Marte contiene agua, aunque principalmente en forma de permafrost . Como capa superficial superior, el agua parece fácilmente visible en algunos lugares, como el cráter polar Korolev .
Lo que se pensaba que eran salmueras líquidas de bajo volumen en el suelo marciano poco profundo , también llamadas líneas de pendiente recurrentes , [2] [3] pueden ser granos de arena y polvo que fluyen deslizándose cuesta abajo para formar vetas oscuras. [4] Si bien la mayor parte del hielo de agua está enterrado, está expuesto en la superficie en varios lugares de Marte. En las latitudes medias, está expuesto por cráteres de impacto, escarpados escarpes y barrancos. [5] [6] [7] Además, el hielo de agua también es visible en la superficie en la capa de hielo del polo norte . [8] También hay abundante hielo de agua debajo de la capa de hielo permanente de dióxido de carbono en el polo sur marciano. Se han detectado más de 5 millones de km3 de hielo en o cerca de la superficie de Marte, suficiente para cubrir todo el planeta hasta una profundidad de 35 metros (115 pies). [9] Incluso más hielo podría estar encerrado en el subsuelo profundo. [10] [11]
Es posible que hoy en día exista algo de agua líquida de forma transitoria en la superficie marciana, pero limitada a trazas de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida conocida. [3] [12] [13] No se ha descubierto evidencia de agua líquida actual en la superficie del planeta porque, en condiciones marcianas típicas (presión de vapor de agua <1 Pa [14] y presión atmosférica ambiental ~700 Pa [15] ), el hielo de agua calentado en la superficie marciana se sublimaría a velocidades de hasta 4 metros por año. [16] Antes de hace unos 3.800 millones de años , Marte puede haber tenido una atmósfera más densa y temperaturas superficiales más altas, [17] [18] [19] [20] lo que potencialmente permitió mayores cantidades de agua líquida en la superficie, [21] [22] [23] [24] posiblemente incluyendo un gran océano [25] [26] [27] [28] que puede haber cubierto un tercio del planeta. [29] [30] [31] El agua también aparentemente ha fluido a través de la superficie durante períodos cortos en varios intervalos más recientemente en la historia de Marte. [32] [33] [34] Aeolis Palus en el cráter Gale , explorado por el rover Curiosity , son los restos geológicos de un antiguo lago de agua dulce que podría haber sido un entorno hospitalario para la vida microbiana . [35][36] [37] [38] El inventario actual de agua en Marte se puede estimar a partir de imágenes de naves espaciales, técnicas de teledetección ( mediciones espectroscópicas , [39] [40] radar , [41] etc.), e investigaciones de superficie de módulos de aterrizaje y vehículos exploradores. [42] [43] La evidencia geológica de agua pasada incluye enormes canales de salida tallados por inundaciones, [44] antiguas redes de valles fluviales , [45] [46] deltas , [47] y lechos de lagos ; [48] [49] [50] [51] y la detección de rocas y minerales en la superficie que solo podrían haberse formado en agua líquida. [52] Numerosas características geomórficas sugieren la presencia de hielo terrestre ( permafrost ) [53] y el movimiento del hielo en los glaciares , tanto en el pasado reciente [54] [55] [56] [57] como en el presente. [58] Los barrancos y las líneas de pendiente a lo largo de los acantilados y las paredes de los cráteres sugieren que el agua que fluye continúa dando forma a la superficie de Marte, aunque en un grado mucho menor que en el pasado antiguo.
Aunque la superficie de Marte era periódicamente húmeda y podría haber sido hospitalaria para la vida microbiana hace miles de millones de años, [59] el ambiente actual en la superficie es seco y bajo cero, probablemente presentando un obstáculo insuperable para los organismos vivos. Además, Marte carece de una atmósfera gruesa, capa de ozono y campo magnético , lo que permite que la radiación solar y cósmica golpee la superficie sin impedimentos. Los efectos dañinos de la radiación ionizante en la estructura celular es otro de los principales factores limitantes en la supervivencia de la vida en la superficie. [60] [61] Por lo tanto, las mejores ubicaciones potenciales para descubrir vida en Marte pueden estar en entornos subterráneos. [62] [63] [64] Se han encontrado grandes cantidades de hielo subterráneo en Marte; el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior . [65] [66] [67] En 2018, los científicos informaron el descubrimiento de un lago subglacial en Marte, a 1,5 km (0,93 mi) por debajo de la capa de hielo del polo sur , con una extensión horizontal de unos 20 km (12 mi), el primer cuerpo estable conocido de agua líquida en el planeta, [68] [69] pero trabajos posteriores han cuestionado esta detección. [70] [71]
Comprender la extensión y la situación del agua en Marte es vital para evaluar el potencial del planeta para albergar vida y proporcionar recursos utilizables para la futura exploración humana . Por esta razón, "Seguir el agua" fue el tema científico del Programa de Exploración de Marte (MEP) de la NASA en la primera década del siglo XXI. Las misiones de la NASA y la ESA , incluidas 2001 Mars Odyssey , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) y Mars Phoenix lander, han proporcionado información sobre la abundancia y distribución del agua en Marte. [72] Mars Odyssey, Mars Express, MRO y el rover Curiosity de Mars Science Lander todavía están en funcionamiento y se siguen realizando descubrimientos. En septiembre de 2020, los científicos confirmaron la existencia de varios grandes lagos de agua salada bajo el hielo en la región polar sur del planeta Marte . Según uno de los investigadores, "identificamos el mismo cuerpo de agua [como se sugirió anteriormente en una detección inicial preliminar], pero también encontramos otros tres cuerpos de agua alrededor del principal... Es un sistema complejo". [73] [74] En marzo de 2021, los investigadores informaron que ha quedado una cantidad considerable de agua en el antiguo Marte, pero que, en su mayor parte, probablemente ha quedado secuestrada en las rocas y la corteza del planeta a lo largo de los años. [75] [ 76] [77] [78] En agosto de 2024, un análisis más detallado de los datos del módulo de aterrizaje InSight Mars de la NASA permitió a los investigadores descubrir un depósito de agua líquida a profundidades de 10 a 20 kilómetros (6,2 a 12,4 millas) bajo la corteza marciana. [79]
A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocieron que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. Ya no se aceptaba la presencia de océanos, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con solo una cantidad exigua de agua. Las áreas oscuras, que se podía ver que cambiaban según la estación, se consideraron entonces extensiones de vegetación. [81] La persona más responsable de popularizar esta visión de Marte fue Percival Lowell (1855-1916), quien imaginó una raza de marcianos construyendo una red de canales para llevar agua desde los polos hasta los habitantes del ecuador. Aunque generaron un enorme entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. La opinión mayoritaria del establishment científico de la época probablemente esté mejor resumida por el astrónomo inglés Edward Walter Maunder (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con las condiciones en la cima de un pico de veinte mil pies (6100 m) en una isla ártica [82] donde solo se podría esperar que sobrevivieran los líquenes .
Mientras tanto, muchos astrónomos estaban perfeccionando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composición de la atmósfera marciana . Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham, en el Observatorio del Monte Wilson, intentaron identificar oxígeno y vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocido con certeza era el dióxido de carbono (CO 2 ), identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947. [83] El vapor de agua no se detectó inequívocamente en Marte hasta 1963. [84]
La Mariner 4 adquirió esta imagen que muestra un planeta estéril (1965).
La composición de los casquetes polares , que se supone que son hielo de agua desde la época de Cassini (1666), fue cuestionada por algunos científicos a finales del siglo XIX que favorecían el hielo de CO2 , debido a la baja temperatura general del planeta y la aparente falta de agua apreciable. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966. [85] Hoy se sabe que los casquetes invernales en ambos polos están compuestos principalmente de hielo de CO2 , pero que un casquete permanente (o perenne) de hielo de agua permanece durante el verano en el polo norte. En el polo sur, un pequeño casquete de hielo de CO2 permanece durante el verano, pero este casquete también está sustentado por hielo de agua.
La última pieza del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el Mariner 4 en 1965. Las imágenes granuladas de televisión de la nave espacial mostraron una superficie dominada por cráteres de impacto , lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no había experimentado el nivel de erosión y actividad tectónica visto en la Tierra. La poca erosión significaba que el agua líquida probablemente no había jugado un papel importante en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años. [86] Además, las variaciones en la señal de radio de la nave espacial a medida que pasaba detrás del planeta permitieron a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la de la Tierra a nivel del mar, lo que efectivamente excluía la existencia de agua líquida, que herviría o se congelaría rápidamente a presiones tan bajas. [87] Así, nació una visión de Marte de un mundo muy parecido a la Luna, pero con solo una pizca de atmósfera para soplar el polvo a su alrededor. Esta visión de Marte duraría casi otra década hasta que la Mariner 9 mostró un Marte mucho más dinámico con indicios de que el ambiente pasado del planeta era más clemente que el actual.
Durante muchos años se creyó que los restos observados de inundaciones fueron causados por la liberación de agua de un nivel freático global, pero una investigación publicada en 2015 revela que los depósitos regionales de sedimentos y hielo emplazados 450 millones de años antes fueron la fuente. [91] "La deposición de sedimentos de los ríos y el deshielo glacial llenaron cañones gigantescos debajo del océano primigenio contenido dentro de las tierras bajas del norte del planeta. Fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que luego se liberó en forma de grandes inundaciones, cuyos efectos se pueden ver hoy en día". [44] [91]
Evidencias de rocas y minerales
Se acepta ampliamente que Marte tuvo abundante agua muy temprano en su historia, [92] [93] pero todas las grandes áreas de agua líquida han desaparecido desde entonces. Una fracción de esta agua se retiene en el Marte moderno tanto en forma de hielo como encerrada en la estructura de abundantes materiales ricos en agua, incluidos minerales arcillosos ( filosilicatos ) y sulfatos . [94] [95] Los estudios de las proporciones isotópicas del hidrógeno indican que los asteroides y cometas de más allá de las 2,5 unidades astronómicas (UA) proporcionan la fuente de agua de Marte, [96] que actualmente totaliza entre el 6% y el 27% del océano actual de la Tierra. [96]
Historia del agua en Marte. Los números representan cuántos miles de millones de años atrás.
Agua en productos de meteorización (minerales acuosos)
Un efecto directo de la meteorización química es el consumo de agua y otras especies químicas reactivas, extrayéndolas de depósitos móviles como la atmósfera y la hidrosfera y secuestrándolas en rocas y minerales. [99] Actualmente se desconoce la cantidad de agua en la corteza marciana almacenada como minerales hidratados , pero puede ser bastante grande. [100] Por ejemplo, los modelos mineralógicos de los afloramientos rocosos examinados por los instrumentos del rover Opportunity en Meridiani Planum sugieren que los depósitos de sulfato allí podrían contener hasta un 22% de agua en peso. [101]
En la Tierra, todas las reacciones de meteorización química involucran agua en algún grado. [102] Por lo tanto, muchos minerales secundarios en realidad no incorporan agua, pero aún requieren agua para formarse. Algunos ejemplos de minerales secundarios anhidros incluyen muchos carbonatos , algunos sulfatos (por ejemplo, anhidrita ) y óxidos metálicos como el mineral de óxido de hierro hematita . En Marte, algunos de estos productos de meteorización pueden formarse teóricamente sin agua o con escasas cantidades presentes como hielo o en películas delgadas a escala molecular ( monocapas ). [103] [104] El grado en que estos procesos de meteorización exóticos operan en Marte aún es incierto. Los minerales que incorporan agua o se forman en presencia de agua generalmente se denominan "minerales acuosos".
Los minerales acuosos son indicadores sensibles del tipo de entorno que existía cuando se formaron los minerales. La facilidad con la que ocurren las reacciones acuosas (ver energía libre de Gibbs ) depende de la presión, la temperatura y las concentraciones de las especies gaseosas y solubles involucradas. [105] Dos propiedades importantes son el pH y el potencial de oxidación-reducción (E h ) . Por ejemplo, el mineral de sulfato jarosita se forma solo en agua de pH bajo (altamente ácida). Los filosilicatos generalmente se forman en agua de pH neutro a alto (alcalina). E h es una medida del estado de oxidación de un sistema acuoso. Juntos, E h y pH indican los tipos de minerales que son termodinámicamente más estables y, por lo tanto, es más probable que se formen a partir de un conjunto dado de componentes acuosos. Por lo tanto, las condiciones ambientales pasadas en Marte, incluidas las propicias para la vida, se pueden inferir a partir de los tipos de minerales presentes en las rocas.
Alteración hidrotermal
Los minerales acuosos también pueden formarse en el subsuelo por la migración de fluidos hidrotermales a través de poros y fisuras. La fuente de calor que impulsa un sistema hidrotermal puede ser cuerpos de magma cercanos o calor residual de grandes impactos . [106] Un tipo importante de alteración hidrotermal en la corteza oceánica de la Tierra es la serpentinización , que ocurre cuando el agua de mar migra a través de rocas ultramáficas y basálticas. Las reacciones agua-roca dan como resultado la oxidación del hierro ferroso en olivino y piroxeno para producir hierro férrico (como el mineral magnetita ) produciendo hidrógeno molecular (H 2 ) como subproducto. El proceso crea un entorno altamente alcalino y reductor (bajo Eh) que favorece la formación de ciertos filosilicatos (minerales de serpentina) y varios minerales de carbonato, que juntos forman una roca llamada serpentinita . [107] El gas hidrógeno producido puede ser una fuente de energía importante para los organismos quimiosintéticos o puede reaccionar con CO2 para producir gas metano , un proceso que se ha considerado como una fuente no biológica de las trazas de metano reportadas en la atmósfera marciana. [108] Los minerales serpentinos también pueden almacenar mucha agua (como hidroxilo) en su estructura cristalina. Un estudio reciente ha sostenido que las serpentinitas hipotéticas en la antigua corteza de las tierras altas de Marte podrían contener una capa equivalente global (GEL) de agua de hasta 500 metros (1.600 pies) de espesor. [109] Aunque se han detectado algunos minerales serpentinos en Marte, no hay afloramientos generalizados evidentes a partir de datos de teledetección. [110] Este hecho no excluye la presencia de grandes cantidades de serpentinita ocultas en profundidad en la corteza marciana.
Tasas de meteorización
Las velocidades a las que los minerales primarios se convierten en minerales acuosos secundarios varían. Los minerales de silicato primarios cristalizan a partir del magma bajo presiones y temperaturas mucho más altas que las condiciones en la superficie de un planeta. Cuando se exponen a un entorno de superficie, estos minerales están fuera de equilibrio y tenderán a interactuar con los componentes químicos disponibles para formar fases minerales más estables. En general, los minerales de silicato que cristalizan a las temperaturas más altas (se solidifican primero en un magma que se enfría) se desgastan más rápidamente. [111] [112] En la Tierra y Marte, el mineral más común que cumple este criterio es el olivino , que se desgasta fácilmente a minerales arcillosos en presencia de agua. El olivino está muy extendido en Marte, [113] lo que sugiere que la superficie de Marte no ha sido alterada de manera generalizada por el agua; abundante evidencia geológica sugiere lo contrario. [114] [115] [116]
Se han encontrado más de 60 meteoritos que vinieron de Marte. [117] Algunos de ellos contienen evidencia de que estuvieron expuestos al agua cuando estaban en Marte. Algunos meteoritos marcianos llamados shergottitas basálticas , parecen (por la presencia de carbonatos hidratados y sulfatos ) haber estado expuestos a agua líquida antes de ser expulsados al espacio. [118] [119] Se ha demostrado que otra clase de meteoritos, las nakhlitas , estaban bañadas de agua líquida hace unos 620 millones de años y que fueron expulsados de Marte hace unos 10,75 millones de años por el impacto de un asteroide. Cayeron a la Tierra en los últimos 10.000 años. [120] El meteorito marciano NWA 7034 tiene un orden de magnitud más de agua que la mayoría de los otros meteoritos marcianos. Es similar a los basaltos estudiados por las misiones rover, y se formó en la época amazónica temprana . [121] [122]
En 1996, un grupo de científicos informó de la posible presencia de microfósiles en el Allan Hills 84001 , un meteorito de Marte. [123] Muchos estudios disputaron la validez de su interpretación basándose principalmente en la forma de estos presuntos fósiles. [124] [125] Se encontró que la mayor parte de la materia orgánica en el meteorito era de origen terrestre. [126] Además, el consenso científico es que "la morfología por sí sola no puede usarse de manera inequívoca como una herramienta para la detección de vida primitiva". [127] [128] [129] La interpretación de la morfología es notoriamente subjetiva, y su uso por sí solo ha llevado a numerosos errores de interpretación. [127]
Evidencia geomorfológica
Lagos y valles fluviales
La sonda espacial Mariner 9 de 1971 provocó una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte. Se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las imágenes mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [44] Las áreas de arroyos ramificados, en el hemisferio sur, sugirieron que alguna vez cayó lluvia. [130] [131] El número de valles reconocidos ha aumentado con el tiempo. La investigación publicada en junio de 2010 cartografió 40.000 valles fluviales en Marte, aproximadamente cuadruplicando el número de valles fluviales que se habían identificado anteriormente. [31] Las características desgastadas por el agua marciana se pueden clasificar en dos clases distintas: 1) redes de valles dendríticos (ramificados), a escala terrestre, ampliamente distribuidos, de la era Noéica y 2) canales de salida de la era Hespériense excepcionalmente grandes, largos, de un solo hilo, aislados . Trabajos recientes sugieren que también puede haber una clase de canales actualmente enigmáticos, más pequeños y más jóvenes ( desde el Hespériense hasta el Amazónico ) en las latitudes medias, tal vez asociados con el derretimiento local ocasional de depósitos de hielo. [132] [133]
Kasei Valles, un importante canal de salida, visto en los datos de elevación de MOLA . El flujo se produjo de abajo a la izquierda a la derecha. La imagen tiene aproximadamente 1600 km de ancho. El sistema de canales se extiende otros 1200 km al sur de esta imagen hasta Echus Chasma .
Algunas partes de Marte muestran un relieve invertido . Esto ocurre cuando los sedimentos se depositan en el fondo de un arroyo y luego se vuelven resistentes a la erosión, tal vez por cementación. Más tarde, el área puede quedar enterrada. Finalmente, la erosión elimina la capa de cobertura y los arroyos anteriores se vuelven visibles ya que son resistentes a la erosión. [134] Mars Global Surveyor encontró varios ejemplos de este proceso. [135] [136] Se han descubierto muchos arroyos invertidos en varias regiones de Marte, especialmente en la Formación Medusae Fossae , [137] el Cráter Miyamoto , [138] el Cráter Saheki , [139] y la Meseta Juventae. [140] [141]
Se han descubierto diversas cuencas lacustres en Marte. [142] Algunas son comparables en tamaño a los lagos más grandes de la Tierra, como el mar Caspio , el mar Negro y el lago Baikal . En las tierras altas del sur se encuentran lagos que fueron alimentados por redes de valles. Hay lugares que son depresiones cerradas con valles fluviales que desembocan en ellas. Se cree que estas áreas alguna vez contuvieron lagos; uno está en Terra Sirenum , cuyo desbordamiento se movió a través de Ma'adim Vallis hacia el cráter Gusev , explorado por el rover de exploración de Marte Spirit . Otro está cerca de Parana Valles y Loire Vallis. [143] Se cree que algunos lagos se formaron por precipitación, mientras que otros se formaron a partir de aguas subterráneas. [48] [49] Se estima que existieron lagos en la cuenca de Argyre, [37] [38] la cuenca de Hellas, [50] y tal vez en Valles Marineris . [51] [144] [145] Es probable que en algún momento del Noé, muchos cráteres albergaran lagos. Estos lagos son compatibles con un entorno hidrológico frío y seco (según los estándares de la Tierra) similar al de la Gran Cuenca del oeste de los EE. UU. durante el Último Máximo Glacial . [146]
Una investigación de 2010 sugiere que Marte también tenía lagos a lo largo de partes del ecuador. Aunque investigaciones anteriores habían demostrado que Marte tuvo una historia temprana cálida y húmeda que se secó hace mucho tiempo, estos lagos existieron en la Época Hespérica , un período mucho más posterior. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y calentándola lo suficiente para que existiera agua líquida. En este estudio, se descubrieron canales que conectaban cuencas lacustres cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenaba, sus aguas desbordaban las orillas y excavaban los canales hasta una zona más baja donde se formaría otro lago. [147] [148] Estos lagos secos serían objetivos para buscar evidencia ( biofirmas ) de vida pasada.
El 27 de septiembre de 2012, los científicos de la NASA anunciaron que el rover Curiosity encontró evidencia directa de un antiguo lecho fluvial en el cráter Gale , lo que sugiere un antiguo "flujo vigoroso" de agua en Marte. [149] [150] [151] [152] En particular, el análisis del lecho fluvial ahora seco indicó que el agua corría a 3,3 km/h (0,92 m/s), [149] posiblemente a la altura de la cadera. La prueba de agua corriente llegó en forma de guijarros redondeados y fragmentos de grava que solo podrían haber sido erosionados por fuertes corrientes líquidas. Su forma y orientación sugieren transporte de larga distancia desde encima del borde del cráter, donde un canal llamado Peace Vallis alimenta el abanico aluvial .
El lago Eridania es un lago teóricamente antiguo con una superficie de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros cuadrados. [153] [154] [155] Su profundidad máxima es de 2.400 metros y su volumen es de 562.000 km 3 . Era más grande que el mar sin salida al mar más grande de la Tierra, el mar Caspio , y contenía más agua que todos los demás lagos marcianos juntos. El mar de Eridania contenía más de nueve veces más agua que todos los Grandes Lagos de América del Norte . [156] [157] [158] Se suponía que la superficie superior del lago estaba a la altura de las redes de valles que rodean el lago; todos terminan a la misma altura, lo que sugiere que desembocaban en un lago. [159] [160] Las investigaciones en esta cuenca con CRISM encontraron depósitos gruesos, de más de 400 metros de espesor, que contenían los minerales saponita , talco-saponita, mica rica en Fe (por ejemplo, glauconita - nontronita ), serpentina de Fe y Mg, carbonato de Mg-Fe-Ca y probable sulfuro de Fe . El sulfuro de Fe probablemente se formó en aguas profundas a partir de agua calentada por volcanes . Tal proceso, clasificado como hidrotermal, puede haber sido un lugar donde comenzó la vida en la Tierra. [158]
Mapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene unas 530 millas de ancho.
Depósitos de cuencas profundas del fondo del mar de Eridania. Las mesetas del fondo están allí porque estaban protegidas contra la intensa erosión por una capa profunda de agua y hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden provenir de depósitos hidrotermales del fondo marino.
Diagrama que muestra cómo la actividad volcánica pudo haber provocado la deposición de minerales en el fondo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.
Los investigadores han encontrado numerosos ejemplos de deltas que se formaron en lagos marcianos. [30] Encontrar deltas es una señal importante de que Marte alguna vez tuvo mucha agua líquida. Los deltas generalmente requieren agua profunda durante un largo período de tiempo para formarse. Además, el nivel del agua debe ser estable para evitar que los sedimentos se arrastren. Se han encontrado deltas en una amplia gama geográfica, [48] aunque hay algunos indicios de que los deltas pueden estar concentrados alrededor de los bordes del supuesto antiguo océano norte de Marte. [161]
Agua subterránea
Las capas pueden formarse a medida que el agua subterránea asciende gradualmente.
En 1979 se pensaba que los canales de salida se formaban en rupturas únicas y catastróficas de depósitos de agua subterráneos, posiblemente sellados por hielo, que descargaban cantidades colosales de agua a través de una superficie marciana por lo demás árida. [162] [163] Además, se encuentran pruebas a favor de inundaciones fuertes o incluso catastróficas en las ondulaciones gigantes en el valle de Athabasca . [164] [165] Muchos canales de salida comienzan en las características de Chaos o Chasma , lo que proporciona evidencia de la ruptura que podría haber roto un sello de hielo subterráneo. [144]
Las redes de valles ramificados de Marte no son compatibles con la formación por una liberación catastrófica repentina de agua subterránea, tanto en términos de sus formas dendríticas que no provienen de un único punto de salida, como en términos de las descargas que aparentemente fluyeron a lo largo de ellas. [166] En cambio, algunos autores han argumentado que se formaron por una filtración lenta de agua subterránea desde el subsuelo esencialmente como manantiales. [167] En apoyo de esta interpretación, los extremos aguas arriba de muchos valles en tales redes comienzan con cañones en forma de caja o cabezas de "anfiteatro", que en la Tierra suelen estar asociados con la filtración de agua subterránea. También hay poca evidencia de canales o valles de escala más fina en las puntas de los canales, que algunos autores han interpretado como una muestra de que el flujo apareció repentinamente desde el subsuelo con una descarga apreciable, en lugar de acumularse gradualmente a través de la superficie. [144] Otros han cuestionado el vínculo entre las cabeceras de anfiteatro de los valles y la formación por las aguas subterráneas en el caso de los ejemplos terrestres, [168] y han argumentado que la falta de cabeceras de escala fina en las redes de valles se debe a su eliminación por la erosión o la jardinería de impacto . [144] La mayoría de los autores aceptan que la mayoría de las redes de valles fueron al menos parcialmente influenciadas y moldeadas por los procesos de filtración de aguas subterráneas.
Se cree que la preservación y cementación de la estratigrafía de las dunas eólicas en Burns Cliff en el cráter Endurance estuvo controlada por el flujo de aguas subterráneas poco profundas. [169]
Las aguas subterráneas también desempeñaron un papel vital en el control de los patrones y procesos de sedimentación a gran escala en Marte. [170] Según esta hipótesis, las aguas subterráneas con minerales disueltos llegaron a la superficie, dentro y alrededor de los cráteres, y ayudaron a formar capas agregando minerales, especialmente sulfato, y cementando sedimentos . [169] [171] [172] [173] [174] [175] En otras palabras, algunas capas pueden haberse formado por el ascenso de las aguas subterráneas depositando minerales y cementando sedimentos eólicos sueltos existentes . En consecuencia, las capas endurecidas están más protegidas de la erosión . Un estudio publicado en 2011 utilizando datos del Mars Reconnaissance Orbiter , muestra que existen los mismos tipos de sedimentos en una gran área que incluye Arabia Terra . [176] Se ha argumentado que las áreas que son ricas en rocas sedimentarias también son aquellas áreas que probablemente experimentaron afloramientos de agua subterránea a escala regional. [177]
En febrero de 2019, científicos europeos publicaron evidencia geológica de un antiguo sistema de agua subterránea a nivel planetario que, posiblemente, estaba conectado a un supuesto vasto océano. [178] [179] [180] [181] En septiembre de 2019, los investigadores informaron que el módulo de aterrizaje InSight descubrió pulsos magnéticos inexplicables y oscilaciones magnéticas consistentes con un depósito planetario de agua líquida en las profundidades del subsuelo. [182]
Hipótesis del océano de Marte
Se plantea la hipótesis de que la región azul de baja topografía en el hemisferio norte marciano es el sitio de un océano primordial de agua líquida. [183]
La hipótesis del océano de Marte propone que la cuenca de Vastitas Borealis fue el sitio de un océano de agua líquida al menos una vez, [23] y presenta evidencia de que casi un tercio de la superficie de Marte estaba cubierta por un océano líquido al principio de la historia geológica del planeta . [142] [184] Este océano, llamado Oceanus Borealis , [23] habría llenado la cuenca de Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra a 4-5 kilómetros (2,5-3,1 mi) por debajo de la elevación planetaria media. Se han sugerido dos posibles líneas costeras principales: una más alta, que data de un período de tiempo de aproximadamente 3.800 millones de años atrás y que coincide con la formación de las redes de valles en las Tierras Altas, y una más baja, tal vez correlacionada con los canales de salida más jóvenes . La más alta, la "costa de Arabia", se puede rastrear por todo Marte excepto a través de la región volcánica de Tharsis. La parte inferior, llamada 'Deuteronilus', sigue la formación Vastitas Borealis . [144]
Un estudio de junio de 2010 concluyó que el océano más antiguo habría cubierto el 36% de Marte. [30] [31] Los datos del Altímetro Láser Mars Orbiter (MOLA), que mide la altitud de todo el terreno en Marte, se utilizaron en 1999 para determinar que la cuenca hidrográfica de un océano de este tipo habría cubierto aproximadamente el 75% del planeta. [185] El Marte primitivo habría requerido un clima más cálido y una atmósfera más densa para permitir que existiera agua líquida en la superficie. [186] [187] Además, la gran cantidad de redes de valles respalda firmemente la posibilidad de un ciclo hidrológico en el planeta en el pasado. [171] [188]
La existencia de un océano marciano primordial sigue siendo controvertida entre los científicos, y las interpretaciones de algunas características como "costas antiguas" han sido cuestionadas. [189] [190] Un problema con la supuesta costa de 2 mil millones de años (2 Ga ) es que no es plana, es decir, no sigue una línea de potencial gravitacional constante. Esto podría deberse a un cambio en la distribución de la masa de Marte, tal vez debido a una erupción volcánica o al impacto de un meteorito; [191] la provincia volcánica Elysium o la enorme cuenca Utopia que está enterrada debajo de las llanuras del norte se han propuesto como las causas más probables. [171]
En marzo de 2015, los científicos afirmaron que existe evidencia de un antiguo océano marciano, probablemente en el hemisferio norte del planeta y de un tamaño similar al del océano Ártico de la Tierra , o aproximadamente el 19 % de la superficie marciana. Este hallazgo se derivó de la proporción de agua y deuterio en la atmósfera marciana moderna en comparación con la proporción encontrada en la Tierra. Se encontró ocho veces más deuterio en Marte que el que existe en la Tierra, lo que sugiere que el antiguo Marte tenía niveles significativamente más altos de agua. Los resultados del rover Curiosity habían encontrado previamente una alta proporción de deuterio en el cráter Gale , aunque no lo suficientemente alta como para sugerir la presencia de un océano. Otros científicos advierten que este nuevo estudio no ha sido confirmado y señalan que los modelos climáticos marcianos aún no han demostrado que el planeta fuera lo suficientemente cálido en el pasado como para soportar cuerpos de agua líquida. [192]
En mayo de 2016 se publicó una nueva evidencia de la existencia de un océano del norte, en la que se describe cómo dos tsunamis alteraron parte de la superficie del cuadrángulo de 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 se produjo 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 media 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 puede haber existido un gran océano del norte 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 . [193] [194] [195]
En enero de 2022, un estudio sobre el clima de hace 3 Gy en Marte muestra que un océano es estable con un ciclo de agua cerrado. [198] Estiman que un 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 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.
Evidencia de flujos recientes
Flujos de estación cálida en la pendiente del cráter Newton . [199]Barrancos ramificados.Conjunto de barrancos profundos.
El agua líquida pura no puede existir en forma estable en la superficie de Marte con su actual baja presión atmosférica y baja temperatura porque herviría, excepto en las elevaciones más bajas durante unas pocas horas. [200] [201] Así, un misterio geológico comenzó en 2006 cuando las observaciones del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depósitos de cárcavas que no estaban allí diez años antes, posiblemente causados por salmuera líquida que fluía durante los meses más cálidos en Marte. [202] [203] Las imágenes eran de dos cráteres en Terra Sirenum y Centauri Montes que parecen mostrar la presencia de flujos (húmedos o secos) en Marte en algún momento entre 1999 y 2001. [202] [204] [205]
En la comunidad científica no hay acuerdo sobre si los barrancos se forman o no a partir de agua líquida. Mientras que algunos científicos creen que la mayoría de los barrancos se forman a partir de agua líquida que se forma a partir de la nieve o el hielo que se derrite, [206] [207] [208] otros científicos creen que los barrancos se forman a partir de corrientes secas posiblemente lubricadas por la sublimación del dióxido de carbono que se forma a partir de la congelación de la atmósfera marciana. [209] [210] [211]
Algunos estudios atestiguan que los barrancos que se forman en las tierras altas del sur no podrían haber sido formados por agua debido a condiciones inadecuadas. Las regiones de baja presión, no geotérmicas y más frías no darían paso a agua líquida en ningún momento del año, pero serían ideales para el dióxido de carbono sólido. El dióxido de carbono que se derrite en el verano más cálido produciría dióxido de carbono líquido que luego formaría los barrancos. [212] [213] Incluso si los barrancos son tallados por agua que fluye en la superficie, no se entiende la fuente exacta del agua ni los mecanismos detrás de su movimiento. [214]
En agosto de 2011, la NASA anunció el descubrimiento de cambios estacionales actuales en pendientes pronunciadas debajo de afloramientos rocosos cerca de bordes de cráteres en el hemisferio sur. Se observó que estas rayas oscuras, ahora llamadas líneas de pendiente recurrentes (RSL), crecían pendiente abajo durante la parte más cálida del verano marciano, para luego desvanecerse gradualmente durante el resto del año, recurriendo cíclicamente entre años. [12] Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con agua salada ( salmueras ) que fluían pendiente abajo y luego se evaporaban, posiblemente dejando algún tipo de residuo. [215] [216] Desde entonces, el instrumento espectroscópico CRISM ha realizado observaciones directas de sales hidratadas que aparecen al mismo tiempo que se forman estas líneas de pendiente recurrentes, confirmando en 2015 que estas líneas son producidas por el flujo de salmueras líquidas a través de suelos poco profundos. Las líneas contienen sales de clorato y perclorato hidratadas ( ClO 4− ), que contienen moléculas de agua líquida. [217] Las líneas fluyen cuesta abajo en el verano marciano, cuando la temperatura es superior a −23 °C (−9 °F; 250 K). [218] Sin embargo, la fuente del agua sigue siendo desconocida. [3] [219] [220] Sin embargo, los datos del espectrómetro de neutrones del orbitador Mars Odyssey obtenidos durante una década, se publicaron en diciembre de 2017 y no muestran evidencia de agua (regolito hidrogenado) en los sitios activos, por lo que sus autores también apoyan las hipótesis de deliquescencia de vapor de agua atmosférico de corta duración o flujos granulares secos. [210] Concluyen que el agua líquida en el Marte actual puede estar limitada a trazas de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida como se la conoce actualmente. [221]
Un escenario alternativo es un efecto de bombeo de Knudsen, de fotoforético cuando las sombras se producen en un material granular. [222] Los autores demostraron que las RSL se detuvieron en un ángulo de 28° en el cráter Garni, de acuerdo con una avalancha granular seca. Además, los autores señalaron varias limitaciones de la hipótesis húmeda, como el hecho de que la detección de agua fue solo indirecta (detección de sal pero no de agua).
Agua presente
Se ha observado una cantidad significativa de hidrógeno superficial a nivel mundial mediante el espectrómetro de neutrones y el espectrómetro de rayos gamma Mars Odyssey [223] y la cámara estéreo de alta resolución Mars Express (HRSC). [224] Se cree que este hidrógeno está incorporado a la estructura molecular del hielo y, mediante cálculos estequiométricos , los flujos observados se han convertido en concentraciones de hielo de agua en el metro superior de la superficie marciana. Este proceso ha revelado que el hielo está extendido y es abundante en la superficie actual. Por debajo de los 60 grados de latitud, el hielo se concentra en varias regiones, particularmente alrededor de los volcanes Elysium , Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum , y existe en concentraciones de hasta un 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Hacia los polos, a 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% en casi todas partes y se acercan al 100% en los polos. [225] Los instrumentos de sondeo de radar SHARAD y MARSIS también han confirmado que determinadas características de la superficie son ricas en hielo. Debido a la inestabilidad conocida del hielo en las condiciones actuales de la superficie marciana, se cree que casi todo este hielo está cubierto por una fina capa de material rocoso o polvoriento.
Las observaciones del espectrómetro de neutrones de Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyera uniformemente, daría una capa global equivalente de agua (WEG) de al menos ≈14 centímetros (5,5 pulgadas); en otras palabras, la superficie marciana promedio global es aproximadamente 14% de agua. [226] El hielo de agua actualmente bloqueado en ambos polos marcianos corresponde a una WEG de 30 metros (98 pies), y la evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua superficial a lo largo de la historia geológica, con WEG tan profunda como 500 metros (1.600 pies). [9] [226] Se cree que parte de esta agua pasada se ha perdido en el subsuelo profundo y parte en el espacio, aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo poco conocido. [144] El actual reservorio atmosférico de agua es importante como conducto que permite la migración gradual del hielo de una parte de la superficie a otra tanto en escalas temporales estacionales como a mayor escala, pero su volumen es insignificante, con un WEG de no más de 10 micrómetros (0,00039 pulgadas). [226]
Es posible que también pueda existir agua líquida en la superficie de Marte a través de la formación de salmueras sugeridas por la abundancia de sales hidratadas. [227] [228] Las salmueras son importantes en Marte porque pueden estabilizar el agua líquida a temperaturas más bajas que el agua pura por sí sola. [229] [230] El agua líquida pura es inestable en la superficie del planeta, ya que está sujeta a congelación, evaporación y ebullición. [229] De manera similar a cómo se aplica sal a las carreteras en la Tierra para evitar que se congelen, las mezclas salobres de agua y sal en Marte pueden tener puntos de congelación lo suficientemente bajos como para generar líquido estable en la superficie. Dada la naturaleza compleja del regolito marciano , se sabe que las mezclas de sales cambian la estabilidad de las salmueras. [231] El modelado de la deliquescencia de mezclas de sal se puede utilizar para probar la estabilidad de la salmuera y puede ayudarnos a determinar si hay salmueras líquidas presentes en la superficie de Marte. La composición del regolito marciano, determinada por el módulo de aterrizaje Phoenix , se puede utilizar para limitar estos modelos y dar una representación precisa de cómo las salmueras pueden formarse realmente en el planeta. [232] [233] Los resultados de estos modelos dan valores de actividad de agua para varias sales a diferentes temperaturas, donde cuanto menor sea la actividad de agua, más estable será la salmuera. A temperaturas entre 208 K y 253 K, las sales de clorato exhiben los valores de actividad de agua más bajos, y por debajo de 208 K las sales de cloruro exhiben los valores más bajos. Los resultados del modelado muestran que las mezclas complejas de sales antes mencionadas no aumentan significativamente la estabilidad de las salmueras, lo que indica que las salmueras pueden no ser una fuente significativa de agua líquida en la superficie de Marte. [234]
Capas de hielo polares
La sonda Mars Global Surveyor adquirió esta imagen de la capa de hielo del polo norte marciano a principios del verano boreal.
La existencia de hielo en los casquetes polares norte ( Planum Boreum ) y sur ( Planum Australe ) de Marte se conoce desde la época del orbitador Mariner 9. [235] Sin embargo, la cantidad y pureza de este hielo no se conocieron hasta principios de la década de 2000. En 2004, la sonda de radar MARSIS en el satélite europeo Mars Express confirmó la existencia de hielo relativamente limpio en el casquete polar sur que se extiende hasta una profundidad de 3,7 kilómetros (2,3 mi) debajo de la superficie. [236] [237] De manera similar, la sonda de radar SHARAD a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter observó la base del casquete polar norte a 1,5 – 2 km debajo de la superficie. En conjunto, el volumen de hielo presente en los casquetes polares norte y sur de Marte es similar al de la capa de hielo de Groenlandia . [238]
Sección transversal de una porción de la capa de hielo del polo norte de Marte, obtenida a partir de un sondeo de radar satelital.
Se sospecha que una capa de hielo aún más grande en la región del polo sur se retiró en tiempos antiguos ( período Hesperiano ), que puede haber contenido 20 millones de km3 de hielo de agua, lo que equivale a una capa de 137 m de profundidad sobre todo el planeta. [239] [240]
Ambos casquetes polares revelan abundantes capas internas de hielo y polvo cuando se examinan con imágenes de las depresiones en forma de espiral que cortan su volumen, y las mediciones de radar del subsuelo mostraron que estas capas se extienden continuamente a través de las capas de hielo. Esta estratificación contiene un registro de los climas pasados en Marte, de la misma manera que las capas de hielo de la Tierra tienen un registro del clima de la Tierra. Sin embargo, la lectura de este registro no es sencilla [241] , por lo que muchos investigadores han estudiado esta estratificación no solo para comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de los casquetes polares [144] , sino también para comprender la evolución del clima en Marte [242] [243] .
Alrededor de los casquetes polares hay muchas capas de hielo más pequeñas dentro de cráteres, algunos de los cuales se encuentran bajo gruesos depósitos de arena o polvo marciano. [244] [245] En particular, se estima que el cráter Korolev de 81,4 kilómetros (50,6 millas) de ancho contiene aproximadamente 2200 kilómetros cúbicos (530 millas cúbicas) de hielo de agua expuesto a la superficie. [246] El suelo de Korolev se encuentra a unos 2 kilómetros (1,2 millas) por debajo del borde, y está cubierto por un montículo central de 1,8 kilómetros (1,1 millas) de profundidad de hielo de agua permanente, de hasta 60 kilómetros (37 millas) de diámetro. [246] [247]
Agua líquida subglacial
Sitio del cuerpo de agua subglacial del polo sur (informado en julio de 2018).
La existencia de lagos subglaciales en Marte se planteó como hipótesis cuando el modelado del lago Vostok en la Antártida mostró que este lago podría haber existido antes de la glaciación antártica, y que un escenario similar podría haber ocurrido potencialmente en Marte. [248] En julio de 2018, científicos de la Agencia Espacial Italiana informaron sobre la detección de un lago subglacial de este tipo en Marte, a 1,5 kilómetros (1 mi) por debajo de la capa de hielo del polo sur , y con una extensión de 20 kilómetros (10 mi) horizontalmente, la primera evidencia de un cuerpo estable de agua líquida en el planeta. [68] [249] [250] [251] La evidencia de este lago marciano se dedujo de un punto brillante en los datos de sondeo de eco de radar del radar MARSIS a bordo del orbitador europeo Mars Express , [252] recopilados entre mayo de 2012 y diciembre de 2015. El lago detectado está centrado en 193°E, 81°S, un área plana que no exhibe ninguna característica topográfica peculiar pero está rodeada de terreno más alto, excepto en su lado este donde hay una depresión. [68] El radar SHARAD a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA no ha visto señales del lago. Las frecuencias operativas de SHARAD están diseñadas para una mayor resolución, pero una menor profundidad de penetración, por lo que si el hielo suprayacente contiene una cantidad significativa de silicatos, es poco probable que SHARAD pueda detectar el supuesto lago.
El 28 de septiembre de 2020, se confirmó el descubrimiento de MARSIS, utilizando nuevos datos y volviendo a analizar todos los datos con una nueva técnica. Estos nuevos estudios de radar informan de la existencia de tres lagos subglaciales más en Marte. Todos ellos se encuentran a 1,5 km (0,93 mi) por debajo del manto glaciar del polo sur . El tamaño del primer lago descubierto, y el más grande, se ha corregido a 30 km (19 mi) de ancho. Está rodeado por tres lagos más pequeños, cada uno de unos pocos kilómetros de ancho. [253]
Parche de hielo de agua en el suelo del cráter Frouin, cerca del polo norte de Marte (70,5° Norte y 103° Este)
Como se estima que la temperatura en la base del casquete polar es de 205 K (−68 °C; −91 °F), los científicos suponen que el agua puede permanecer líquida gracias al efecto anticongelante de los percloratos de magnesio y calcio . [68] [254] La capa de hielo de 1,5 kilómetros (0,93 millas) que cubre el lago está compuesta de hielo de agua con un 10 a 20% de polvo mezclado, y estacionalmente cubierta por una capa de 1 metro de espesor (3 pies 3 pulgadas) de hielo de CO2 . [ 68] Dado que la cobertura de datos brutos del casquete polar sur es limitada, los descubridores afirmaron que "no hay razón para concluir que la presencia de agua subterránea en Marte se limita a una única ubicación". [68]
En 2019, se publicó un estudio que exploraba las condiciones físicas necesarias para que existiera un lago de este tipo. [255] El estudio calculó la cantidad de calor geotérmico necesario para alcanzar temperaturas bajo las cuales una mezcla de agua líquida y perclorato sería estable bajo el hielo. Los autores concluyeron que "incluso si hay concentraciones locales de grandes cantidades de sales de perclorato en la base del hielo del polo sur, las condiciones típicas marcianas son demasiado frías para derretir el hielo... se necesita una fuente de calor local dentro de la corteza para aumentar las temperaturas, y una cámara de magma a 10 km del hielo podría proporcionar dicha fuente de calor. Este resultado sugiere que si la interpretación del agua líquida de las observaciones es correcta, el magmatismo en Marte puede haber estado activo muy recientemente".
El explorador chino Zhurong, que estudió la región marciana de Utopia Planitia, descubrió un desplazamiento de las dunas de arena aproximadamente al mismo tiempo que cambiaban las capas de la región del polo norte. Los investigadores creen que la inclinación de Marte cambió en ese momento y produjo cambios en los vientos en el lugar de aterrizaje de Zhurong y en las capas de la capa de hielo. [256]
Si efectivamente existe un lago líquido, su agua salada también puede estar mezclada con tierra para formar un lodo. [257] Los altos niveles de sal del lago presentarían dificultades para la mayoría de las formas de vida. En la Tierra, existen organismos llamados halófilos que prosperan en condiciones extremadamente saladas, aunque no en soluciones oscuras, frías y concentradas de perclorato. [257] Sin embargo, los organismos halotolerantes podrían ser capaces de hacer frente a mayores concentraciones de perclorato recurriendo a adaptaciones fisiológicas similares a las observadas en la levadura Debaryomyces hansenii expuesta en experimentos de laboratorio a concentraciones crecientes de NaClO 4 . [258]
Hielo terrestre y hielo subterráneo
Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas se parecen a las regiones periglaciales de la Tierra. [259] Por analogía con estas características terrestres, se ha argumentado durante muchos años que estas pueden ser regiones de permafrost . Esto sugeriría que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie. [210] [260] Una característica común en las latitudes más altas, el suelo estampado , puede ocurrir en varias formas, incluidas rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo. [261] Hay otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada debajo de la superficie de Marte, como el suavizado del terreno , que redondea las características topográficas agudas. [262] La evidencia del espectrómetro de rayos gamma de Mars Odyssey y las mediciones directas con el módulo de aterrizaje Phoenix han corroborado que muchas de estas características están íntimamente asociadas con la presencia de hielo en el suelo. [263]
En 2018, utilizando la cámara HiRISE a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), los investigadores encontraron al menos ocho pendientes erosionadas que mostraban capas de hielo de agua expuestas de hasta 100 metros de espesor, cubiertas por una capa de aproximadamente 1 o 2 metros de espesor de suelo . [264] [266] Los sitios están en latitudes de aproximadamente 55 a 58 grados, lo que sugiere que hay hielo terrestre poco profundo debajo de aproximadamente un tercio de la superficie marciana. [264] Esta imagen confirma lo que se detectó previamente con el espectrómetro en 2001 Mars Odyssey , los radares de penetración terrestre en MRO y en Mars Express , y por la excavación in situ del módulo de aterrizaje Phoenix . [264] Estas capas de hielo contienen pistas fácilmente accesibles sobre la historia climática de Marte y hacen que el agua congelada sea accesible para futuros exploradores robóticos o humanos. [264] Algunos investigadores sugirieron que estos depósitos podrían ser los restos de glaciares que existieron hace millones de años, cuando el eje de rotación y la órbita del planeta eran diferentes (véase la sección Edades de hielo de Marte a continuación). Un estudio más detallado publicado en 2019 descubrió que existe hielo de agua en latitudes al norte de 35°N y al sur de 45°S, con algunas placas de hielo a solo unos centímetros de la superficie cubiertas de polvo. La extracción de hielo de agua en estas condiciones no requeriría equipo complejo. [267] [268]
Hielo que desaparece tras quedar expuesto por el impacto.
Vista de cerca de la pared de una depresión triangular, como la observa HiRISE. En la pared se pueden ver capas que contienen hielo. Las capas inferiores están inclinadas, mientras que las capas cercanas a la superficie son más o menos horizontales. Esta disposición de capas se denomina " discordancia angular ". [269]
Vista cercana de un cráter de impacto que puede haberse formado en un terreno rico en hielo, como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish. Nótese que el material eyectado parece estar más bajo que el entorno. El material eyectado caliente puede haber hecho que parte del hielo desapareciera, lo que redujo el nivel del material eyectado.
Mapa del hielo cercano a la superficie
Topografía festoneada
Algunas regiones de Marte presentan depresiones con forma de festones . Se sospecha que las depresiones son los restos de un depósito de manto rico en hielo en degradación. Las festones son causadas por la sublimación del hielo del suelo congelado. Las formas del terreno de topografía festoneada pueden formarse por la pérdida del hielo de agua del subsuelo por sublimación en las condiciones climáticas marcianas actuales. Un modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. [270] Este material del manto probablemente se depositó desde la atmósfera como hielo formado sobre polvo cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del polo marciano (ver § Edades de hielo, a continuación). [271] [272] [273] Las festones suelen tener decenas de metros de profundidad y de unos pocos cientos a unos pocos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargadas. Algunas parecen haberse fusionado causando la formación de un gran terreno muy picado. El proceso de formación del terreno puede comenzar con la sublimación de una grieta. A menudo hay grietas poligonales donde se forman festones, y la presencia de topografía festoneada parece ser una indicación de suelo congelado. [141] [263]
El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región Utopia Planitia de Marte. [274] Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . [65] [66] [67]
El volumen de hielo de agua en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre en Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD . A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la “ permitividad dieléctrica ”, o la constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua. [275] [276] [277]
Estas características festoneadas son superficialmente similares a las características del queso suizo , que se encuentran alrededor del casquete polar sur. Se cree que las características del queso suizo se deben a cavidades que se forman en una capa superficial de dióxido de carbono sólido , en lugar de hielo de agua, aunque los fondos de estos agujeros probablemente sean ricos en H 2 O. [278]
Manchas de hielo
Hielo de agua precipitada que cubre la llanura marciana Utopia Planitia , el hielo de agua precipitado al adherirse al hielo seco (observado por el módulo de aterrizaje Viking 2 )
El 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada; [279] algunos interpretaron entonces el descubrimiento como un "lago de hielo". [280] Las imágenes del cráter, tomadas por la cámara estéreo de alta resolución a bordo del orbitador Mars Express de la Agencia Espacial Europea , muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un cráter sin nombre ubicado en Vastitas Borealis , una amplia llanura que cubre gran parte de las latitudes más septentrionales de Marte, aproximadamente a 70,5° Norte y 103° Este. El cráter tiene 35 kilómetros (22 millas) de ancho y unos 2 kilómetros (1,2 millas) de profundidad. La diferencia de altura entre el suelo del cráter y la superficie del hielo de agua es de unos 200 metros (660 pies). Los científicos de la ESA han atribuido la mayor parte de esta diferencia de altura a las dunas de arena debajo del hielo de agua, que son parcialmente visibles. Aunque los científicos no se refieren a esta zona como un "lago", la zona de hielo de agua es notable por su tamaño y por estar presente durante todo el año. Se han encontrado depósitos de hielo de agua y capas de escarcha en muchos lugares diferentes del planeta.
A medida que la generación moderna de orbitadores ha ido fotografiando cada vez más la superficie de Marte, se ha hecho cada vez más evidente que probablemente haya muchas más manchas de hielo esparcidas por la superficie marciana. Muchas de estas supuestas manchas de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas (≈30–60° N/S del ecuador). Por ejemplo, muchos científicos creen que las características generalizadas en esas bandas de latitud, descritas de diversas formas como "manto dependiente de la latitud" o "terreno pegado", consisten en manchas de hielo cubiertas de polvo o escombros, que se están degradando lentamente. [144] Se requiere una cubierta de escombros tanto para explicar las superficies opacas que se ven en las imágenes y que no reflejan como el hielo, como para permitir que las manchas existan durante un período prolongado de tiempo sin sublimarlas por completo. Se ha sugerido que estas manchas son posibles fuentes de agua para algunas de las enigmáticas características de flujo canalizado, como los barrancos, que también se ven en esas latitudes.
En la parte sur de Elysium Planitia se han descubierto características superficiales que coinciden con el hielo acumulado existente . [142] Lo que parecen ser placas, cuyo tamaño varía de 30 metros (98 pies) a 30 kilómetros (19 millas), se encuentran en canales que conducen a una gran zona inundada. Las placas muestran signos de ruptura y rotación que las distinguen claramente de las placas de lava de otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es la falla geológica cercana Cerberus Fossae , que arrojó agua y lava de entre 2 y 10 millones de años. Se sugirió que el agua que salió de Cerberus Fossae se acumuló y se congeló en las llanuras bajas y niveladas y que tales lagos congelados aún pueden existir. [281] [282] [283]
Glaciares
Vista de un depósito lobulado de 5 km de ancho, similar a un glaciar, que se inclina hacia un cañón. La superficie tiene morrenas , depósitos de rocas que muestran cómo avanzó el glaciar.
Muchas grandes áreas de Marte parecen albergar glaciares o tienen evidencia de que solían estar presentes. Se sospecha que gran parte de las áreas en latitudes altas, especialmente el cuadrángulo Ismenius Lacus , aún contienen enormes cantidades de hielo de agua. [284] [285] Evidencias recientes han llevado a muchos científicos planetarios a concluir que el hielo de agua aún existe como glaciares en gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegido de la sublimación por delgadas capas de roca aislante y/o polvo. [41] [58] Un ejemplo de esto son las características similares a los glaciares llamadas delantales de escombros lobulados en un área llamada Deuteronilus Mensae , que muestran evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros de roca. [58] Los glaciares están asociados con terreno erosionado y muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciares en Hecates Tholus , [286] Arsia Mons , [287] Pavonis Mons , [288] y Olympus Mons . [289] También se han reportado glaciares en varios cráteres marcianos más grandes en latitudes medias y superiores.
Las características similares a glaciares en Marte se conocen como características de flujo viscoso, [290] características de flujo marciano, delantales de escombros lobulados, [58] o relleno de valle lineado, [54] dependiendo de la forma de la característica, su ubicación, las formas del terreno con las que está asociada y el autor que la describe. Muchos, pero no todos, los glaciares pequeños parecen estar asociados con barrancos en las paredes de cráteres y material de manto. [291] Los depósitos lineados conocidos como relleno de valle lineado son probablemente glaciares cubiertos de roca que se encuentran en los pisos de la mayoría de los canales dentro del terreno erosionado que se encuentra alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales estriados y estriados que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos de piso lineados pueden estar relacionados con los delantales de escombros lobulados , que han demostrado contener grandes cantidades de hielo mediante radar en órbita. [41] [58] Durante muchos años, los investigadores interpretaron que las características llamadas "delantales de escombros lobulados" eran flujos glaciares y se pensó que existía hielo debajo de una capa de rocas aislantes. [57] [292] [293] Con nuevas lecturas de instrumentos, se ha confirmado que los delantales de escombros lobulados contienen hielo casi puro que está cubierto con una capa de rocas. [41] [58]
El hielo en movimiento transporta material rocoso y luego lo deja caer a medida que desaparece. Esto suele ocurrir en el hocico o los bordes del glaciar. En la Tierra, estas características se llamarían morrenas , pero en Marte se las conoce normalmente como crestas similares a morrenas , crestas concéntricas o crestas arqueadas . [294] Dado que el hielo tiende a sublimar en lugar de derretirse en Marte, y debido a que las bajas temperaturas de Marte tienden a hacer que los glaciares sean "de base fría" (congelados hasta sus lechos e incapaces de deslizarse), los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no parecen exactamente iguales a los glaciares normales en la Tierra. En particular, las morrenas marcianas tienden a depositarse sin ser desviadas por la topografía subyacente, lo que se cree que refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos normalmente está congelado y no puede deslizarse. [144] Las crestas de escombros en la superficie de los glaciares indican la dirección del movimiento del hielo. La superficie de algunos glaciares presenta texturas rugosas debido a la sublimación del hielo enterrado. El hielo se evapora sin fundirse y deja un espacio vacío. El material que se encuentra sobre él colapsa en el vacío. [295] A veces, trozos de hielo caen del glaciar y quedan enterrados en la superficie terrestre. Cuando se derriten, queda un agujero más o menos redondo. Muchos de estos " agujeros en forma de caldera " se han identificado en Marte. [296]
A pesar de la fuerte evidencia de flujo glaciar en Marte, hay poca evidencia convincente de accidentes geográficos tallados por la erosión glaciar , por ejemplo, valles en forma de U , peñascos y colinas de cola, aristas , drumlins . Tales características son abundantes en regiones glaciares en la Tierra, por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante. Se cree que la falta de estos accidentes geográficos está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes en Marte. Debido a que la insolación solar que llega al planeta, la temperatura y la densidad de la atmósfera y el flujo de calor geotérmico son más bajos en Marte que en la Tierra, el modelado sugiere que la temperatura de la interfaz entre un glaciar y su lecho se mantiene por debajo del punto de congelación y el hielo está literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice a través del lecho, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie. [144]
Agua subterránea
En agosto de 2024 se descubrió un depósito de agua líquida en Marte, en las profundidades de la corteza rocosa exterior del planeta. Los hallazgos surgieron de un nuevo análisis de datos del módulo de aterrizaje Mars Insight de la NASA, que registró cuatro años de vibraciones (terremotos marcianos) en las profundidades del Planeta Rojo. El análisis reveló depósitos de agua a profundidades de entre 10 y 20 km (entre 6 y 12 millas) en la corteza marciana. [297] [298]
Según las estimaciones, podría haber suficiente agua atrapada en pequeñas grietas y poros de la roca en el centro de la corteza marciana como para llenar los océanos de la superficie del planeta. El agua subterránea probablemente cubriría la totalidad de Marte hasta una profundidad de 1 milla (1,6 kilómetros), según el estudio. [298]
Desarrollo del inventario de agua de Marte
La variación del contenido de agua en la superficie de Marte está estrechamente relacionada con la evolución de su atmósfera y puede haber estado marcada por varias etapas clave. Head y otros elaboraron una historia detallada del agua en Marte y la presentaron en marzo de 2023. [299]
La era temprana de Noé se caracterizó por la pérdida atmosférica al espacio debido al intenso bombardeo de meteoritos y al escape hidrodinámico. [300] La eyección de meteoritos puede haber eliminado ~60% de la atmósfera primitiva . [300] [301] Es posible que se hayan formado cantidades significativas de filosilicatos durante este período, lo que requiere una atmósfera suficientemente densa para sostener el agua superficial, ya que el grupo de filosilicatos espectralmente dominante, la esmectita, sugiere proporciones moderadas de agua a roca. [302] Sin embargo, el pH-pCO 2 entre la esmectita y el carbonato muestra que la precipitación de la esmectita limitaría el pCO 2 a un valor no superior a 1 × 10 −2 atm (1,0 kPa). [302] Como resultado, el componente dominante de una atmósfera densa en el Marte primitivo se vuelve incierto, si las arcillas se formaron en contacto con la atmósfera marciana, [303] particularmente dada la falta de evidencia de depósitos de carbonato . Una complicación adicional es que el brillo ~25% menor del Sol joven habría requerido una atmósfera antigua con un efecto invernadero significativo para elevar las temperaturas de la superficie para sostener el agua líquida. [303] Un mayor contenido de CO 2 por sí solo habría sido insuficiente, ya que el CO 2 precipita a presiones parciales superiores a 1,5 atm (1500 hPa), lo que reduce su eficacia como gas de efecto invernadero . [303]
Era Noaqueana media a tardía (4,1 Ga a 3,8 Ga)
Durante la mitad y finales de la era de Noé, Marte experimentó la formación potencial de una atmósfera secundaria por desgasificación dominada por los volcanes de Tharsis, incluyendo cantidades significativas de H 2 O, CO 2 y SO 2 . [300] [301] Las redes de valles marcianos datan de este período, lo que indica agua superficial generalizada globalmente y sostenida temporalmente en lugar de inundaciones catastróficas. [300] El final de este período coincide con la terminación del campo magnético interno y un pico en el bombardeo de meteoritos. [300] [301] El cese del campo magnético interno y el debilitamiento posterior de cualquier campo magnético local permitieron una limpieza atmosférica sin impedimentos por el viento solar. Por ejemplo, cuando se compara con sus contrapartes terrestres, las proporciones de 38 Ar/ 36 Ar, 15 N/ 14 N y 13 C/ 12 C de la atmósfera marciana son consistentes con una pérdida de ~60% de Ar, N 2 y CO 2 por el despojo del viento solar de una atmósfera superior enriquecida en los isótopos más ligeros a través del fraccionamiento de Rayleigh . [300] Complementando la actividad del viento solar, los impactos habrían expulsado componentes atmosféricos en masa sin fraccionamiento isotópico. Sin embargo, los impactos cometarios en particular pueden haber aportado volátiles al planeta. [300]
Era Hespérica a Amazónica (actualidad) (~3.8 Ga hasta la actualidad)
El aumento atmosférico provocado por eventos esporádicos de desgasificación fue contrarrestado por el despojo de la atmósfera por el viento solar, aunque de forma menos intensa que por el joven Sol. [301] Las inundaciones catastróficas datan de este período, favoreciendo la liberación subterránea repentina de volátiles, en oposición a los flujos superficiales sostenidos. [300] Si bien la primera parte de esta era puede haber estado marcada por entornos ácidos acuosos y descarga de agua subterránea centrada en Tharsis [304] que datan del Noéico tardío, gran parte de los procesos de alteración de la superficie durante la última parte están marcados por procesos oxidativos que incluyen la formación de óxidos de Fe 3+ que imparten un tono rojizo a la superficie marciana. [301] Esta oxidación de las fases minerales primarias se puede lograr mediante procesos de bajo pH (y posiblemente de alta temperatura) relacionados con la formación de tefra palagonítica, [305] por la acción del H 2 O 2 que se forma fotoquímicamente en la atmósfera marciana, [306] y por la acción del agua, [302] ninguna de las cuales requiere O 2 libre . La acción del H 2 O 2 puede haber dominado temporalmente dada la drástica reducción de la actividad acuosa e ígnea en esta era reciente, haciendo que los óxidos de Fe 3+ observados sean volumétricamente pequeños, aunque generalizados y espectralmente dominantes. [307] Sin embargo, los acuíferos pueden haber impulsado el agua superficial sostenida, pero altamente localizada en la historia geológica reciente, como es evidente en la geomorfología de cráteres como el de Mojave. [308] Además, el meteorito marciano Lafayette muestra evidencia de alteración acuosa tan recientemente como hace 650 Ma. [300]
Marte antes y después/durante la tormenta de polvo global de 2018
En 2020, los científicos informaron que la pérdida actual de hidrógeno atómico del agua de Marte se debe en gran medida a procesos estacionales y tormentas de polvo que transportan agua directamente a la atmósfera superior y que esto ha influido en el clima del planeta probablemente durante los últimos 1 Ga. [309] [310] Estudios más recientes han sugerido que las ondas de gravedad atmosférica que se propagan hacia arriba pueden desempeñar un papel importante durante las tormentas de polvo globales en la modulación del escape de agua. [311] [312]
Edades de hielo
Depósitos estratificados de hielo y polvo en el polo norte.
Marte ha experimentado alrededor de 40 cambios a gran escala en la cantidad y distribución de hielo en su superficie durante los últimos cinco millones de años, [313] [288] siendo el más reciente el que ocurrió hace entre 2,1 y 0,4 millones de años, durante la glaciación amazónica tardía en el límite dicotómico . [314] [315] Estos cambios se conocen como eras de hielo. [316] Las eras de hielo en Marte son muy diferentes de las que experimenta la Tierra. Las eras de hielo son impulsadas por cambios en la órbita y la inclinación de Marte , también conocidas como oblicuidad. Los cálculos orbitales muestran que Marte se tambalea sobre su eje mucho más que la Tierra. La Tierra está estabilizada por su luna proporcionalmente grande, por lo que solo se tambalea unos pocos grados. Marte puede cambiar su inclinación en muchas decenas de grados. [273] [317] Cuando esta oblicuidad es alta, sus polos reciben mucha más luz solar directa y calor; esto hace que los casquetes polares se calienten y se vuelvan más pequeños a medida que el hielo se sublima. Además de la variabilidad del clima, la excentricidad de la órbita de Marte cambia el doble que la de la Tierra. A medida que los polos se subliman, el hielo se vuelve a depositar más cerca del ecuador, que recibe algo menos de insolación solar en estas altas oblicuidades. [318] Las simulaciones por computadora han demostrado que una inclinación de 45° del eje marciano daría lugar a una acumulación de hielo en áreas que presentan formas terrestres glaciales. [319]
La humedad de los casquetes polares viaja a latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo, el vapor de agua se condensa en estas partículas que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo que sirve para aislar el hielo restante. [318] El volumen total de agua eliminada es un pequeño porcentaje de los casquetes polares, o suficiente para cubrir toda la superficie del planeta bajo un metro de agua. Gran parte de esta humedad de los casquetes polares da como resultado un manto grueso y liso con una mezcla de hielo y polvo. [271] [272] [320] [321] Este manto rico en hielo, que puede tener 100 metros de espesor en latitudes medias, [322] suaviza la tierra en latitudes más bajas, pero en algunos lugares muestra una textura irregular o patrones que delatan la presencia de hielo de agua anterior debajo.
Desde que las sondas Viking buscaron vida microbiana en 1976, la NASA ha seguido una estrategia de "seguimiento del agua" en Marte. Sin embargo, el agua líquida es una condición necesaria pero no suficiente para la vida tal como la conocemos, ya que la habitabilidad es una función de una multitud de parámetros ambientales. [323] Los atributos químicos, físicos, geológicos y geográficos dan forma a los entornos de Marte. Las mediciones aisladas de estos factores pueden ser insuficientes para considerar que un entorno es habitable, pero la suma de las mediciones puede ayudar a predecir lugares con mayor o menor potencial de habitabilidad. [324]
Los entornos habitables no necesitan estar habitados, y con el propósito de proteger el planeta , los científicos están tratando de identificar hábitats potenciales donde las bacterias polizones de la Tierra en naves espaciales podrían contaminar Marte. [325] Si existe vida, o existió, en Marte, se podrían encontrar evidencias o biofirmas en el subsuelo, lejos de las duras condiciones actuales de la superficie, como percloratos , [326] [327] radiación ionizante, desecación y congelación. [328] Las ubicaciones habitables podrían ocurrir kilómetros debajo de la superficie en una hidrosfera hipotética, o podrían ocurrir cerca del subsuelo en contacto con el permafrost. [60] [61] [62] [63] [64]
El rover Curiosity está evaluando el potencial de habitabilidad pasado y presente de Marte. El programa europeo-ruso ExoMars es un proyecto de astrobiología dedicado a la búsqueda e identificación de biofirmas en Marte. Incluye el ExoMars Trace Gas Orbiter , que comenzó a cartografiar el metano atmosférico en abril de 2018, y el rover ExoMars 2022 , que perforará y analizará muestras del subsuelo a 2 metros de profundidad. El rover Mars 2020 de la NASA almacenará en caché docenas de muestras de núcleos perforados para su posible transporte a laboratorios terrestres a fines de la década de 2020 o en la de 2030.
Hallazgos mediante sondas
Marinero 9
Meandro en Scamander Vallis , visto por la Mars Global Surveyor . Estas imágenes implican que alguna vez fluyeron grandes cantidades de agua sobre la superficie de Marte.
Las imágenes adquiridas por el orbitador marciano Mariner 9 , lanzado en 1971, revelaron la primera evidencia directa de agua en el pasado en forma de lechos de ríos secos, cañones (incluido el Valles Marineris , un sistema de cañones de más de 4.020 kilómetros (2.500 millas) de largo), evidencia de erosión y deposición hídrica, frentes meteorológicos, nieblas y más. [329] Los hallazgos de las misiones Mariner 9 respaldaron el posterior programa Viking . El enorme sistema de cañones Valles Marineris lleva el nombre del Mariner 9 en honor a sus logros.
Programa vikingo
Las islas aerodinámicas de Maja Valles sugieren que ocurrieron grandes inundaciones en Marte.
Al descubrir muchas formas geológicas que normalmente se forman a partir de grandes cantidades de agua, los dos orbitadores Viking y los dos aterrizadores provocaron una revolución en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte. Se encontraron enormes canales de salida en muchas áreas. Demostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, tallaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [330] Grandes áreas en el hemisferio sur contenían redes de valles ramificados , lo que sugiere que alguna vez cayó lluvia. [331] Muchos cráteres parecen como si el impactador cayera en el barro. Cuando se formaron, el hielo en el suelo puede haberse derretido, convirtiendo el suelo en barro, luego el barro fluyó por la superficie. [130] [131] [259] [332] Las regiones, llamadas "Terreno Caótico", parecían haber perdido rápidamente grandes volúmenes de agua que causaron que se formaran grandes canales río abajo. Las estimaciones para algunos flujos de canales llegan a diez mil veces el flujo del río Misisipi . [333] El vulcanismo subterráneo puede haber derretido el hielo congelado; El agua se escurrió y el suelo se derrumbó, dejando un terreno caótico. Además, el análisis químico general realizado por las dos sondas Viking sugirió que la superficie había estado expuesta o sumergida en agua en el pasado. [334] [335]
Explorador global de Marte
Mapa que muestra la distribución de hematita en Sinus Meridiani. Estos datos se utilizaron para determinar el aterrizaje del explorador Opportunity , que encontró evidencias concretas de agua en el pasado.
El espectrómetro de emisión térmica (TES) de la Mars Global Surveyor es un instrumento capaz de determinar la composición mineral de la superficie de Marte. La composición mineral proporciona información sobre la presencia o ausencia de agua en la antigüedad. El TES identificó una gran área (30.000 kilómetros cuadrados (12.000 millas cuadradas)) en la formación Nili Fossae que contiene el mineral olivino . [336] Se cree que el antiguo impacto de asteroide que creó la cuenca de Isidis resultó en fallas que expusieron el olivino. El descubrimiento de olivino es una prueba contundente de que partes de Marte han estado extremadamente secas durante mucho tiempo. También se descubrió olivino en muchos otros pequeños afloramientos dentro de los 60 grados al norte y al sur del ecuador. [337] La sonda ha fotografiado varios canales que sugieren flujos de líquido sostenidos en el pasado, dos de ellos se encuentran en Nanedi Valles y en Nirgal Vallis . [338]
Canal interior (cerca de la parte superior de la imagen) en el suelo de Nanedi Valles que sugiere que el agua fluyó durante un período bastante largo. Imagen del cuadrángulo Lunae Palus .
Buscador de Marte
El módulo de aterrizaje Pathfinder registró la variación del ciclo de temperatura diurna. La temperatura más fría se registró justo antes del amanecer, alrededor de -78 °C (-108 °F; 195 K), y la más cálida justo después del mediodía marciano, alrededor de -8 °C (18 °F; 265 K). En este lugar, la temperatura más alta nunca alcanzó el punto de congelación del agua (0 °C (32 °F; 273 K)), demasiado fría para que exista agua líquida pura en la superficie.
La presión atmosférica medida por el Pathfinder en Marte es muy baja (alrededor del 0,6% de la de la Tierra) y no permitiría que existiera agua líquida pura en la superficie. [339]
Otras observaciones coincidían con la presencia de agua en el pasado. Algunas de las rocas del sitio Mars Pathfinder se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos denominan imbricada. Se sospecha que las fuertes inundaciones del pasado empujaron las rocas hasta que se alejaron de la corriente. Algunos guijarros eran redondeados, tal vez por haber caído en un arroyo. Algunas partes del suelo tienen costras, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. [340] Había evidencia de nubes y tal vez niebla. [340]
La Mars Odyssey de 2001 encontró mucha evidencia de agua en Marte en forma de imágenes, y con su espectrómetro de neutrones , demostró que gran parte del suelo está cargado de hielo de agua. Marte tiene suficiente hielo justo debajo de la superficie para llenar el lago Michigan dos veces. [341] En ambos hemisferios, desde los 55° de latitud hasta los polos, Marte tiene una alta densidad de hielo justo debajo de la superficie; un kilogramo de suelo contiene alrededor de 500 gramos (18 oz) de hielo de agua. Pero cerca del ecuador, solo hay entre un 2% y un 10% de agua en el suelo. [342] Los científicos creen que gran parte de esta agua también está atrapada en la estructura química de los minerales, como la arcilla y los sulfatos . [343] [344] Aunque la superficie superior contiene un pequeño porcentaje de agua químicamente ligada, el hielo se encuentra a solo unos pocos metros más profundo, como se ha demostrado en Arabia Terra , el cuadrángulo Amazonis y el cuadrángulo Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua. [345] El orbitador también descubrió vastos depósitos de hielo de agua a granel cerca de la superficie de las regiones ecuatoriales. [210] La evidencia de hidratación ecuatorial es tanto morfológica como compositiva y se ve tanto en la formación Medusae Fossae como en Tharsis Montes . [210] El análisis de los datos sugiere que el hemisferio sur puede tener una estructura en capas, lo que sugiere depósitos estratificados debajo de una gran masa de agua ahora extinta. [346]
Los instrumentos a bordo de la Mars Odyssey pueden estudiar el metro superior del suelo. En 2002, se utilizaron los datos disponibles para calcular que si todas las superficies del suelo estuvieran cubiertas por una capa uniforme de agua, esto correspondería a una capa global de agua (GLW) de 0,5 a 1,5 kilómetros (0,31 a 0,93 millas). [347]
Miles de imágenes devueltas por la sonda Odyssey también apoyan la idea de que Marte alguna vez tuvo grandes cantidades de agua fluyendo a través de su superficie. Algunas imágenes muestran patrones de valles ramificados; otras muestran capas que pueden haberse formado bajo lagos; incluso se han identificado deltas de ríos y lagos. [48] [348]
Durante muchos años, los investigadores sospecharon que existen glaciares debajo de una capa de rocas aislantes. [41] [57] [58] El relleno de valles lineales es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de rocas. Se encuentran en los suelos de algunos canales. Sus superficies tienen materiales estriados y acanalados que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos de suelo lineales pueden estar relacionados con las plataformas de escombros lobulados , que, según se ha demostrado mediante radar en órbita, contienen grandes cantidades de hielo. [41] [58]
El módulo de aterrizaje Phoenix también confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en la región norte de Marte. [349] [350] Este hallazgo fue predicho por datos y teorías orbitales anteriores, [351] y fue medido desde la órbita por los instrumentos Mars Odyssey. [342] El 19 de junio de 2008, la NASA anunció que grupos del tamaño de dados de material brillante en la fosa "Dodo-Goldilocks", excavada por el brazo robótico, se habían vaporizado en el transcurso de cuatro días, lo que indica firmemente que los grupos brillantes estaban compuestos de hielo de agua que sublima después de la exposición. El modelado reciente de transferencia radiativa ha demostrado que este hielo de agua era nieve con un tamaño de grano de ~350 μm con 0,015% de polvo. [352] Aunque el CO 2 ( hielo seco ) también sublima en las condiciones presentes, lo haría a un ritmo mucho más rápido que el observado. [353] El 31 de julio de 2008, la NASA anunció que la sonda Phoenix había confirmado la presencia de hielo de agua en el lugar de aterrizaje. Durante el ciclo de calentamiento inicial de una muestra, el espectrómetro de masas detectó vapor de agua cuando la temperatura de la muestra alcanzó los 0 °C (32 °F; 273 K). [354] El agua líquida estable no puede existir en la superficie de Marte con su actual baja presión atmosférica y temperatura (herviría), excepto en las elevaciones más bajas durante períodos cortos. [200] [201] [349] [355]
Vista debajo del módulo de aterrizaje Phoenix que muestra el hielo de agua expuesto por los retrocohetes de aterrizaje.
Cuando Phoenix aterrizó, los retrocohetes salpicaron tierra y hielo derretido sobre el vehículo. [356] Las fotografías mostraron que el aterrizaje había dejado manchas de material pegadas a los puntales de aterrizaje. [356] Las manchas se expandieron a una velocidad consistente con la deliquescencia , se oscurecieron antes de desaparecer (consistente con la licuefacción seguida de goteo) y parecieron fusionarse. Estas observaciones, combinadas con evidencia termodinámica , indicaron que las manchas probablemente eran gotas de salmuera líquida . [356] [357] Otros investigadores sugirieron que las manchas podrían ser "cúmulos de escarcha". [358] [359] [360] En 2015 se confirmó que el perclorato juega un papel en la formación de líneas de pendiente recurrentes en barrancos empinados . [3] [361]
Hasta donde alcanza la vista de la cámara, el lugar de aterrizaje es plano, pero tiene forma de polígonos de entre 2 y 3 metros de diámetro, delimitados por canales de entre 20 y 50 centímetros de profundidad. Estas formas se deben a que el hielo del suelo se expande y se contrae debido a los grandes cambios de temperatura. El microscopio mostró que el suelo sobre los polígonos está compuesto de partículas redondeadas y partículas planas, probablemente un tipo de arcilla. [362] Hay hielo a unos centímetros por debajo de la superficie en el medio de los polígonos y, a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 200 mm de profundidad. [355]
Se observó nieve cayendo de nubes cirros. Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera que estaba alrededor de -65 °C (-85 °F; 208 K), por lo que las nubes tendrían que estar compuestas de hielo de agua, en lugar de hielo de dióxido de carbono (CO 2 o hielo seco), porque la temperatura para la formación de hielo de dióxido de carbono es mucho menor que -120 °C (-184 °F; 153 K). Como resultado de las observaciones de la misión, ahora se sospecha que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más tarde en el año en este lugar. [363] La temperatura más alta medida durante la misión, que tuvo lugar durante el verano marciano, fue de -19,6 °C (-3,3 °F; 253,6 K), mientras que la más fría fue de -97,7 °C (-143,9 °F; 175,5 K). Así, en esta región la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelación (0 °C (32 °F; 273 K)) del agua. [364]
Exploradores de Marte
Primer plano de un afloramiento rocoso.Capas de roca delgadas, no todas paralelas entre sí.Esferulas de hematita .Esferulitas parcialmente incrustadas .
Los exploradores de Marte Spirit y Opportunity encontraron una gran cantidad de evidencia de que en Marte hubo agua en el pasado. El Spirit aterrizó en lo que se pensaba que era el lecho de un gran lago. El lecho del lago había estado cubierto por flujos de lava, por lo que al principio fue difícil detectar evidencias de que hubo agua en el pasado. El 5 de marzo de 2004, la NASA anunció que Spirit había encontrado indicios de que en Marte hubo agua en una roca llamada "Humphrey". [365]
Mientras Spirit viajaba en reversa en diciembre de 2007, tirando de una rueda agarrotada detrás, la rueda raspó la capa superior del suelo, descubriendo un parche de tierra blanca rica en sílice . Los científicos creen que debe haberse producido de una de dos maneras. [366] Una: depósitos de aguas termales producidos cuando el agua disolvió la sílice en un lugar y luego la llevó a otro (es decir, un géiser ). Dos: el vapor ácido que se elevaba a través de las grietas en las rocas las despojó de sus componentes minerales, dejando atrás la sílice. [367] El rover Spirit también encontró evidencia de agua en las colinas de Columbia del cráter Gusev. En el grupo de rocas Clovis, el espectrómetro Mössbauer (MB) detectó goethita , [368] que se forma solo en presencia de agua, [369] [370] [371] hierro en forma oxidada Fe 3+ , [372] rocas ricas en carbonato , lo que significa que las regiones del planeta alguna vez albergaron agua. [373] [374]
El rover Opportunity se dirigió a un sitio que había mostrado grandes cantidades de hematita desde la órbita. La hematita a menudo se forma a partir del agua. El rover de hecho encontró rocas estratificadas y concreciones de hematita similares al mármol o al arándano . En otra parte de su travesía, Opportunity investigó la estratigrafía de dunas eólicas en Burns Cliff en el cráter Endurance . Sus operadores concluyeron que la preservación y cementación de estos afloramientos había sido controlada por el flujo de agua subterránea poco profunda. [169] En sus años de operación continua, Opportunity envió evidencia de que esta área en Marte estuvo empapada en agua líquida en el pasado. [375] [376]
Los rovers MER encontraron evidencia de antiguos ambientes húmedos que eran muy ácidos. De hecho, Opportunity encontró evidencia de ácido sulfúrico , un químico agresivo para la vida. [42] [43] [377] [378] Pero el 17 de mayo de 2013, la NASA anunció que Opportunity encontró depósitos de arcilla que normalmente se forman en ambientes húmedos que son casi de acidez neutra . Este hallazgo proporciona evidencia adicional sobre un antiguo ambiente húmedo posiblemente favorable para la vida . [42] [43]
Orbitador de reconocimiento de Marte
Manantiales en el cráter Vernal , vistos por HIRISE . Estos manantiales pueden ser buenos lugares para buscar evidencia de vida pasada, porque las fuentes termales pueden preservar evidencia de formas de vida durante mucho tiempo. La ubicación es el cuadrángulo Oxia Palus .
El instrumento HiRISE de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha tomado muchas imágenes que sugieren firmemente que Marte ha tenido una rica historia de procesos relacionados con el agua. Un descubrimiento importante fue encontrar evidencia de antiguas fuentes termales . Si han albergado vida microbiana, pueden contener biofirmas . [379] Una investigación publicada en enero de 2010 describió una fuerte evidencia de precipitación sostenida en el área alrededor de Valles Marineris . [140] [141] Los tipos de minerales allí están asociados con el agua. Además, la alta densidad de pequeños canales ramificados indica una gran cantidad de precipitación.
Se ha descubierto que las rocas en Marte se presentan frecuentemente en capas, llamadas estratos, en muchos lugares diferentes. [380] Las capas se forman de diversas maneras, incluidos los volcanes, el viento o el agua. [381] Las rocas de tonos claros en Marte se han asociado con minerales hidratados como sulfatos y arcilla. [382]
El orbitador ayudó a los científicos a determinar que gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [272] [383] [384]
Se cree que el manto de hielo que se encuentra bajo la superficie superficial es el resultado de cambios climáticos importantes y frecuentes. Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. [203] El vapor de agua se condensa sobre las partículas, que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [318]
En 2008, las investigaciones realizadas con el Shallow Radar del Mars Reconnaissance Orbiter proporcionaron pruebas sólidas de que las plataformas de escombros lobuladas (LDA, por sus siglas en inglés) en Hellas Planitia y en las latitudes medias del norte son glaciares cubiertos por una fina capa de rocas. Su radar también detectó un fuerte reflejo en la parte superior y la base de las LDA, lo que significa que el hielo de agua puro constituía la mayor parte de la formación. [41] El descubrimiento de hielo de agua en las LDA demuestra que el agua se encuentra en latitudes incluso más bajas. [259]
Una investigación publicada en septiembre de 2009 demostró que algunos cráteres nuevos en Marte muestran hielo de agua pura expuesto. [385] Después de un tiempo, el hielo desaparece y se evapora en la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos pies de profundidad. El hielo se confirmó con el Espectrómetro de Imágenes Compactas (CRISM) a bordo del Orbitador de Reconocimiento de Marte. [386] Se han detectado exposiciones similares de hielo dentro del manto de latitudes medias (originalmente propuesto para contener nieve polvorienta enterrada cubierta de polvo y regolito; [271] ) que cubre la mayoría de las laderas orientadas a los polos en las latitudes medias utilizando análisis espectrales de imágenes HiRISE. [387]
En 2019 se publicaron otros informes de colaboración para evaluar la cantidad de hielo de agua que se encuentra en el polo norte. Uno de ellos utilizó datos de las sondas SHARAD (sonda SHAllow RADar) del MRO. SHARAD tiene la capacidad de escanear hasta unos 2 kilómetros (1,2 millas) por debajo de la superficie a intervalos de 15 metros (49 pies). El análisis de ejecuciones anteriores de SHARAD mostró evidencia de estratos de hielo de agua y arena debajo del Planum Boreum , con hasta un 60% a 88% del volumen siendo hielo de agua. Esto respalda la teoría del clima global a largo plazo de Marte que consiste en ciclos de calentamiento y enfriamiento global; durante los períodos de enfriamiento, el agua se acumuló en los polos para formar las capas de hielo, y luego, a medida que se produjo el calentamiento global, el hielo de agua no descongelado se cubrió con polvo y suciedad de las frecuentes tormentas de polvo de Marte. El volumen total de hielo determinado por este estudio indicó que había aproximadamente 2,2 × 10 5 kilómetros cúbicos (5,3 × 10 4 millas cúbicas), o suficiente agua, si se derritiera, para cubrir completamente la superficie de Marte con una capa de agua de 1,5 metros (4,9 pies). [388] El trabajo fue corroborado por un estudio separado que utilizó datos de gravedad registrados para estimar la densidad del Planum Boreum, indicando que en promedio, contenía hasta un 55% en volumen de hielo de agua. [389]
Muy al principio de su misión, el rover Curiosity de la NASA descubrió sedimentos fluviales inequívocos en Marte. Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugerían un antiguo flujo vigoroso en el lecho de un río, con un caudal que llegaba a la altura de los tobillos y la cintura. Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de abanicos aluviales que descendía de la pared del cráter, que ya se había identificado desde la órbita. [149] [150] [151]
En octubre de 2012, Curiosity realizó el primer análisis de difracción de rayos X de un suelo marciano . Los resultados 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 meteorizados de los volcanes hawaianos . La muestra utilizada está compuesta de polvo distribuido a partir de tormentas de polvo globales y arena fina local. Hasta ahora, los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de depósitos en el cráter Gale que registran una transición a través del tiempo de un entorno húmedo a seco. [391]
El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó haber detectado un aumento inusual, y luego una disminución, en las cantidades de metano en la atmósfera del planeta Marte ; además, se detectaron sustancias químicas orgánicas en el polvo extraído de una roca por el rover Curiosity . Además, basándose en estudios de la relación deuterio - hidrógeno , se descubrió que gran parte del agua del cráter Gale en Marte se había perdido durante la antigüedad, antes de que se formara el lecho del lago en el cráter; después, se siguieron perdiendo grandes cantidades de agua. [405] [406] [407]
El 13 de abril de 2015, Nature publicó un análisis de los datos de humedad y temperatura del suelo recopilados por Curiosity , que muestra evidencia de que se forman películas de agua salada líquida en los 5 cm superiores del subsuelo de Marte durante la noche. La actividad y la temperatura del agua se mantienen por debajo de los requisitos para la reproducción y el metabolismo de los microorganismos terrestres conocidos. [2] [408]
El 8 de octubre de 2015, la NASA confirmó que hace 3.300 a 3.800 millones de años existían lagos y arroyos en el cráter Gale que aportaron sedimentos para formar las capas inferiores del monte Sharp . [409] [410]
El 4 de noviembre de 2018, los geólogos presentaron evidencia, basada en estudios en el cráter Gale realizados por el rover Curiosity , de que había abundante agua en el Marte primitivo . [411] [412]
Expreso de Marte
La sonda Mars Express Orbiter , lanzada por la Agencia Espacial Europea , ha estado cartografiando la superficie de Marte y utilizando equipos de radar para buscar evidencia de agua subterránea. Entre 2012 y 2015, la sonda escaneó el área debajo de los casquetes polares en el Planum Australe . Los científicos determinaron en 2018 que las lecturas indicaban un lago subterráneo con agua de unos 20 kilómetros (12 millas) de ancho. La parte superior del lago se encuentra a 1,5 kilómetros (0,93 millas) debajo de la superficie del planeta; se desconoce a qué profundidad se extiende el agua líquida. [413] [414]
Rover Zhurong
El Zhurong de China aterrizó en Marte en la zona llamada Utopia Planitia el 14 de mayo de 2021. Sus seis instrumentos científicos, entre ellos dos cámaras panorámicas, un radar de penetración terrestre y un detector de campo magnético, utilizaron un láser para golpear rocas y estudiar su composición. [415]
Zhurong encontró evidencia de agua cuando examinó la corteza en la superficie, llamada "duricrust". La corteza contenía materiales de sulfato/sílice hidratados en el terreno de la era amazónica del lugar de aterrizaje. La duricrust se produjo por el derretimiento del hielo subterráneo o por el ascenso de las aguas subterráneas. [416] [417]
Al observar las dunas en el lugar de aterrizaje de Zhurong, los investigadores descubrieron un gran cambio en la dirección del viento (como se evidencia en las direcciones de las dunas) que ocurrió aproximadamente al mismo tiempo que cambiaron las capas de hielo en el norte de Marte. Se sugirió que estos eventos ocurrieron cuando cambió la inclinación rotacional del planeta. [418]
Mapa interactivo
Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor your mousesobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
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External links
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Water on Mars - James Secosky - 2021 Mars Society Virtual Convention -- Tells where water was and where ice is today on Mars (34 minutes)
NASA – Curiosity Rover Finds Evidence For An Ancient Streambed – September, 2012 Archived October 9, 2021, at the Wayback Machine
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Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor your mousesobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
![Vista cercana de la pared de la depresión triangular, como se ve con HiRISE. En la pared se pueden ver capas que contienen hielo. Las capas inferiores están inclinadas, mientras que las capas cercanas a la superficie son más o menos horizontales. Esta disposición de capas se denomina "discordancia angular".[269]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/1280px-50345_1230icelayersangular.jpg)
