La teoría del océano marciano afirma que casi un tercio de la superficie de Marte estaba cubierta por un océano de agua líquida al principio de la historia geológica del planeta . [2] [3] [4] Este océano primordial, denominado Paleo-Océano [1] u Oceanus Borealis ( / oʊ ˈ s iː ə n ə s ˌ b ɒ r i ˈ æ l ɪ s / oh- SEE -ə -nəs BORR -ee- AL -iss ), [5] habría llenado la cuenca Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra a 4-5 km (2,5-3 millas) por debajo de la elevación planetaria media, en un período de tiempo de aproximadamente 4.1-3.8 mil millones de años atrás. La evidencia de este océano incluye características geográficas que se asemejan a antiguas costas y las propiedades químicas del suelo y la atmósfera marcianos. [6] [7] [8] El Marte primitivo habría requerido una atmósfera más densa y un clima más cálido para permitir que el agua líquida permaneciera en la superficie. [9] [10] [11] [12]
Las características mostradas por los orbitadores Viking en 1976 revelaron dos posibles costas antiguas cerca del polo, Arabia y Deuteronilus , cada una de miles de kilómetros de largo. [13] Varias características físicas en la geografía actual de Marte sugieren la existencia pasada de un océano primordial. Las redes de barrancos que se fusionan en canales más grandes implican erosión por un agente líquido y se asemejan a los antiguos lechos de los ríos de la Tierra. Enormes canales, de 25 km de ancho y varios cientos de metros de profundidad, parecen dirigir el flujo desde los acuíferos subterráneos en las tierras altas del sur hacia las tierras bajas del norte. [9] [4] Gran parte del hemisferio norte de Marte se encuentra a una elevación significativamente menor que el resto del planeta (la dicotomía marciana ), y es inusualmente plano.
Estas observaciones llevaron a varios investigadores a buscar restos de costas más antiguas y plantearon aún más la posibilidad de que alguna vez existiera un océano de este tipo. [14] En 1987, John E. Brandenburg publicó la hipótesis de un océano marciano primordial al que denominó Paleo-Océano. [1] La hipótesis del océano es importante porque la existencia de grandes cuerpos de agua líquida en el pasado habría tenido un impacto significativo en el clima marciano antiguo, el potencial de habitabilidad y las implicaciones para la búsqueda de evidencia de vida pasada en Marte .
A principios de 1998, los científicos Michael Malin y Kenneth Edgett se propusieron investigar con cámaras de mayor resolución a bordo del Mars Global Surveyor con una resolución cinco a diez veces mejor que las de la nave espacial Viking, en lugares que pondrían a prueba las líneas de costa propuestas por otros en la literatura científica. [14] Sus análisis fueron, en el mejor de los casos, no concluyentes, e informaron que la línea de costa varía en elevación en varios kilómetros, subiendo y bajando de un pico al siguiente durante miles de kilómetros. [15] Estas tendencias ponen en duda si las características realmente marcan una costa marina desaparecida hace mucho tiempo y se han tomado como un argumento en contra de la hipótesis de la costa (y el océano) marcianos.
El altímetro láser Mars Orbiter (MOLA), que determinó con precisión en 1999 la altitud de todas las partes de Marte, descubrió que la cuenca hidrográfica para un océano en Marte cubriría tres cuartas partes del planeta. [16] La distribución única de los tipos de cráteres por debajo de los 2400 m de elevación en Vastitas Borealis se estudió en 2005. Los investigadores sugieren que la erosión implicó cantidades significativas de sublimación , y un océano antiguo en esa ubicación habría abarcado un volumen de 6 x 10 7 km 3 . [17]
En 2007, Taylor Perron y Michael Manga propusieron un modelo geofísico que, después del ajuste para el verdadero desplazamiento polar causado por redistribuciones de masa del vulcanismo, las paleocostas marcianas propuestas por primera vez en 1987 por John E. Brandenburg, [1] cumplen con este criterio. [18] El modelo indica que estas costas marcianas onduladas pueden explicarse por el movimiento del eje de rotación de Marte . Debido a que la fuerza centrífuga hace que los objetos giratorios y los objetos grandes giratorios se abulten en su ecuador ( abultamiento ecuatorial ), el desplazamiento polar podría haber causado que la elevación de la costa cambiara de una manera similar a la observada. [13] [19] [20] Su modelo no intenta explicar qué causó que el eje de rotación de Marte se moviera en relación con la corteza.
Una investigación publicada en 2009 muestra una densidad de canales fluviales mucho mayor de lo que se creía anteriormente. Las regiones de Marte con más valles son comparables a las que se encuentran en la Tierra. En la investigación, el equipo desarrolló un programa informático para identificar valles mediante la búsqueda de estructuras en forma de U en los datos topográficos. [21] La gran cantidad de redes de valles respalda firmemente la lluvia en el planeta en el pasado. El patrón global de los valles marcianos podría explicarse con un gran océano en el norte. Un gran océano en el hemisferio norte explicaría por qué hay un límite sur para las redes de valles; las regiones más meridionales de Marte, más alejadas del depósito de agua, recibirían pocas precipitaciones y no desarrollarían valles. De manera similar, la falta de precipitaciones explicaría por qué los valles marcianos se vuelven menos profundos de norte a sur. [22]
Un estudio de 2010 sobre los deltas en Marte reveló que diecisiete de ellos se encuentran a la altitud de una línea costera propuesta para un océano marciano. [23] Esto es lo que se esperaría si los deltas estuvieran todos junto a una gran masa de agua. [24] La investigación presentada en una Conferencia Planetaria en Texas sugirió que el complejo de abanicos Hypanis Valles es un delta con múltiples canales y lóbulos, que se formó en el margen de una gran masa de agua estancada. Esa masa de agua era un océano del norte. Este delta se encuentra en el límite dicotómico entre las tierras bajas del norte y las tierras altas del sur cerca de Chryse Planitia . [25]
Una investigación publicada en 2012 con datos de MARSIS , un radar a bordo de la sonda Mars Express , apoya la hipótesis de que existe un gran océano extinto en el norte. El instrumento reveló una constante dieléctrica de la superficie similar a la de los depósitos sedimentarios de baja densidad, los depósitos masivos de hielo subterráneo o una combinación de ambos. Las mediciones no fueron como las de una superficie rica en lava. [26]
En marzo de 2015, los científicos afirmaron que existe evidencia de un antiguo volumen de agua que podría comprender un océano, probablemente en el hemisferio norte del planeta y aproximadamente del tamaño del océano Ártico de la Tierra . [27] [28] Este hallazgo se derivó de la relación de agua y deuterio en la atmósfera marciana moderna en comparación con la relación encontrada en la Tierra y derivada de observaciones telescópicas. Se infirió ocho veces más deuterio en los depósitos polares de Marte que el que existe en la Tierra (VSMOW), lo que sugiere que el antiguo Marte tenía niveles significativamente más altos de agua. El valor atmosférico representativo obtenido de los mapas (7 VSMOW) no se ve afectado por efectos climatológicos como los medidos por rovers localizados, aunque las mediciones telescópicas están dentro del rango del enriquecimiento medido por el rover Curiosity en el cráter Gale de 5-7 VSMOW. [29] Ya en 2001, un estudio de la relación entre el hidrógeno molecular y el deuterio en la atmósfera superior de Marte realizado por la sonda espacial Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer de la NASA sugirió que en el Marte primigenio había un abundante suministro de agua. [30] Otra prueba de que Marte tuvo una atmósfera más espesa, lo que haría más probable la existencia de un océano, la proporcionó la sonda espacial MAVEN, que ha estado realizando mediciones desde la órbita de Marte. Bruce Jakosky, autor principal de un artículo publicado en Science, afirmó que "hemos determinado que la mayor parte del gas presente en la atmósfera de Marte se ha perdido en el espacio". [31] Esta investigación se basó en dos isótopos diferentes del gas argón. [32] [33]
Todavía se desconoce cuánto tiempo estuvo esta masa de agua en estado líquido, teniendo en cuenta la alta eficiencia de efecto invernadero necesaria para que el agua alcance la fase líquida en Marte, a una distancia heliocéntrica de 1,4 a 1,7 UA. Ahora se cree que los cañones se llenaron de agua y, al final del período de Noé , el océano marciano desapareció y la superficie se congeló durante aproximadamente 450 millones de años. Luego, hace unos 3200 millones de años, la lava que se encontraba debajo de los cañones calentó el suelo, derritió los materiales helados y produjo vastos sistemas de ríos subterráneos que se extendieron cientos de kilómetros. Esta agua brotó sobre la superficie, ahora seca, en inundaciones gigantescas. [4]
En mayo de 2016 se publicó una nueva evidencia de la existencia de un vasto océano del norte. Un gran equipo de científicos describió cómo dos tsunamis alteraron parte de la superficie del cuadrángulo Ismenius Lacus . Los tsunamis fueron causados por asteroides que impactaron el océano. Se cree que ambos fueron lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 km de diámetro. El primer tsunami recogió y arrastró rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. La corriente de retorno de la ola formó canales al reorganizar las rocas. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo arrastró una gran cantidad de hielo que se dejó caer en valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 m a 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto del tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de la existencia de un océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos tsunamis. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra . Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrángulo Ismenius Lacus y en el cuadrángulo Mare Acidalium . [34] [35] [36] El impacto que creó el cráter Lomonosov ha sido identificado como una fuente probable de olas de tsunami. [37] [38] [39]
Una investigación publicada en 2017 concluyó que la cantidad de agua necesaria para desarrollar redes de valles, canales de desagüe y depósitos de deltas en Marte era mayor que el volumen de un océano marciano. El volumen estimado de un océano en Marte varía de 3 metros a aproximadamente 2 kilómetros de GEL ( capa equivalente global ). Esto implica que había una gran cantidad de agua disponible en Marte. [40]
En 2018, un equipo de científicos propuso que los océanos marcianos aparecieron muy temprano, antes o junto con el crecimiento de Tharsis . Debido a esto, la profundidad de los océanos sería solo la mitad de lo que se pensaba. El peso total de Tharsis habría creado cuencas profundas, pero si el océano se produjo antes de que la masa de Tharsis hubiera formado cuencas profundas, se necesitaría mucha menos agua. Además, las líneas de costa no serían regulares ya que Tharsis todavía estaría creciendo y, en consecuencia, cambiando la profundidad de la cuenca del océano. Cuando los volcanes de Tharsis entraron en erupción, agregaron enormes cantidades de gases a la atmósfera que crearon un calentamiento global, lo que permitió que existiera agua líquida. [41] [42] [43]
En julio de 2019, se informó que existía un océano antiguo en Marte que podría haberse formado a partir de un posible megatsunami resultante del impacto de un meteorito que creó el cráter Lomonosov . [44] [45]
En enero de 2022, un estudio sobre el clima de hace 3.000 millones de años en Marte muestra que un océano es estable con un ciclo de agua cerrado. [46] Estiman que el flujo de agua de retorno, en forma de hielo en el glaciar, desde las tierras altas heladas hasta el océano es en magnitud menor que el de la Tierra en el último máximo glacial. Esta simulación incluye por primera vez una circulación del océano. Demuestran que la circulación del océano evita que el océano se congele. Esto también muestra que las simulaciones concuerdan con las características geomorfológicas observadas identificadas como antiguos valles glaciares. [ cita requerida ]
En un artículo publicado por el Journal of Geophysical Research: Planets in 2022, Benjamin T. Cardenas y Michael P. Lamb afirmaron que la evidencia de sedimentos acumulados sugiere que Marte tuvo un gran océano en el norte en el pasado distante. [47]
La existencia de agua líquida en la superficie de Marte requiere una atmósfera más cálida y más espesa . La presión atmosférica en la superficie marciana actual solo supera la del punto triple del agua (6,11 hPa) en las elevaciones más bajas; en elevaciones más altas, el agua pura solo puede existir en forma sólida o en vapor. Las temperaturas medias anuales en la superficie son actualmente inferiores a 210 K (-63 °C/-82 °F), significativamente menos de lo que se necesita para mantener el agua líquida. Sin embargo, al principio de su historia, Marte puede haber tenido condiciones más propicias para retener agua líquida en la superficie.
El Marte primitivo tenía una atmósfera de dióxido de carbono de un espesor similar al de la Tierra actual (1000 hPa). [48] A pesar de un Sol primitivo débil , el efecto invernadero de una atmósfera espesa de dióxido de carbono, si se reforzaba con pequeñas cantidades de metano [49] o efectos aislantes de nubes de hielo de dióxido de carbono, [50] habría sido suficiente para calentar la temperatura media de la superficie a un valor por encima del punto de congelación del agua. Desde entonces, la atmósfera se ha reducido por secuestro en el suelo en forma de carbonatos a través de la meteorización, [48] así como por pérdida al espacio a través de la pulverización catódica (una interacción con el viento solar debido a la falta de una fuerte magnetosfera marciana). [51] [52] Un estudio de tormentas de polvo con el Mars Reconnaissance Orbiter sugirió que el 10 por ciento de la pérdida de agua de Marte puede haber sido causada por tormentas de polvo. Se observó que las tormentas de polvo pueden transportar vapor de agua a altitudes muy elevadas. La luz ultravioleta del sol puede entonces descomponer el agua en un proceso llamado fotodisociación . El hidrógeno de la molécula de agua escapa entonces al espacio. [53] [54] [55]
La oblicuidad ( inclinación axial ) de Marte varía considerablemente en escalas de tiempo geológicas y tiene un fuerte impacto en las condiciones climáticas planetarias. [56] El estudio de Schmidt et al. en 2022 muestra que la circulación del océano tiende a minimizar el efecto de la oblicuidad. [57] En otras palabras, un océano circulante transportará calor desde la región más caliente a las más frías (generalmente de latitud media al polo) para cancelar el efecto de la oblicuidad.
El análisis de la química puede proporcionar información adicional sobre las propiedades del océano boreal. Con una atmósfera marciana compuesta principalmente por dióxido de carbono, se podría esperar encontrar evidencia extensa de minerales carbonatados en la superficie como restos de sedimentación oceánica. Las misiones espaciales a Marte aún no han detectado una abundancia de carbonatos. Sin embargo, si los océanos primitivos eran ácidos, los carbonatos no habrían podido formarse. [58] La correlación positiva de fósforo, azufre y cloro en el suelo en dos sitios de aterrizaje sugiere una mezcla en un gran depósito ácido. [59] Los depósitos de hematita detectados por TES también se han considerado como evidencia de agua líquida en el pasado. [60]
Dada la propuesta de un vasto océano primordial en Marte, el destino del agua requiere una explicación. A medida que el clima marciano se enfrió, la superficie del océano se habría congelado. Una hipótesis afirma que parte del océano permanece en estado congelado enterrado debajo de una fina capa de roca, escombros y polvo en la llanura norteña Vastitas Borealis . [61] El agua también podría haber sido absorbida por la criosfera subterránea [3] o haberse perdido en la atmósfera (por sublimación) y, finalmente, en el espacio a través de la pulverización atmosférica. [51]
La existencia de un océano marciano primigenio sigue siendo objeto de controversia entre los científicos. El experimento científico de imágenes de alta resolución (HiRISE) de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha descubierto grandes rocas en el lugar del antiguo lecho marino, que debería contener solo sedimentos finos. [62] Sin embargo, las rocas podrían haber sido arrojadas por icebergs , un proceso común en la Tierra. [63] [64] Las interpretaciones de algunas características como antiguas costas han sido cuestionadas. [65] [66] [67]
Un estudio publicado en septiembre de 2021 que compara los isótopos de potasio encontrados en rocas de varios cuerpos propone que la gravedad superficial de Marte era demasiado baja para retener suficiente agua para formar un gran océano. [68]
Las teorías alternativas para la creación de canales y barrancos superficiales incluyen la erosión eólica, [69] el dióxido de carbono líquido , [9] y el metanol líquido . [60]
La confirmación o refutación de la hipótesis del océano de Marte espera evidencia observacional adicional de futuras misiones a Marte .
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