La geología de Marte es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Marte . Hace hincapié en la composición, la estructura, la historia y los procesos físicos que dan forma al planeta. Es análoga al campo de la geología terrestre . En la ciencia planetaria , el término geología se utiliza en su sentido más amplio para significar el estudio de las partes sólidas de los planetas y las lunas. El término incorpora aspectos de la geofísica , la geoquímica , la mineralogía , la geodesia y la cartografía . [2] Un neologismo , areología , de la palabra griega Arēs (Marte), aparece a veces como sinónimo de la geología de Marte en los medios populares y en obras de ciencia ficción (por ejemplo, la trilogía de Marte de Kim Stanley Robinson ). [3] El término areología también lo utiliza la Sociedad Areológica. [4]
Imagen clicable: al hacer clic en las etiquetas se abrirá un nuevo artículo.Marte es un planeta terrestre , que ha experimentado el proceso de diferenciación planetaria .
La misión de aterrizaje InSight está diseñada para estudiar el interior profundo de Marte. [8] La misión aterrizó el 26 de noviembre de 2018. [9] y desplegó un sismómetro sensible para permitir el mapeo de la estructura 3D del interior profundo. [10] El 25 de octubre de 2023, los científicos, ayudados por la información de InSight, informaron que el planeta Marte tiene un océano de magma radiactivo debajo de su corteza. [11]
Marte tiene una serie de características superficiales distintivas y de gran escala que indican los tipos de procesos geológicos que han operado en el planeta a lo largo del tiempo. Esta sección presenta varias de las regiones fisiográficas más grandes de Marte. Juntas, estas regiones ilustran cómo los procesos geológicos que involucran vulcanismo , tectonismo , agua, hielo e impactos han dado forma al planeta a escala global.
Los hemisferios norte y sur de Marte son sorprendentemente diferentes entre sí en topografía y fisiografía. Esta dicotomía es una característica geológica global fundamental del planeta. La parte norte es una enorme depresión topográfica. Aproximadamente un tercio de la superficie (principalmente en el hemisferio norte) se encuentra entre 3 y 6 km más abajo en elevación que los dos tercios sur. Esta es una característica de relieve de primer orden a la par con la diferencia de elevación entre los continentes y las cuencas oceánicas de la Tierra. [12] La dicotomía también se expresa de otras dos formas: como una diferencia en la densidad de cráteres de impacto y el espesor de la corteza entre los dos hemisferios. [13] El hemisferio al sur del límite de la dicotomía (a menudo llamado tierras altas o tierras altas del sur) está muy lleno de cráteres y es antiguo, caracterizado por superficies escarpadas que datan del período de bombardeo intenso . En contraste, las tierras bajas al norte del límite de la dicotomía tienen pocos cráteres grandes, son muy lisas y planas, y tienen otras características que indican que se ha producido una extensa renovación de la superficie desde que se formaron las tierras altas del sur. La tercera distinción entre los dos hemisferios se encuentra en el espesor de la corteza. Los datos topográficos y geofísicos de gravedad indican que la corteza en las tierras altas del sur tiene un espesor máximo de unos 58 km (36 mi), mientras que la corteza en las tierras bajas del norte alcanza un "pico" de alrededor de 32 km (20 mi) de espesor. [14] [15] La ubicación del límite de la dicotomía varía en latitud a lo largo de Marte y depende de cuál de las tres expresiones físicas de la dicotomía se esté considerando.
El origen y la edad de la dicotomía hemisférica aún son debatidos. [16] Las hipótesis de origen generalmente se dividen en dos categorías: una, la dicotomía fue producida por un megaimpacto o varios impactos grandes al principio de la historia del planeta (teorías exógenas) [17] [18] [19] o dos, la dicotomía fue producida por el adelgazamiento de la corteza en el hemisferio norte por convección del manto, vuelco u otros procesos químicos y térmicos en el interior del planeta (teorías endógenas). [20] [21] Un modelo endógeno propone un episodio temprano de tectónica de placas que produjo una corteza más delgada en el norte, similar a lo que está ocurriendo en los límites de placas en expansión en la Tierra. [22] Cualquiera que sea su origen, la dicotomía marciana parece ser extremadamente antigua. Una nueva teoría basada en el Impacto del Gigante Polar Sur [23] y validada por el descubrimiento de doce alineaciones hemisféricas [24] muestra que las teorías exógenas parecen ser más fuertes que las teorías endógenas y que Marte nunca tuvo tectónica de placas [25] [26] que pudiera modificar la dicotomía. Los altímetros láser y los datos de sondeo de radar de naves espaciales en órbita han identificado una gran cantidad de estructuras del tamaño de cuencas previamente ocultas en imágenes visuales. Estas características, llamadas depresiones cuasi circulares (QCD), probablemente representan cráteres de impacto abandonados del período de bombardeo intenso que ahora están cubiertos por una capa de depósitos más jóvenes. Los estudios de recuento de cráteres de QCD sugieren que la superficie subyacente en el hemisferio norte es al menos tan antigua como la corteza expuesta más antigua en las tierras altas del sur. [27] La antigüedad de la dicotomía impone una restricción significativa a las teorías sobre su origen. [28]
En el hemisferio occidental de Marte, a caballo entre el límite de la dicotomía, se encuentra una enorme provincia volcanotectónica conocida como la región de Tharsis o el bulbo de Tharsis. Esta inmensa y elevada estructura tiene miles de kilómetros de diámetro y cubre hasta el 25% de la superficie del planeta. [29] Con un promedio de 7 a 10 km por encima del nivel del mar marciano, Tharsis contiene las elevaciones más altas del planeta y los volcanes más grandes conocidos en el Sistema Solar. Tres enormes volcanes, Ascraeus Mons , Pavonis Mons y Arsia Mons (conocidos colectivamente como los Montes de Tharsis ), se encuentran alineados NE-SW a lo largo de la cresta del bulbo. El vasto Alba Mons (anteriormente Alba Patera) ocupa la parte norte de la región. El enorme volcán escudo Olympus Mons se encuentra frente al bulbo principal, en el borde occidental de la provincia. La extrema masividad de Tharsis ha ejercido una enorme presión sobre la litosfera del planeta . Como resultado, inmensas fracturas extensionales ( fosas tectónicas y valles de rift ) irradian hacia afuera desde Tharsis, extendiéndose hasta la mitad del planeta. [30]
Un centro volcánico más pequeño se encuentra a varios miles de kilómetros al oeste de Tharsis en Elysium . El complejo volcánico Elysium tiene unos 2.000 kilómetros de diámetro y consta de tres volcanes principales, Elysium Mons , Hecates Tholus y Albor Tholus . Se cree que el grupo de volcanes Elysium es algo diferente de los montes Tharsis, ya que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [31]
En Marte existen varias cuencas de impacto circulares enormes. La más grande, que es fácilmente visible, es la cuenca Hellas , ubicada en el hemisferio sur. Es la segunda estructura de impacto más grande confirmada en el planeta, centrada aproximadamente en 64°E de longitud y 40°S de latitud. La parte central de la cuenca (Hellas Planitia) tiene 1.800 km de diámetro [32] y está rodeada por una estructura de borde anular amplia y muy erosionada que se caracteriza por montañas irregulares y escarpadas muy espaciadas ( macizos ), que probablemente representan bloques elevados y empujados de la antigua corteza anterior a la cuenca. [33] (Véase Anseris Mons , por ejemplo). En las partes noreste y suroeste del borde se encuentran antiguas construcciones volcánicas de bajo relieve (pateras de las tierras altas). El fondo de la cuenca contiene depósitos sedimentarios gruesos y estructuralmente complejos que tienen una larga historia geológica de deposición, erosión y deformación interna. Las elevaciones más bajas del planeta se encuentran dentro de la cuenca Hellas, con algunas áreas del fondo de la cuenca a más de 8 km por debajo del nivel del mar. [34]
Las otras dos grandes estructuras de impacto del planeta son las cuencas de Argyre e Isidis . Al igual que Hellas, Argyre (800 km de diámetro) está situada en las tierras altas del sur y está rodeada por un amplio anillo de montañas. Las montañas de la parte sur del borde, Charitum Montes , pueden haber sido erosionadas por glaciares de valle y capas de hielo en algún momento de la historia de Marte. [35] La cuenca de Isidis (de unos 1.000 km de diámetro) se encuentra en el límite de dicotomía a unos 87° de longitud E. La parte noreste del borde de la cuenca ha sido erosionada y ahora está enterrada por depósitos de llanuras del norte, lo que le da a la cuenca un contorno semicircular. El borde noroeste de la cuenca se caracteriza por fosas arqueadas ( Nili Fossae ) que son circunferenciales a la cuenca. Otra gran cuenca, Utopia , está completamente enterrada por depósitos de llanuras del norte. Su contorno solo se puede discernir claramente a partir de datos de altimetría. Todas las grandes cuencas de Marte son extremadamente antiguas y datan de la época de los bombardeos intensos de finales de la era marciana. Se cree que su antigüedad es comparable a la de las cuencas Imbrium y Orientale de la Luna.
Cerca del ecuador en el hemisferio occidental se encuentra un inmenso sistema de cañones y depresiones profundas e interconectadas conocidas colectivamente como Valles Marineris . El sistema de cañones se extiende hacia el este desde Tharsis por una longitud de más de 4.000 km, casi una cuarta parte de la circunferencia del planeta. Si se colocara en la Tierra, Valles Marineris abarcaría el ancho de América del Norte. [36] En algunos lugares, los cañones tienen hasta 300 km de ancho y 10 km de profundidad. A menudo comparado con el Gran Cañón de la Tierra , el Valles Marineris tiene un origen muy diferente al de su contraparte más pequeña, la llamada contraparte en la Tierra. El Gran Cañón es en gran parte un producto de la erosión hídrica. Los cañones ecuatoriales marcianos eran de origen tectónico, es decir, se formaron principalmente por fallas. Podrían ser similares a los valles del Rift de África Oriental . [37] Los cañones representan la expresión superficial de una poderosa tensión extensional en la corteza marciana, probablemente debido a la carga del abultamiento de Tharsis. [38]
El terreno en el extremo oriental de los Valles Marineris se degrada en densos revoltijos de colinas bajas y redondeadas que parecen haberse formado por el colapso de superficies de tierras altas para formar amplios huecos llenos de escombros. [39] Llamadas terreno caótico , estas áreas marcan las cabezas de enormes canales de salida que emergen de tamaño completo del terreno caótico y desembocan ( desembocan ) hacia el norte en Chryse Planitia . La presencia de islas aerodinámicas y otras características geomorfológicas indican que los canales probablemente se formaron por liberaciones catastróficas de agua de los acuíferos o el derretimiento del hielo subterráneo. Sin embargo, estas características también podrían formarse por abundantes flujos de lava volcánica provenientes de Tharsis. [40] Los canales, que incluyen Ares , Shalbatana , Simud y Tiu Valles, son enormes para los estándares terrestres, y los flujos que los formaron correspondientemente inmensos. Por ejemplo, se estima que el caudal máximo necesario para excavar el valle de Ares, de 28 km de ancho, fue de 14 millones de metros cúbicos (500 millones de pies cúbicos) por segundo, más de diez mil veces el caudal promedio del río Misisipi. [41]
Los casquetes polares son características telescópicas bien conocidas de Marte, identificadas por primera vez por Christiaan Huygens en 1672. [42] Desde la década de 1960, sabemos que los casquetes estacionales (aquellos que se ven en el telescopio creciendo y menguando estacionalmente) están compuestos de hielo de dióxido de carbono (CO 2 ) que se condensa fuera de la atmósfera a medida que las temperaturas caen a 148 K, el punto de congelación del CO 2 , durante el invierno polar. [43] En el norte, el hielo de CO 2 se disipa completamente ( sublima ) en verano, dejando atrás una capa residual de hielo de agua (H 2 O). En el polo sur, una pequeña capa residual de hielo de CO 2 permanece en verano.
Ambos casquetes polares residuales recubren gruesos depósitos estratificados de hielo y polvo intercalados. En el norte, los depósitos estratificados forman una meseta de 3 km de altura y 1.000 km de diámetro llamada Planum Boreum . Una meseta similar de kilómetros de espesor, Planum Australe , se encuentra en el sur. Ambas planas (el plural latino de planum) a veces se tratan como sinónimos de los casquetes polares, pero el hielo permanente (visto como las superficies blancas de alto albedo en las imágenes) forma solo un manto relativamente delgado sobre los depósitos estratificados. Los depósitos estratificados probablemente representan ciclos alternativos de deposición de polvo y hielo causados por cambios climáticos relacionados con variaciones en los parámetros orbitales del planeta a lo largo del tiempo (ver también ciclos de Milankovitch ). Los depósitos estratificados polares son algunas de las unidades geológicas más jóvenes de Marte.
No se puede ver ninguna topografía en Marte desde la Tierra. Las áreas brillantes y las marcas oscuras que se ven a través de un telescopio son características del albedo . Las áreas brillantes, de color ocre rojizo , son lugares donde el polvo fino cubre la superficie. Las áreas brillantes (excluyendo los casquetes polares y las nubes) incluyen Hellas, Tharsis y Arabia Terra . Las marcas de color gris oscuro representan áreas que el viento ha barrido de polvo, dejando atrás la capa inferior de material rocoso oscuro. Las marcas oscuras son más distintivas en un cinturón ancho de 0° a 40° de latitud S. Sin embargo, la marca oscura más prominente, Syrtis Major Planum , está en el hemisferio norte. [44] La característica clásica del albedo, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), es otra área oscura prominente en el hemisferio norte. Un tercer tipo de área, intermedia en color y albedo, también está presente y se cree que representa regiones que contienen una mezcla del material de las áreas brillantes y oscuras. [45]
Los cráteres de impacto fueron identificados por primera vez en Marte por la nave espacial Mariner 4 en 1965. [46] Las primeras observaciones mostraron que los cráteres marcianos eran generalmente más superficiales y lisos que los cráteres lunares, lo que indica que Marte tiene una historia más activa de erosión y deposición que la Luna. [47]
En otros aspectos, los cráteres marcianos se parecen a los cráteres lunares. Ambos son productos de impactos a hipervelocidad y muestran una progresión de tipos de morfología a medida que aumenta el tamaño. Los cráteres marcianos de menos de 7 km de diámetro se denominan cráteres simples; tienen forma de cuenco con bordes elevados y afilados y tienen una relación profundidad/diámetro de aproximadamente 1/5. [48] Los cráteres marcianos cambian de tipos simples a más complejos en diámetros de aproximadamente 5 a 8 km. Los cráteres complejos tienen picos centrales (o complejos de picos), pisos relativamente planos y terrazas o hundimientos a lo largo de las paredes internas. Los cráteres complejos son más superficiales que los cráteres simples en proporción a su ancho, con relaciones profundidad/diámetro que varían de 1/5 en el diámetro de transición de simple a complejo (~7 km) a aproximadamente 1/30 para un cráter de 100 km de diámetro. Otra transición ocurre en cráteres con diámetros de alrededor de 130 km, cuando los picos centrales se transforman en anillos concéntricos de colinas para formar cuencas de múltiples anillos . [49]
Marte tiene la mayor diversidad de tipos de cráteres de impacto de cualquier planeta del Sistema Solar. [50] Esto se debe en parte a que la presencia de capas tanto rocosas como ricas en volátiles en el subsuelo produce una gama de morfologías incluso entre cráteres dentro de las mismas clases de tamaño. Marte también tiene una atmósfera que desempeña un papel en el emplazamiento de eyecciones y la erosión posterior. Además, Marte tiene una tasa de actividad volcánica y tectónica lo suficientemente baja como para que aún se conserven cráteres antiguos y erosionados, pero lo suficientemente alta como para haber recuperado la superficie de grandes áreas, produciendo una gama diversa de poblaciones de cráteres de edades muy diferentes. Se han catalogado más de 42.000 cráteres de impacto de más de 5 km de diámetro en Marte, [51] y el número de cráteres más pequeños es probablemente innumerable. La densidad de cráteres en Marte es más alta en el hemisferio sur, al sur del límite de dicotomía. Aquí es donde se encuentran la mayoría de los cráteres y cuencas grandes.
La morfología de los cráteres proporciona información sobre la estructura física y la composición de la superficie y el subsuelo en el momento del impacto. Por ejemplo, el tamaño de los picos centrales de los cráteres marcianos es mayor que el de los cráteres comparables de Mercurio o la Luna. [52] Además, los picos centrales de muchos cráteres grandes de Marte tienen cráteres de hoyo en sus cimas. Los cráteres de hoyo centrales son raros en la Luna, pero son muy comunes en Marte y los satélites helados del Sistema Solar exterior. Los grandes picos centrales y la abundancia de cráteres de hoyo probablemente indican la presencia de hielo cerca de la superficie en el momento del impacto. [50] A partir de los 30 grados de latitud, la forma de los cráteres de impacto más antiguos se redondea (" suaviza ") por la aceleración del deslizamiento del suelo por el hielo del suelo. [53]
La diferencia más notable entre los cráteres marcianos y otros cráteres del Sistema Solar es la presencia de mantos de eyección lobulados (fluidizados). Muchos cráteres en latitudes ecuatoriales y medias de Marte tienen esta forma de morfología de eyección, que se cree que surge cuando el objeto que impacta derrite el hielo en el subsuelo. El agua líquida en el material expulsado forma una suspensión fangosa que fluye a lo largo de la superficie, produciendo las formas características de lóbulos. [54] [55] El cráter Yuty es un buen ejemplo de un cráter de muralla , que se llama así debido al borde en forma de muralla de su manto de eyección. [56]
Los cráteres marcianos se clasifican comúnmente por su material eyectado. Los cráteres con una capa de material eyectado se denominan cráteres de material eyectado de una sola capa (SLE, por sus siglas en inglés). Los cráteres con dos capas superpuestas de material eyectado se denominan cráteres de material eyectado de doble capa (DLE, por sus siglas en inglés), y los cráteres con más de dos capas de material eyectado se denominan cráteres de material eyectado de múltiples capas (MLE, por sus siglas en inglés). Se cree que estas diferencias morfológicas reflejan diferencias de composición (es decir, capas intercaladas de hielo, roca o agua) en el subsuelo en el momento del impacto. [57] [58]
Los cráteres marcianos muestran una gran diversidad de estados de conservación, desde extremadamente recientes hasta antiguos y erosionados. Los cráteres de impacto degradados y rellenados registran variaciones en la actividad volcánica , fluvial y eólica a lo largo del tiempo geológico. [59] Los cráteres de pedestal son cráteres con su material eyectado sobre el terreno circundante para formar plataformas elevadas. Se producen porque el material eyectado del cráter forma una capa resistente de modo que el área más cercana al cráter se erosiona más lentamente que el resto de la región. Algunos pedestales estaban cientos de metros por encima del área circundante, lo que significa que se erosionaron cientos de metros de material. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante la misión Mariner 9 en 1972. [60] [61] [62]
Las estructuras y los accidentes geográficos volcánicos cubren grandes partes de la superficie marciana. Los volcanes más llamativos de Marte se encuentran en Tharsis y Elysium . Los geólogos creen que una de las razones por las que los volcanes de Marte pudieron crecer tanto es que Marte tiene menos límites tectónicos en comparación con la Tierra. [64] La lava de un punto caliente estacionario pudo acumularse en un lugar de la superficie durante muchos cientos de millones de años.
Los científicos nunca han registrado una erupción volcánica activa en la superficie de Marte. [65] Las búsquedas de firmas térmicas y cambios en la superficie durante la última década no han arrojado evidencia de vulcanismo activo. [66]
El 17 de octubre de 2012, el rover Curiosity en el planeta Marte en " Rocknest " realizó el primer análisis de difracción de rayos X del suelo marciano . Los resultados del analizador CheMin del rover revelaron la presencia de varios minerales, incluidos feldespato , piroxenos y olivino , y sugirieron que el suelo marciano en la muestra era similar a los " suelos basálticos erosionados " de los volcanes hawaianos . [63] En julio de 2015, el mismo rover identificó tridimita en una muestra de roca del cráter Gale, lo que llevó a los científicos a concluir que el vulcanismo silícico podría haber jugado un papel mucho más prevalente en la historia volcánica del planeta de lo que se pensaba anteriormente. [67]
El agua corriente parece haber sido común en la superficie de Marte en varios puntos de su historia, y especialmente en el Marte antiguo. [68] Muchos de estos flujos tallaron la superficie, formando redes de valles y produciendo sedimentos. Este sedimento se ha vuelto a depositar en una amplia variedad de entornos húmedos, incluidos abanicos aluviales , canales serpenteantes, deltas , lagos y quizás incluso océanos. [69] [70] [71] Los procesos de deposición y transporte están asociados con la gravedad. Debido a la gravedad, las diferencias relacionadas en los flujos de agua y las velocidades de flujo, inferidas a partir de las distribuciones del tamaño de grano, los paisajes marcianos fueron creados por diferentes condiciones ambientales. [72] Sin embargo, existen otras formas de estimar la cantidad de agua en el Marte antiguo (ver: Agua en Marte ). El agua subterránea se ha visto implicada en la cementación de sedimentos eólicos y en la formación y transporte de una amplia variedad de minerales sedimentarios, incluidas arcillas, sulfatos y hematita . [73]
Cuando la superficie ha estado seca, el viento ha sido un agente geomorfológico importante. Los cuerpos de arena impulsados por el viento, como las megaripples y las dunas, son extremadamente comunes en la superficie marciana moderna, y Opportunity ha documentado abundantes areniscas eólicas en su travesía. [74] Los ventifactos , como Jake Matijevic (roca) , son otra forma de relieve eólico en la superficie marciana. [75]
También hay una amplia variedad de otras facies sedimentológicas presentes localmente en Marte, incluidos depósitos glaciares , fuentes termales , depósitos de movimientos de masas secas (especialmente deslizamientos de tierra ) y material criogénico y periglacial , entre muchos otros. [69] Los exploradores en Meridiani Planum y el cráter Gale han observado evidencia de ríos antiguos, [76] un lago, [77] [78] y campos de dunas [79] [80] [81] en los estratos preservados.
Un grupo de investigadores propuso que algunas de las capas de Marte fueron causadas por el ascenso de las aguas subterráneas a la superficie en muchos lugares, especialmente dentro de los cráteres. Según la teoría, las aguas subterráneas con minerales disueltos llegaron a la superficie, dentro y más tarde alrededor de los cráteres, y ayudaron a formar capas al agregar minerales (especialmente sulfato) y cementar sedimentos. Esta hipótesis está respaldada por un modelo de agua subterránea y por los sulfatos descubiertos en una amplia zona. [82] [83] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con el rover Opportunity , los científicos descubrieron que las aguas subterráneas habían subido repetidamente y depositado sulfatos. [73] [84] [85] [86] [87] Estudios posteriores con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron que existían los mismos tipos de materiales en una gran área que incluía Arabia. [88]
El 19 de febrero de 2008, las imágenes obtenidas por la cámara HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron una avalancha espectacular, en la que escombros que se cree que eran hielo de grano fino, polvo y grandes bloques cayeron desde un acantilado de 700 metros (2300 pies) de altura. La evidencia de la avalancha incluía nubes de polvo que se elevaban desde el acantilado posteriormente. [89] Se cree que estos eventos geológicos son la causa de los patrones geológicos conocidos como rayas de pendiente.
Los científicos de la NASA que estudian las imágenes de la sonda espacial Odyssey han descubierto lo que podrían ser siete cuevas en los flancos del volcán Arsia Mons en Marte . Las entradas de los pozos miden de 100 a 252 metros (328 a 827 pies) de ancho y se cree que tienen al menos de 73 a 96 metros (240 a 315 pies) de profundidad. Véase la imagen siguiente: los pozos han sido nombrados informalmente (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (izquierda) y Nikki, y (F) Jeanne. Se observó el suelo de Dena y se descubrió que tenía 130 m de profundidad. [90] Investigaciones posteriores sugirieron que no eran necesariamente "tragaluces" de tubos de lava. [91] La revisión de las imágenes ha dado como resultado aún más descubrimientos de pozos profundos. [92] Recientemente, el Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS ha desarrollado una base de datos global (MG C 3 ) de más de 1000 candidatos a cuevas marcianas en Tharsis Montes . [93] En 2021, los científicos están aplicando algoritmos de aprendizaje automático para ampliar la base de datos MG C 3 a toda la superficie de Marte. [94]
Se ha sugerido que los exploradores humanos en Marte podrían utilizar tubos de lava como refugios. Las cuevas pueden ser las únicas estructuras naturales que ofrecen protección contra los micrometeoroides , la radiación ultravioleta , las erupciones solares y las partículas de alta energía que bombardean la superficie del planeta. [95] Estas características pueden mejorar la conservación de las biofirmas durante largos períodos de tiempo y hacer de las cuevas un objetivo astrobiológico atractivo en la búsqueda de evidencia de vida más allá de la Tierra. [96] [97] [98]
Algunas áreas de Marte muestran un relieve invertido, donde las características que alguna vez fueron depresiones, como arroyos, ahora están sobre la superficie. Se cree que materiales como rocas grandes se depositaron en áreas bajas. Más tarde, la erosión eólica eliminó gran parte de las capas superficiales, pero dejó atrás los depósitos más resistentes. Otras formas de hacer relieve invertido podrían ser lava fluyendo por el lecho de un arroyo o materiales cementados por minerales disueltos en agua. En la Tierra, los materiales cementados por sílice son altamente resistentes a todo tipo de fuerzas erosivas. Ejemplos de canales invertidos en la Tierra se encuentran en la Formación Cedar Mountain cerca de Green River, Utah . El relieve invertido en forma de arroyos es otra evidencia de agua fluyendo en la superficie marciana en tiempos pasados. [99] El relieve invertido en forma de canales de arroyos sugiere que el clima era diferente, mucho más húmedo, cuando se formaron los canales invertidos.
En un artículo publicado en 2010, un gran grupo de científicos respaldó la idea de buscar vida en el cráter Miyamoto debido a los canales de corriente invertidos y los minerales que indicaban la presencia pasada de agua. [100]
A continuación se muestran imágenes de ejemplos de relieve invertido de varias partes de Marte.
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