La geología de Marte es el estudio científico de la superficie, corteza e interior del planeta Marte . Enfatiza la composición, estructura, historia y procesos físicos que dan forma al planeta. Es análogo al campo de la geología terrestre . En ciencia planetaria , el término geología se utiliza en su sentido más amplio para referirse al estudio de las partes sólidas de los planetas y las lunas. El término incorpora aspectos de geofísica , geoquímica , mineralogía , geodesia y 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 es utilizado por la Sociedad Areológica. [4]
Imagen en la que se puede hacer clic: al hacer clic en las etiquetas se abrirá un nuevo artículo.Marte es un planeta terrestre , que ha pasado por el proceso de diferenciación planetaria .
La misión del módulo 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 en 3D del interior profundo. [10] El 25 de octubre de 2023, los científicos, ayudados por información de InSight, informaron que el planeta Marte tiene un océano de magma radiactivo bajo su corteza. [11]
Marte tiene una serie de características superficiales distintas 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 por debajo de la elevación de los dos tercios del sur. Esta es una característica de relieve de primer orden a la par de la diferencia de elevación entre los continentes y las cuencas oceánicas de la Tierra. [12] La dicotomía también se expresa de otras dos maneras: como una diferencia en la densidad de los cráteres de impacto y el espesor de la corteza terrestre entre los dos hemisferios. [13] El hemisferio al sur del límite de la dicotomía (a menudo llamado tierras altas del sur o tierras altas) está lleno de cráteres y es antiguo, caracterizado por superficies rugosas que se remontan al período de intensos bombardeos . En contraste, las tierras bajas al norte del límite de la dicotomía tienen pocos cráteres grandes, son muy suaves y planas y tienen otras características que indican que se ha producido una repavimentación extensa desde que se formaron las tierras altas del sur. La tercera distinción entre los dos hemisferios está en el espesor de la corteza. Los datos de gravedad topográficos y geofísicos indican que la corteza en las tierras altas del sur tiene un espesor máximo de aproximadamente 58 km (36 millas), mientras que la corteza en las tierras bajas del norte "alcanza un máximo" de aproximadamente 32 km (20 millas) de espesor. [14] [15] La ubicación del límite de la dicotomía varía en latitud a través 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 todavía se debaten. [16] Las hipótesis de origen generalmente se dividen en dos categorías: una, la dicotomía fue producida por un evento de megaimpacto o varios impactos grandes temprano en la historia del planeta (teorías exógenas) [17] [18] [19] o dos, la La dicotomía se produjo por el adelgazamiento de la corteza terrestre 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 placas tectónicas que produce una corteza más delgada en el norte, similar a lo que está ocurriendo en los límites de las 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 alineamientos hemisféricos [24] muestra que las teorías exógenas parecen ser más fuertes que las teorías endógenas y que Marte nunca tuvo placas tectónicas [25] [26] que podría 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 una cuenca previamente ocultas en imágenes visuales. Llamadas depresiones cuasicirculares (QCD), estas características probablemente representan cráteres de impacto abandonados del período de intenso bombardeo que ahora están cubiertos por una capa de depósitos más jóvenes. Los estudios de recuento de cráteres de las QCD sugieren que la superficie subyacente en el hemisferio norte es al menos tan antigua como la corteza expuesta más antigua de las tierras altas del sur. [27] La antigüedad de la dicotomía impone una limitación significativa a las teorías sobre su origen. [28]
A caballo entre el límite de la dicotomía en el hemisferio occidental de Marte se encuentra una enorme provincia vulcan-tectónica conocida como región de Tharsis o protuberancia 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 sobre el nivel de referencia (el 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 Tharsis Montes ), se encuentran alineados NE-SW a lo largo de la cresta del bulbo. La vasta Alba Mons (antes Alba Patera) ocupa la parte norte de la región. El enorme volcán en escudo Olympus Mons se encuentra junto a la protuberancia principal, en el extremo occidental de la provincia. La extrema masividad de Tharsis ha ejercido una enorme presión sobre la litosfera del planeta . Como resultado, inmensas fracturas extensionales ( grabens y valles de rift ) se 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 está formado por tres volcanes principales, Elysium Mons , Hecates Tholus y Albor Tholus . Se cree que el grupo de volcanes Elysium es algo diferente de los Tharsis Montes, en que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [31]
En Marte hay varias cuencas de impacto circulares enormes. La más grande y fácilmente visible es la cuenca de Hellas, situada en el hemisferio sur. Es la segunda estructura de impacto confirmada más grande del planeta, centrada aproximadamente a 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 , caracterizada por montañas irregulares y escarpadas muy próximas entre sí ( macizos ), que probablemente representan bloques elevados y empujados de antiguos predios. -corteza de cuenca. [33] (Ver Anseris Mons , por ejemplo). En las partes noreste y suroeste del borde se encuentran antiguas construcciones volcánicas de bajo relieve (paterae de las tierras altas). El fondo de la cuenca contiene depósitos sedimentarios espesos 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 de Hellas, con algunas áreas del fondo de la cuenca a más de 8 km por debajo del nivel de referencia. [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 en 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 Isidis (aproximadamente 1.000 km de diámetro) se encuentra en el límite de dicotomía a aproximadamente 87°E de longitud. La parte noreste del borde de la cuenca ha sido erosionada y ahora está enterrada por depósitos de las llanuras del norte, lo que le da a la cuenca un contorno semicircular. El borde noroeste de la cuenca se caracteriza por grabens arqueados ( Nili Fossae ) que son circunferenciales a la cuenca. Una gran cuenca adicional, Utopía , está completamente enterrada por depósitos de las llanuras del norte. Su contorno sólo se puede distinguir claramente a partir de los datos altimétricos. Todas las grandes cuencas de Marte son extremadamente antiguas y datan del último bombardeo intenso. Se cree que son comparables en edad a las cuencas Imbrium y Orientale de la Luna.
Cerca del ecuador en el hemisferio occidental se encuentra un inmenso sistema de cañones y depresiones profundos e interconectados conocidos colectivamente como Valles Marineris . El sistema de cañones se extiende hacia el este desde Tharsis a lo largo de más de 4.000 kilómetros, casi una cuarta parte de la circunferencia del planeta. Si se colocara en la Tierra, Valles Marineris abarcaría todo 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 homólogo más pequeño de la Tierra. El Gran Cañón es en gran parte 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 Valles Marineris se grada en densos revoltijos de colinas bajas y redondeadas que parecen haberse formado por el colapso de las superficies de las tierras altas para formar amplias hondonadas llenas de escombros. [39] Llamadas terreno caótico , estas áreas marcan las cabeceras de enormes canales de salida que emergen en tamaño completo del terreno caótico y desembocan ( desembocan ) hacia el norte en Chryse Planitia . La presencia de islas aerodinámicas y otras características geomórficas indican que los canales probablemente se formaron por liberaciones catastróficas de agua de acuíferos o por el derretimiento del hielo subterráneo. Sin embargo, estas formaciones también podrían estar formadas 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 la descarga máxima necesaria para excavar el Ares Vallis de 28 km de ancho fue de 14 millones de metros cúbicos (500 millones de pies cúbicos) por segundo, más de diez mil veces la descarga promedio del río Mississippi. [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 cuando 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 ( se sublima ) en verano, dejando tras de sí una capa residual de hielo de agua (H 2 O). En el polo sur, en verano queda una pequeña capa residual de hielo de CO 2 .
Ambos casquetes de hielo residuales se superponen a gruesos depósitos 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 . En el sur se encuentra una meseta similar de kilómetros de espesor, Planum Australe . Ambos plana (el plural latino de planum) a veces se tratan como sinónimos de los casquetes polares, pero el hielo permanente (visto como el alto albedo, superficies blancas en las imágenes) forma solo un manto relativamente delgado sobre los depósitos en capas. Los depósitos en capas probablemente representan ciclos alternos 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 de capas polares son algunas de las unidades geológicas más jóvenes de Marte.
Ninguna topografía es visible en Marte desde la Tierra. Las áreas brillantes y las marcas oscuras vistas a través de un telescopio son características del albedo . Las áreas brillantes de color ocre rojo 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 limpiado 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 , se encuentra en el hemisferio norte. [44] La característica clásica del albedo, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), es otra área oscura prominente en el hemisferio norte. También está presente un tercer tipo de área, de color y albedo intermedios, que 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 menos profundos y más suaves 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 afilados y tienen relaciones profundidad/diámetro de aproximadamente 1/5. [48] Los cráteres marcianos cambian de tipos simples a tipos más complejos con diámetros de aproximadamente 5 a 8 km. Los cráteres complejos tienen picos centrales (o complejos de picos), pisos relativamente planos y terrazas o desplomes a lo largo de las paredes interiores. Los cráteres complejos son menos profundos que los cráteres simples en proporción a su ancho, con relaciones profundidad/diámetro que van desde 1/5 en el diámetro de transición simple a complejo (~7 km) hasta aproximadamente 1/30 para un cráter de 100 km de diámetro. Otra transición se produce en cráteres con diámetros de alrededor de 130 km, cuando los picos centrales se convierten 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 rocosas y ricas en volátiles en el subsuelo produce una variedad 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 las eyecciones y la posterior erosión. 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 resurgido grandes áreas, produciendo una amplia gama de poblaciones de cráteres de edades muy diferentes. En Marte se han catalogado más de 42.000 cráteres de impacto de más de 5 km de diámetro, [51] y el número de cráteres más pequeños es probablemente innumerables. La densidad de cráteres en Marte es mayor en el hemisferio sur, al sur del límite de dicotomía. Aquí es donde se encuentran la mayoría de los grandes cráteres y cuencas.
La morfología del cráter 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 cráteres comparables de Mercurio o la Luna. [52] Además, los picos centrales de muchos grandes cráteres de Marte tienen cráteres en sus cimas. Los cráteres 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 probablemente indican la presencia de hielo cerca de la superficie en el momento del impacto. [50] Hacia el polo 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. [53]
La diferencia más notable entre los cráteres marcianos y otros cráteres del Sistema Solar es la presencia de mantos de eyecciones lobuladas (fluidizadas). 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 los lóbulos. [54] [55] El cráter Yuty es un buen ejemplo de cráter muralla , que se llama así debido al borde en forma de muralla de su manto de eyección. [56]
Los cráteres marcianos se clasifican comúnmente según sus eyecciones. Los cráteres con una capa de eyección se denominan cráteres de eyección de una sola capa (SLE). Los cráteres con dos capas de eyecciones superpuestas se denominan cráteres de eyecciones de doble capa (DLE), y los cráteres con más de dos capas de eyecciones se denominan cráteres de eyecciones de múltiples capas (MLE). 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 frescos hasta viejos y erosionados. Los cráteres de impacto degradados y rellenos registran variaciones en la actividad volcánica , fluvial y eólica a lo largo del tiempo geológico. [59] Los cráteres de pedestal son cráteres con sus eyecciones asentadas sobre el terreno circundante para formar plataformas elevadas. Ocurren porque la eyección 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 a cientos de metros por encima del área circundante, lo que significa que cientos de metros de material fueron erosionados. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante la misión Mariner 9 en 1972. [60] [61] [62]
Las estructuras volcánicas y los accidentes geográficos cubren gran parte 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 desempeñado un papel mucho más frecuente 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 momentos 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 ambientes 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 de las distribuciones de 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 antiguo Marte (ver: Agua en Marte ). El agua subterránea ha estado 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 geomórfico importante. Los cuerpos de arena impulsados por el viento, como mega ondulaciones y dunas , son extremadamente comunes en la superficie marciana moderna, y Opportunity ha documentado abundantes areniscas eólicas en su recorrido. [74] Los ventifactos , como Jake Matijevic (roca) , son otro accidente geográfico eólico en la superficie marciana. [75]
Una amplia variedad de otras facies sedimentológicas también están presentes localmente en Marte, incluidos depósitos glaciales , fuentes termales , depósitos de movimientos de masas secas (especialmente deslizamientos de tierra ) y material criogénico y periglacial , entre muchos otros. [69] Los rovers 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 agua subterránea que subía a la superficie en muchos lugares, especialmente dentro de los cráteres. Según la teoría, el agua subterránea con minerales disueltos salió a la superficie, dentro y posteriormente alrededor de los cráteres, y ayudó a formar capas añadiendo minerales (especialmente sulfato) y cementando sedimentos. Esta hipótesis está respaldada por un modelo de aguas subterráneas y por sulfatos descubiertos en una amplia zona. [82] [83] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con el Opportunity Rover , los científicos descubrieron que el agua subterránea se había elevado repetidamente y depositado sulfatos. [73] [84] [85] [86] [87] Estudios posteriores con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron que los mismos tipos de materiales existían en un área grande 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 incluyeron nubes de polvo que se levantaron después del acantilado. [89] Se teoriza que tales eventos geológicos son la causa de patrones geológicos conocidos como rayas de pendiente.
Los científicos de la NASA que estudian imágenes de la nave espacial Odyssey han descubierto lo que podrían ser siete cuevas en las laderas del volcán Arsia Mons en Marte . Las entradas al pozo miden de 100 a 252 metros (328 a 827 pies) de ancho y se cree que tienen al menos 73 a 96 metros (240 a 315 pies) de profundidad. Vea la imagen a continuación: 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 encontró que tenía 130 m de profundidad. [90] Investigaciones adicionales sugirieron que no se trataba necesariamente de "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 de Astrogeología del USGS ha desarrollado una base de datos global (MG C 3 ) de más de 1.000 candidatos a cuevas marcianas en Tharsis Montes . [93] En 2021, los científicos están aplicando algoritmos de aprendizaje automático para extender 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 refugio. 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 preservación de 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 elementos que alguna vez fueron depresiones, como arroyos, ahora están sobre la superficie. Se cree que materiales como rocas grandes se depositaron en zonas bajas. Posteriormente, la erosión eólica eliminó gran parte de las capas superficiales, pero dejó atrás los depósitos más resistentes. Otras formas de crear un relieve invertido podrían ser la lava que fluye por el lecho de un arroyo o materiales cementados con minerales disueltos en agua. En la Tierra, los materiales cementados con sílice son muy resistentes a todo tipo de fuerzas de erosión. Se encuentran ejemplos de canales invertidos en la Tierra en la Formación Cedar Mountain cerca de Green River, Utah . Los relieves invertidos en forma de arroyos son una prueba más de que en tiempos pasados fluyó agua sobre la superficie marciana. [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 nutrido grupo de científicos respaldaron la idea de buscar vida en el cráter Miyamoto debido a los canales de corrientes invertidas y 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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