedazos de la corteza relucientemente blanca de la luna están separados por pedazos en forma de cuña de corteza más oscura y nueva, que brotan desde abajo, se congelan y se agrietan. Las piezas separadas de la corteza blanca volverían a encajar como un rompecabezas, lo que sugiere que podría estar ocurriendo una actividad similar a la tectónica de placas en Europa para formar las cuñas. Compuesto por un conjunto de crestas lineales estrechas y surcos paralelos, la cuña oscura tiene muchas similitudes con la nueva corteza formada en las crestas oceánicas en el fondo marino de la Tierra, dice la estudiante graduada de Brown Louise Prockter, quien ha estudiado imágenes de sonar de alta resolución del Mid-Atlantic Ridge y ha visitado el fondo del Océano Pacífico en el vehículo sumergible de investigación Alvin. Al igual que la Tierra, la nueva corteza parece estar brotando, separándose y reemplazando la corteza más antigua. En Europa, el material fundido que se solidifica en la superficie probablemente era hielo fangoso o agua líquida.

Próximo paso

Para confirmar la existencia de tal capa, determinar su profundidad e investigar su naturaleza y extensión global, se planean más observaciones para la Misión Galileo Europa, y se planean otros experimentos para una Misión Europa Orbiter que se lanzará en 2003, dice Michael JS Belton. del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica en Tucson, Arizona, y líder del equipo para el sistema de imágenes de estado sólido.

97-090 - Comunicado de prensa que describe imágenes de Europa
97-090a - Aviso de noticias anunciando la rueda de prensa
97-090c - Leyendas de imágenes de Europa distribuidas el 2 de marzo de 1998


Mercurio (planetas extra)

Mercurio es uno de los planetas agregados por el mod Extra Planets. Mercurio no tiene oxígeno, al igual que la mayoría de los otros planetas. Los meteoritos caen aquí. También aquí, a medida que estamos más cerca del sol, el aumento de energía solar es de hasta un 500% y la duración del día es de 820 horas.

La superficie se compone de tonos de bloques grises, algunos de ellos son montañas muy altas y cráteres muy grandes. También hay algunos charcos de agua infectada,

El metro del planeta incluye cuevas. Los minerales de carbono, hierro, estaño, cobre y mercurio se presentan en estas cuevas. También está el nuevo Grava de mercurio que siempre te da pedernal. También el Potasa se encuentra en capas muy profundas Las Estructuras son las pueblos, Esferas Desh y Meteoric Iron y el mazmorras

El Dungeon no tiene diferencia con los demás. Significa que está hecho de muchas habitaciones unidas en un orden lineal hasta que llegas a la sala del jefe, por lo que no es un laberinto. Las principales diferencias son el Boss, el Treasure Chest y que está hecho de Yellow Bricks. The Boss es el Evolved Magma Cube Boss, un enorme cubo de magma con 600 hp que saltará por todos lados para aplastarte y matarte.

El Cofre del tesoro de nivel 4 se puede abrir con la llave de mazmorra de nivel 4, que se obtiene al matar al jefe del cubo de magma evolucionado. Dentro del cofre, puede encontrar un esquema de cohete de nivel 4 o el contador Geiger y un botín menos importante.


Con frecuencia se pueden observar flujos de cola alrededor de BBF (TWAB). Tienen alta |V| y propiedades del plasma similares a los flujos a granel en ráfagas (BBF) en comparación con los flujos generales hacia la cola

Es más común observar que un TWAB tiene éxito que antes de un BBF. Sin embargo, no existe una diferencia distintiva entre ellos.

Los TWAB son probablemente los BBF "recién" recuperados. Pueden representar la etapa inicial de la evolución de los flujos hacia la cola en la hoja de plasma.

Ionosfera y atmósfera superior


¿Qué altura tienen las estructuras lineales & ldquofracturadas & rdquo en la superficie de Europa? - Astronomía

Arnett, W. "Los nueve planetas: Adrastea". Nueve planetas.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Amaltea". Nueve planetas.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Ananke". Nueve planetas.

Uno de los satélites galileanos. Calisto está cubierta de hielo y cráteres. La característica más destacada de Callisto es Valhalla, un grupo gigante de anillos levantados por la onda expansiva de un impacto.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Calisto". Nueve planetas.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Carme". Nueve planetas.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Elara". Nueve planetas.

Uno de los satélites galileanos. Europa tiene una corteza de hielo entrecruzada con carriles oscuros y se cree que tiene un manto de agua líquida. Los carriles oscuros tienen longitudes desde unos pocos kilómetros hasta miles de kilómetros. Algunos son rectos y otros curvos. Europa tiene una superficie inusualmente lisa sin áreas de impacto observadas. Las unidades más antiguas son las llanuras, seguidas por el terreno moteado, y las más jóvenes son las bandas lineales (lineamientos oscuros). Se cree que son extensionales. Las rayas de luz de menos de unos 100 m de altura se conocen como crestas cicloides. Cerca del terminador hay depresiones poco profundas que podrían ser cráteres de impacto casi completamente erosionados o cicatrices de erupción volcánica de agua.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Europa". Nueve planetas.

Ganimedes es uno de los satélites galileanos y es el satélite más grande del sistema solar. El 40% de la superficie está salpicada de cráteres. El 60% restante está atravesado por surcos, posiblemente formados por fallas extensionales. Muchos cráteres están relajados, conocidos como palimpsestos.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Ganímedes". Nueve planetas.

Arnett, W. "Los nueve planetas: Himalia". Nueve planetas.

Uno de los satélites galileanos. Io está cubierto por al menos 10 volcanes activos que arrojan azufre, así como por flujos, cráteres de ventilación y fisuras. El vulcanismo de Io resulta de las tremendas mareas terrestres causadas por la tremenda gravedad de Júpiter que lo flexiona sobre su excéntrica órbita (Peale et al. 1979). El gas principal es SO 2 , pero también puede haber O 2 y Na. La marea solar tendería a circularizar la órbita de Io, pero su excentricidad se ve forzada por una resonancia de 2: 1 con Europa. La pluma de Pele tiene 1000 km de ancho. Las observaciones infrarrojas indican que pueden estar presentes lagos de azufre líquido en la superficie, y Loki puede tener un iceberg flotando en un lago de azufre. La atmósfera de Io parece estar localizada cerca del punto subsolar y los respiraderos volcánicos. Hay un toro de material alrededor de Júpiter en el radio orbital de Io, conocido como Io toro. Análisis de perturbaciones gravitacionales al Galileo Las naves espaciales sugieren que Io tiene un núcleo de hierro o sulfuro de hierro que tiene la mitad de su diámetro, 1800 km. También se detectó una disminución en el campo magnético de Júpiter, lo que aumenta la posibilidad de que Io pueda tener un campo magnético (Anderson et al. 1996).

Anderson, J. D. Sj & oumlgren, W. L. y Schubert, G. & quotGalileo Gravity Results and the Internal Structure of Io & quot. Ciencias 272, 709-712, 1996.


Implicaciones astrobiológicas de los terrenos del caos en Europa para ayudar a apuntar a misiones futuras

Revisando los resultados de diferentes autores sobre la corteza de hielo y suponiendo la presencia de un océano interno dentro de Europa, los terrenos del caos y varias características de lenticulas podrían estar en conexión con centros geotermales submarinos, mientras que los terrenos separables y otras características lineales probablemente estén en conexión con las mareas. Procesos. Clasificando las características de la superficie de acuerdo con la posibilidad de su conexión con los procesos submarinos profundos, el primer grupo mencionado anteriormente es más importante que las características lineales relacionadas con las mareas.

Al examinar el tamaño y la altura de los bloques en el terreno de ejemplo de Conamara Chaos, encontramos que el espesor de la corteza de hielo durante su formación podría ser de alrededor de 2 km en las balsas y 0,5 km en la matriz, de acuerdo con los valores estimados de otros autores. Calculando la presión hidrostática en el fondo de la corteza de hielo de aproximadamente 25 km de espesor, se estimó entre 10 000 y 20 000 kPa, y en el fondo de un océano de 100 km de profundidad del orden de 150 000 kPa. A tal presión y temperatura asumida, los gases volcánicos se disolvieron en el agua, aunque también podrían formarse clatratos, y luego podrían liberarse como burbujas de gas. Este proceso se mejoró durante la formación de terrenos de caos si el espesor de la corteza de hielo es de solo 2 km en la fase activa y la presión es de alrededor de 2400-3100 kPa en su base, o dentro de una lente de salmuera subsuperficial todavía aproximadamente 100 veces más pequeña que en el fondo del océano. La descomposición rápida y la formación de burbujas pueden ser las más intensas en las regiones de caos y las burbujas pueden quedar atrapadas entre los granos de hielo (McCord et al., 1999) o dentro de la estructura del clatrato (Prieto-Ballesteros et al., 2004). Utilizando observaciones terrestres analógicas, llegamos a la conclusión de que las burbujas atrapadas podrían detectarse de forma remota por la diferencia en el albedo infrarrojo y visual, y por otras propiedades de dispersión. La racionalidad de tales observaciones es más alta en aquellas unidades de la matriz de bajo nivel de las regiones del caos, donde las estructuras lineales más pequeñas están presentes sugiriendo la disrupción más fuerte, pero no están cubiertas por delantales de escombros. La posibilidad de la detección de burbujas de gas u otro material flotando hacia arriba en la cálida columna ascendente es de gran interés en terrenos de caos, y el desarrollo de métodos de detección para la próxima misión Europa es útil.

Reflejos

► Los terrenos del caos brindan más información sobre el posible vulcanismo submarino que otras estructuras superficiales. ► El análisis de bloques en Conamara Chaos sugiere que el hielo tenía 2 km de espesor en las balsas durante la formación del caos. ► El hielo en la matriz de bajo nivel entre las balsas tenía 0,5 km de espesor durante la formación del caos. ► El gas volcánico submarino liberado puede formar burbujas a medida que el clatrato se descompone cerca de la superficie. ► Estas burbujas pueden haber quedado atrapadas y, por lo tanto, observadas cerca de los terrenos del caos.


4 simulaciones del flujo energético de protones para el sobrevuelo E26

  • Caso 1: campos homogéneos, sin intercambio de carga atmosférica.
  • Caso 2: campos homogéneos, intercambio de cargas atmosféricas.
  • Caso 3: campos no homogéneos, sin intercambio de carga atmosférica.
  • Caso 4: campos no homogéneos, intercambio de cargas atmosféricas.
  • Caso 5: campos no homogéneos con penacho, sin intercambio de carga con la atmósfera o penacho.
  • Caso 6: campos no homogéneos con penacho, intercambio de carga con la atmósfera y penacho.
  • Caso 7: igual que el 4 pero con un ambiente diferente.

Los casos 1 y 2, que se muestran en los paneles 1 y 2 de la Figura 1, son generalmente consistentes con el momento en que los agotamientos ocurren entre las 17:58 y las 18:02. Sin embargo, identificamos dos inconsistencias principales entre las simulaciones y los datos. Primero, se predice una característica de agotamiento que dura varios giros en el área sombreada marcada con "d", que no está presente en los datos. En segundo lugar, un agotamiento que se produce poco después de la aproximación más cercana en los datos, visible en el área sombreada marcada con "p", no se reproduce en el Caso 1 ni en el Caso 2. La adición del intercambio de carga en el Caso 2 agrega más mermas, en 17: 58:30 y 18:03:00, pero tiene poco impacto en la característica que ocurre directamente después de la aproximación más cercana visible en el área sombreada marcada con "p." Esto indica que la característica “p” no se puede atribuir al intercambio de carga con la atmósfera global supuesta. Consideramos el agotamiento simulado marcado por "d" y el agotamiento medido marcado por "p" como diferencias clave entre la simulación y los datos que deben abordarse.

Los paneles 3 y 4 de la Figura 1 muestran los casos 3 y 4 en los que se consideran campos no homogéneos. En comparación con los casos 1 y 2, el agotamiento que se extiende sobre múltiples espines marcados con "d" no se predice en los casos 3 y 4. Esto indica que los campos no homogéneos resultantes de la interacción de la atmósfera de Europa con el plasma magnetosférico juegan un papel importante en la acceso de protones energéticos a la superficie y la atmósfera. El caso 3 difiere del caso 1 en el sentido de que ya no se predicen varias reducciones (p. Ej., Característica "a"). Al introducir el intercambio de carga atmosférica en el caso 4, las reducciones se reproducen mejor que en el caso 3 (por ejemplo, característica "a"). La única gran discrepancia que queda, en comparación con los datos, es la característica de agotamiento en el área sombreada marcada con "p", que no se reproduce en la simulación. El caso 4 introduce características de agotamiento menor adicionales, por ejemplo, entre las 18:02:00 y las 18:02:30 que no ocurren en los datos. Atribuimos las discrepancias restantes entre el Caso 4 y los datos a las diferencias entre el modelo atmosférico o MHD idealizado y la atmósfera real o el entorno magnetosférico. En el último panel de la Figura 1 comparamos los Casos 4 a 7, una simulación con una densidad atmosférica diferente (norte10 = 2 · 10 7 cm −3 en lugar de 2,5 · 10 7 cm −3). Tenga en cuenta que tanto el MHD como la simulación de rastreo de partículas se han vuelto a ejecutar para este caso. Las diferencias entre los dos casos son visibles en el área gris oscuro marcada con una "f". Esto muestra que la simulación es sensible a cambios en la densidad atmosférica de menos de un factor 2.

En los casos 5 y 6, que se muestran en los paneles 5 y 6 de la Figura 1, se consideran campos no homogéneos, incluida una pluma. En comparación con todos los casos anteriores, estos son los únicos casos en los que se reproduce un agotamiento en la zona sombreada marcada con “p”. El agotamiento en el caso 5 está subestimado en comparación con los datos. De manera similar al caso 3, el caso 5 tampoco puede reproducir algunas de las principales características de agotamiento (por ejemplo, la característica "a"), que se reproducen al introducir el intercambio de carga atmosférica en el caso 6 (o el caso 4). El intercambio de carga con una pluma profundiza el agotamiento en la región “p” en el Caso 6, pero también introduce un gradiente en el agotamiento que no está presente en los datos.

La Figura 2 muestra un acercamiento en la región cerca del área marcada con "p" en la Figura 1. Los flujos mostrados por las líneas discontinuas verdes corresponden a los Casos 5 y 6 en la Figura 1. Los resultados para tres casos adicionales también se muestran en el rastreo de partículas. y la simulación MHD se han vuelto a ejecutar para estos casos. Se muestran dos simulaciones en las que la densidad superficial de la pluma nortePAG0 se ha variado a 2.5 · 10 8 cm −3 y 2.5 · 10 10 cm −3. Cuándo nortePAG0 se reduce a 2,5 · 10 8 cm −3, no hay ningún rasgo distinguible de la pluma. Cuándo nortePAG0 aumenta a 2,5 · 10 10 cm −3, el agotamiento simulado es mucho más profundo que el medido. Se introduce un caso final en el que la densidad de la superficie atmosférica norte10 se ha reducido a 2 · 10 7 cm −3. En este caso, la pluma solo causaría un agotamiento cuando se tenga en cuenta el intercambio de carga con los neutros de la pluma.


Evolución térmica y química de masas de agua pequeñas y poco profundas en la capa de hielo de Europa

La superficie altamente modificada de la capa de hielo de Europa esconde un océano salado global que puede tener condiciones favorables para la vida, y los ciclos en la capa de hielo probablemente impactan esas condiciones al permitir la transferencia de material entre la superficie y el subsuelo del océano. La Galileo La nave espacial observó una serie de características geológicas jóvenes que indicaban que la capa de hielo de Europa estaba activa recientemente o en la actualidad, incluidas las lentículas. Se ha sugerido que las lenticulas, una colección de interrupciones superficiales de forma cuasi elíptica, se forman sobre masas de agua relativamente pequeñas (∼10 km de diámetro) emplazadas en la capa de hielo a tan poca profundidad como 1 km por debajo de la superficie. Aquí, utilizamos modelos numéricos para cuantificar la longevidad de pequeños cuerpos de agua en la capa de hielo de Europa y explorar su evolución química para comprender cómo el agua poco profunda afecta la composición de la capa de hielo y la geología de la superficie regional a lo largo del tiempo. Encontramos que las lenticulas son geológicamente más transitorias de lo que se describió anteriormente, y que si los reservorios contienen sales, pueden precipitar capas de sal de hasta metros de espesor durante el proceso de solidificación. Nuestros resultados implican que, si las depresiones son los primeros signos de agua líquida emplazada en la capa de hielo, las lentículas pueden estar formándose activamente en la actualidad, lo que sugiere que el agua líquida todavía puede estar presente en el hielo poco profundo de Europa, lo que podría formar columnas de agua y afectar su habitabilidad.

Resumen en lenguaje sencillo

La superficie de Europa, la luna helada más interna de Júpiter, contiene formaciones geológicas recientes que son pistas sobre procesos que pueden estar actualmente activos o que han ocurrido en el pasado geológicamente reciente. Entre estas, las lenticulas son características pequeñas, a menudo oscuras y con forma de cúpula, de forma elíptica que pueden formarse sobre cuerpos de agua líquida salina dentro de la capa de hielo a 1–5 km por debajo de la superficie. La forma en que el agua subterránea evoluciona y sobrevive es importante para comprender la capa de hielo, el océano y la capacidad de Europa para sustentar la vida. Usando simulaciones numéricas, encontramos que el agua poco profunda tiene una vida relativamente corta y la geomorfología de algunas lentículas puede indicar que hay agua actualmente presente en la capa de hielo. También mostramos cómo los materiales, incluidas las sales presentes en el agua, se congelan en el hielo y forman patrones distintivos de zonificación química.


Las reducciones de emisiones relacionadas con COVID serán imperceptibles en las observaciones del pH de la superficie del océano

El conjunto CanESM5 COVID predice una huella digital única de reducciones de emisiones relacionadas con COVID en la media global ΔpCO2 (pag - pag)

La huella dactilar es potencialmente detectable en observaciones a escala global de ΔpCO2, pero solo con grandes reducciones de emisiones

Ciencia atmosférica


Resumen

Se espera una mayor variabilidad climática y temperaturas medias más altas en muchas regiones del mundo, las cuales contribuirán a eventos de temperaturas extremadamente altas más frecuentes. La evidencia empírica muestra cada vez más que los episodios cortos de alta temperatura que se experimentan alrededor de la floración pueden tener grandes impactos negativos en el rendimiento de los cereales, un fenómeno que se conoce cada vez más como estrés por calor. Los modelos de cultivos son actualmente las mejores herramientas disponibles para investigar cómo crecerán los cultivos en las condiciones climáticas futuras, aunque la necesidad de incluir los efectos del estrés por calor se ha reconocido solo hace relativamente poco tiempo. Revisamos la literatura sobre cómo los procesos fisiológicos clave de los cultivos y los rendimientos observados en condiciones de producción se ven afectados por las altas temperaturas que ocurren particularmente en las fases de floración y llenado de granos para el trigo, el maíz y el arroz. Este estado de la técnica en la respuesta de los cultivos al estrés por calor se contrastó luego con enfoques genéricos para simular los impactos de las altas temperaturas en los modelos de crecimiento de los cultivos. Descubrimos que los impactos observados del estrés por calor en el rendimiento de los cultivos son el resultado final de la integración de muchos procesos, no todos los cuales se verán afectados por un régimen de “alta temperatura”. Esta complejidad confirma un papel importante para los modelos de cultivos en la sistematización de los efectos de las altas temperaturas en muchos procesos en una variedad de entornos y realizaciones de la fenología de los cultivos. Se identificaron cuatro enfoques genéricos para simular los impactos de las altas temperaturas en el rendimiento: (1) reducción empírica del rendimiento final, (2) reducción empírica en el incremento diario en el índice de cosecha, (3) reducción empírica en el número de granos y (4) semi-determinista modelos de limitación de fuentes y sumideros. Se sugiere considerar la temperatura del dosel como un enfoque prometedor para explicar simultáneamente el estrés por calor y sequía, que es probable que ocurran simultáneamente. La mejora de la respuesta de los modelos de cultivos a los impactos de las altas temperaturas en el rendimiento de los cereales requerirá datos experimentales representativos de la producción de campo y debe diseñarse para conectar lo que ya se sabe sobre las respuestas fisiológicas y los impactos observados en el rendimiento.