El terreno festoneado llevó al descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo: suficiente agua para llenar el Lago Superior (22 de noviembre de 2016) [2] [3] [4]
Casi toda el agua en Marte existe hoy en día como hielo, aunque también existe en pequeñas cantidades como vapor en la atmósfera . [5] Lo que se pensaba que eran salmueras líquidas de bajo volumen en suelo marciano poco profundo , también llamadas líneas de pendiente recurrentes , [6] [7] pueden ser granos de arena y polvo que se deslizan cuesta abajo para formar vetas oscuras. [8] 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 a cráteres de impacto, escarpes escarpados y barrancos. [9] [10] [11] Además, el hielo de agua también es visible en la superficie de la capa de hielo del polo norte . [12] 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 km 3 de hielo en la superficie de Marte o cerca de ella, suficiente para cubrir todo el planeta hasta una profundidad de 35 metros (115 pies). [13] Aún más hielo podría estar encerrado en las profundidades del subsuelo. [14]
Es posible que hoy en día haya algo de agua líquida de forma transitoria en la superficie marciana, pero limitada a rastros de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida conocida. [7] [15] [16] No existen grandes masas de agua líquida en la superficie del planeta, porque la presión atmosférica allí promedia solo 610 pascales (0,088 psi ), una cifra ligeramente por debajo de la presión de vapor del agua en su punto triple ; en condiciones marcianas promedio, el calentamiento del hielo de agua en la superficie marciana sería sublime , es decir, una transición directa de sólido a vapor; por el contrario, el agua de refrigeración se depositaría , lo que significa una transición directa de vapor a sólido. Antes, hace unos 3.800 millones de años , Marte pudo haber tenido una atmósfera más densa y temperaturas superficiales más altas, [17] [18] [19] [20] permitiendo grandes 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] Aparentemente, el agua también 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 desde módulos de aterrizaje y rovers. [42] [43] La evidencia geológica de agua pasada incluye enormes canales de salida excavados 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 acantilados y paredes de cráteres sugieren que el agua que fluye continúa dando forma a la superficie de Marte, aunque en mucho menor grado que en el pasado antiguo.
Aunque la superficie de Marte estaba periódicamente húmeda y podría haber sido acogedora para la vida microbiana hace miles de millones de años, [59] el ambiente actual en la superficie es seco y bajo cero, lo que probablemente presenta un obstáculo insuperable para los organismos vivos. Además, Marte carece de una atmósfera espesa, una capa de ozono y un campo magnético , lo que permite que la radiación solar y cósmica llegue a la superficie sin obstáculos. Los efectos dañinos de las radiaciones ionizantes sobre la estructura celular son otro de los principales factores limitantes para la supervivencia de la vida en la superficie. [60] [61] Por lo tanto, las mejores ubicaciones potenciales para descubrir vida en Marte pueden ser ambientes 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 del Lago Superior . [2] [3] [4] En 2018, los científicos informaron sobre el descubrimiento de un lago subglacial en Marte, 1,5 km (0,93 millas) debajo de la capa de hielo del polo sur , con una extensión horizontal de aproximadamente 20 km (12 millas), el primer cuerpo estable conocido de agua líquida en el planeta, [65] [66] pero trabajos posteriores han cuestionado esta detección. [67] [68]
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, "Follow the Water" 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 , han proporcionado información sobre la abundancia y distribución del agua en Marte. [69] [ cita completa necesaria ] Mars Odyssey, Mars Express, MRO y el rover Mars Science Lander Curiosity todavía están operativos y se siguen haciendo descubrimientos. En septiembre de 2020, los científicos confirmaron la existencia de varios grandes lagos de agua salada bajo el hielo en la región del polo sur del planeta Marte . Según uno de los investigadores, "Identificamos la misma masa de agua [como se sugirió anteriormente en una detección inicial preliminar], pero también encontramos otras tres masas de agua alrededor de la principal... Es un sistema complejo". [70] [71] En marzo de 2021, los investigadores informaron que había quedado una cantidad considerable de agua en el antiguo Marte, pero que, en su mayor parte, probablemente ha sido secuestrada en las rocas y la corteza del planeta a lo largo de los años. [72] [73] [74] [75]
Antecedentes históricos
La existencia de agua en Marte precedió a la era espacial cientos de años. Los primeros observadores telescópicos asumieron correctamente que los casquetes polares blancos y las nubes eran indicios de la presencia de agua. Estas observaciones, unidas al hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevaron al astrónomo William Herschel a declarar en 1784 que Marte probablemente ofrecía a sus habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra". [76]
A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocieron que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no era aceptada, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con sólo una exigua cantidad de agua. Entonces se pensó que las áreas oscuras, que cambiaban estacionalmente, eran extensiones de vegetación. [77] 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 a los habitantes del ecuador. Aunque generaron un tremendo 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 . 78] donde sólo 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 Mount 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 fue el dióxido de carbono (CO 2 ), identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947. [79] El vapor de agua no se detectó de manera inequívoca en Marte hasta 1963. [80]
Mariner 4 adquirió esta imagen que muestra un planeta árido (1965).
La composición de los casquetes polares , que se suponía eran hielo de agua desde la época de Cassini (1666), fue cuestionada por algunos científicos a finales del siglo XIX, quienes favorecían el hielo de CO 2 , 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. [81] Hoy en día se sabe que los casquetes invernales en ambos polos están compuestos principalmente de hielo de CO 2 , pero que durante el invierno permanece un casquete permanente (o perenne) de hielo de agua. el verano en el polo norte. En el polo sur, durante el verano permanece una pequeña capa de hielo de CO 2 , pero esta capa también está cubierta por hielo de agua.
La última pieza del rompecabezas del clima marciano la proporcionó el Mariner 4 en 1965. Las imágenes granuladas de televisión de la nave espacial mostraban 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 observado. en la tierra. La poca erosión significaba que el agua líquida probablemente no había desempeñado un papel importante en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años. [82] 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 al nivel del mar, lo que excluye efectivamente la existencia de agua líquida, que herviría o congelaría rápidamente a presiones tan bajas. [83] Así, nació una visión de Marte de un mundo muy parecido a la Luna, pero con sólo una brizna de atmósfera para soplar el polvo. Esta visión de Marte duraría casi otra década hasta que Mariner 9 mostrara un Marte mucho más dinámico con indicios de que el entorno pasado del planeta era más clemente que el actual.
Durante muchos años se pensó 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 la fuente son depósitos regionales de sedimentos y hielo colocados 450 millones de años antes. [87] "La deposición de sedimentos de ríos y derretimiento de glaciares llenó cañones gigantes debajo del océano primordial contenido dentro de las tierras bajas del norte del planeta. Fue el agua preservada en estos sedimentos de cañones la que luego se liberó como grandes inundaciones, cuyos efectos se pueden ver hoy. ". [44] [87]
Evidencia de rocas y minerales.
Es ampliamente aceptado que Marte tenía agua abundante desde muy temprano en su historia, [88] [89] pero desde entonces todas las grandes áreas de agua líquida han desaparecido. Una fracción de esta agua está retenida en el Marte moderno en forma de hielo y encerrada en la estructura de abundantes materiales ricos en agua, incluidos minerales arcillosos ( filosilicatos ) y sulfatos . [90] [91] Los estudios de proporciones isotópicas de hidrógeno indican que los asteroides y cometas de más de 2,5 unidades astronómicas (UA) proporcionan la fuente de agua de Marte, [92] que actualmente representa del 6% al 27% del océano actual de la Tierra. [92]
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 consumir agua y otras especies químicas reactivas, tomándolas de reservorios móviles como la atmósfera y la hidrosfera y secuestrándolas en rocas y minerales. [95] Actualmente se desconoce la cantidad de agua almacenada en la corteza marciana como minerales hidratados , pero puede ser bastante grande. [96] 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. [97]
En la Tierra, todas las reacciones químicas de meteorización involucran agua hasta cierto punto. [98] 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 (p. ej., 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 en forma de hielo o en películas delgadas a escala molecular ( monocapas ). [99] [100] Aún es incierto hasta qué punto estos exóticos procesos de meteorización operan en Marte. Los minerales que incorporan agua o se forman en presencia de agua se denominan generalmente "minerales acuosos".
Los minerales acuosos son indicadores sensibles del tipo de ambiente 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 de las concentraciones de las especies gaseosas y solubles involucradas. [101] Dos propiedades importantes son el pH y el potencial de oxidación-reducción (E h ) . Por ejemplo, el mineral sulfato jarosita se forma sólo en agua con 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 determinado de componentes acuosos. Así, las condiciones ambientales pasadas en Marte, incluidas aquellas propicias para la vida, pueden inferirse a partir de los tipos de minerales presentes en las rocas.
Alteración hidrotermal
Los minerales acuosos también pueden formarse en el subsuelo mediante la migración de fluidos hidrotermales a través de poros y fisuras. La fuente de calor que impulsa un sistema hidrotermal pueden ser cuerpos de magma cercanos o calor residual de grandes impactos . [102] 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 ambiente altamente alcalino y reductor (bajo Eh) favoreciendo la formación de ciertos filosilicatos (minerales de serpentina) y diversos minerales carbonatados, que juntos forman una roca llamada serpentinita . [103] El gas hidrógeno producido puede ser una importante fuente de energía para organismos quimiosintéticos o puede reaccionar con CO 2 para producir gas metano , un proceso que se ha considerado como una fuente no biológica para las trazas de metano reportadas en el planeta marciano. atmósfera. [104] Los minerales serpentinos también pueden almacenar mucha agua (como hidroxilo) en su estructura cristalina. Un estudio reciente ha argumentado que las serpentinitas hipotéticas en la antigua corteza montañosa de Marte podrían contener una capa equivalente global (GEL) de agua de hasta 500 metros (1.600 pies) de espesor. [105] Aunque se han detectado algunos minerales serpentinos en Marte, los datos de teledetección no evidencian afloramientos generalizados. [106] Este hecho no excluye la presencia de grandes cantidades de serpentinita escondida en las profundidades de la corteza marciana.
Tasas de intemperismo
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 superficial, 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) son los que se desgastan más rápidamente. [107] En la Tierra y Marte, el mineral más común que cumple con este criterio es el olivino , que se transforma fácilmente en minerales arcillosos en presencia de agua.
El olivino está muy extendido en Marte, [108] lo que sugiere que la superficie de Marte no ha sido alterada de manera generalizada por el agua; abundante evidencia geológica sugiere lo contrario. [109] [110] [111]
Se han encontrado más de 60 meteoritos procedentes de Marte. [112] Algunos de ellos contienen evidencia de que estuvieron expuestos al agua cuando estuvieron en Marte. Algunos meteoritos marcianos llamados shergottitas basálticas parecen (por la presencia de carbonatos y sulfatos hidratados ) haber estado expuestos a agua líquida antes de su expulsión al espacio. [113] [114] Se ha demostrado que otra clase de meteoritos, las najlitas , estuvieron bañadas en 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. [115] 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 de los rovers y se formó a principios de la época amazónica . [116] [117]
En 1996, un grupo de científicos informó de la posible presencia de microfósiles en el Allan Hills 84001 , un meteorito procedente de Marte. [118] Muchos estudios cuestionaron la validez de su interpretación basada principalmente en la forma de estos presuntos fósiles. [119] [120] Se descubrió que la mayor parte de la materia orgánica del meteorito era de origen terrestre. [121] Además, el consenso científico es que "la morfología por sí sola no puede utilizarse sin ambigüedades como herramienta para la detección de vida primitiva". [122] [123] [124] La interpretación de la morfología es notoriamente subjetiva y su uso por sí solo ha dado lugar a numerosos errores de interpretación. [122]
Evidencia geomórfica
Lagos y valles fluviales
La nave espacial Mariner 9 de 1971 provocó una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte. En muchas zonas se encontraron enormes valles fluviales. Las imágenes mostraban que 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. [125] [126] El número de valles reconocidos ha aumentado con el tiempo. Una investigación publicada en junio de 2010 cartografió 40.000 valles fluviales en Marte, aproximadamente cuadriplicando el número de valles fluviales que se habían identificado previamente. [31] Las características marcianas desgastadas por el agua se pueden clasificar en dos clases distintas: 1) redes de valles de la edad de Noé, dendríticas (ramificadas), de escala terrestre, ampliamente distribuidas y 2) hesperianas , excepcionalmente grandes, largas, de un solo hilo, aisladas . -Canales de salida de edad . Trabajos recientes sugieren que también puede haber una clase de canales actualmente enigmáticos, más pequeños y más jóvenes ( del Hesperio al Amazonas ) en las latitudes medias, tal vez asociados con el ocasional derretimiento local de depósitos de hielo. [127] [128]
Kasei Valles, un importante canal de salida, visto en los datos de elevación de MOLA . El flujo fue de abajo a izquierda y derecha. La imagen es de aprox. 1600 kilómetros 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 mediante cementación. Posteriormente la zona podrá ser enterrada. Con el tiempo, la erosión elimina la capa de cobertura y los antiguos arroyos se vuelven visibles ya que son resistentes a la erosión. [129] Mars Global Surveyor encontró varios ejemplos de este proceso. [130] [131] Se han descubierto muchas corrientes invertidas en varias regiones de Marte, especialmente en la Formación Medusae Fossae , [132] Cráter Miyamoto , [133] Cráter Saheki , [134] y la meseta Juventae. [135] [136]
En Marte se han descubierto diversas cuencas lacustres. [137] Algunos 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 a las que desembocan valles fluviales. 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 Mars Exploration Rover Spirit . Otro está cerca de Paraná Valles y Loire Vallis. [138] Se cree que algunos lagos se formaron por precipitación, mientras que otros se formaron a partir de agua subterránea. [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] [139] [140] Es probable que en ocasiones en el Noé, muchos cráteres albergaran lagos. Estos lagos son consistentes con un ambiente hidrológico frío y seco (según los estándares de la Tierra), algo parecido al de la Gran Cuenca del oeste de EE. UU. durante el Último Máximo Glacial . [141]
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 hace tiempo que se secó, estos lagos existieron en la época hesperiana , un período mucho más posterior. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido una mayor 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 como para que existiera agua líquida. En este estudio se descubrieron canales que conectaban las cuencas de los lagos cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenaba, sus aguas desbordaban las orillas y excavaban canales hacia un área más baja donde se formaría otro lago. [142] [143] Estos lagos secos serían objetivos para buscar evidencia ( biofirmas ) de vidas pasadas.
El 27 de septiembre de 2012, los científicos de la NASA anunciaron que el rover Curiosity encontró evidencia directa de un antiguo lecho de río en el cráter Gale , lo que sugiere un antiguo "flujo vigoroso" de agua en Marte. [144] [145] [146] [147] En particular, el análisis del lecho ahora seco indicó que el agua corría a 3,3 km/h (0,92 m/s), [144] posiblemente a la altura de la cadera. La prueba de la existencia de agua corriente se presentó en forma de guijarros redondeados y fragmentos de grava que sólo podrían haber sido erosionados por fuertes corrientes líquidas. Su forma y orientación sugieren transporte a larga distancia desde encima del borde del cráter, donde un canal llamado Peace Vallis desemboca en el abanico aluvial .
El lago Eridania es un lago antiguo teorizado con una superficie de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros cuadrados. [148] [149] [150] [ cita completa necesaria ] 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 . [151] [152] [153] Se supuso que la superficie superior del lago estaba en la elevación de las redes de valles que rodean el lago; todos terminan en la misma elevación, lo que sugiere que desembocan en un lago. [154] [155] La investigación en esta cuenca con CRISM encontró depósitos gruesos, de más de 400 metros de espesor, que contenían los minerales saponita , talco-saponita, mica rica en Fe (por ejemplo, glauconita - nontronita ), Fe- y Mg-. serpentina, 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, catalogado como hidrotermal, pudo haber sido un lugar donde comenzó la vida en la Tierra. [153]
Mapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene aproximadamente 530 millas de ancho.
Depósitos de cuencas profundas del fondo del mar de Eridania. Las mesas en el suelo están ahí 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 puede haber provocado la deposición de minerales en el suelo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.
Los investigadores han encontrado varios 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 normalmente 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 eliminen. Se han encontrado deltas en una amplia gama geográfica, [48] aunque hay algunos indicios de que pueden estar concentrados alrededor de los bordes del supuesto antiguo océano norte de Marte. [156]
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, descargando cantidades colosales de agua a través de una superficie de Marte que de otro modo sería árida. [157] [158] Además, se encuentran pruebas a favor de inundaciones intensas o incluso catastróficas en las ondas gigantes en el Athabasca Vallis . [159] [160] Muchos canales de salida comienzan en las características Caos o Chasma , lo que proporciona evidencia de la ruptura que podría haber roto un sello de hielo subterráneo. [139]
Las redes de valles ramificados de Marte no son consistentes con una formación por liberación repentina y catastrófica de agua subterránea, tanto en términos de sus formas dendríticas que no provienen de un solo punto de salida, como en términos de las descargas que aparentemente fluyeron a lo largo de ellas. [161] En cambio, algunos autores han argumentado que se formaron por una lenta filtración de agua subterránea desde el subsuelo esencialmente como manantiales. [162] En apoyo de esta interpretación, los extremos aguas arriba de muchos valles en tales redes comienzan con cañones en forma de caja o cabeceras de "anfiteatro", que en la Tierra generalmente se asocian con la filtración de agua subterránea. También hay poca evidencia de canales o valles de escala más fina en las puntas de los canales, lo 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. [139] Otros han cuestionado el vínculo entre las cabeceras de los valles en anfiteatro y la formación por agua subterránea para ejemplos terrestres, [163] y han argumentado que la falta de cabeceras de escala fina en las redes de valles se debe a su eliminación por erosión o jardinería de impacto . [139] La mayoría de los autores aceptan que la mayoría de las redes de valles fueron, al menos en parte, influenciadas y moldeadas por procesos de filtración de agua subterránea.
El agua subterránea también desempeñó un papel vital en el control de patrones y procesos de sedimentación a gran escala en Marte. [165] Según esta hipótesis, el agua subterránea con minerales disueltos salió a la superficie, dentro y alrededor de los cráteres, y ayudó a formar capas agregando minerales, especialmente sulfato, y cementando sedimentos . [164] [166] [167] [168] [169] [170] En otras palabras, algunas capas pueden haber sido formadas por agua subterránea que se eleva 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 . [171] Se ha argumentado que las áreas que son ricas en rocas sedimentarias también son aquellas áreas que más probablemente experimentaron surgencias de agua subterránea a escala regional. [172]
En febrero de 2019, científicos europeos publicaron evidencia geológica de un antiguo sistema de aguas subterráneas en todo el planeta que, posiblemente, estaba conectado a un supuesto vasto océano. [173] [174] [175] [176] En septiembre de 2019, los investigadores informaron que el módulo de aterrizaje InSight descubrió pulsos magnéticos inexplicables y oscilaciones magnéticas consistentes con una reserva planetaria de agua líquida en las profundidades del subsuelo. [177]
Hipótesis del océano de Marte
Se supone que la región azul de topografía baja en el hemisferio norte marciano es el sitio de un océano primordial de agua líquida. [178]
La hipótesis del océano de Marte propone que la cuenca 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 temprano en la historia geológica del planeta. . [137] [179] Este océano, denominado Oceanus Borealis , [23] habría llenado la cuenca Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra de 4 a 5 kilómetros (2,5 a 3,1 millas) por debajo de la elevación planetaria media. Se han sugerido dos líneas costeras principales: una más alta, que data de un período de hace aproximadamente 3.800 millones de años y concurrente 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 en todo Marte excepto a través de la región volcánica de Tharsis. El inferior, el 'Deuteronilus', sigue la formación Vastitas Borealis . [139]
Un estudio de junio de 2010 concluyó que el océano más antiguo habría cubierto el 36% de Marte. [30] [31] Los datos del Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), que mide la altitud de todo el terreno en Marte, se utilizaron en 1999 para determinar que la cuenca hidrográfica de dicho océano habría cubierto aproximadamente el 75% del planeta. [180] El Marte primitivo habría requerido un clima más cálido y una atmósfera más densa para permitir que existiera agua líquida en la superficie. [181] [182] Además, la gran cantidad de redes de valles apoya firmemente la posibilidad de un ciclo hidrológico en el planeta en el pasado. [166] [183]
La existencia de un océano marciano primordial sigue siendo controvertida entre los científicos, y se han cuestionado las interpretaciones de algunas características como "costas antiguas". [184] [185] Un problema con la costa que se supone tiene 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, quizás debido a una erupción volcánica o al impacto de un meteorito; [186] la provincia volcánica Elysium o la enorme cuenca Utopia que está enterrada bajo las llanuras del norte se han propuesto como las causas más probables. [166]
En marzo de 2015, los científicos afirmaron que existe evidencia de un antiguo océano marciano, probablemente en el hemisferio norte del planeta y aproximadamente del tamaño 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. En Marte se encontró ocho veces más deuterio que el que existe en la Tierra, lo que sugiere que el antiguo Marte tenía niveles de agua significativamente más altos. 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 albergar masas de agua líquida. [187]
En mayo de 2016 se publicó evidencia adicional de un océano norte, que describe cómo parte de la superficie del cuadrilátero Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunamis . Los tsunamis fueron causados por asteroides que chocaron contra el océano. Se pensaba que ambos eran lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 kilómetros de diámetro. El primer tsunami recogió y arrastró rocas del tamaño de coches o casas pequeñas. El contraflujo de la ola formó canales al reorganizar las rocas. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que caía en los valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 ma 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto de un tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano norteño pudo haber existido durante millones de años. Un argumento en contra del 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 cuadrilátero Ismenius Lacus y en el cuadrilátero Mare Acidalium . [188] [189] [190]
En enero de 2022, un estudio sobre el clima de hace 3 Gy en Marte muestra que un océano es estable con un ciclo del agua cerrado. [193] Estiman que el flujo de agua de retorno, en forma de hielo en un glaciar, desde las tierras altas heladas hasta el océano es en magnitud menor que el de la Tierra en el último máximo glacial. Esta simulación incluye por primera vez una circulación del océano. Demuestran que la circulación del océano evita que se congele. Esto también muestra que las simulaciones están de acuerdo con las características geomorfológicas observadas identificadas como antiguos valles glaciares.
Evidencia de flujos recientes
"Flujos de estación cálida en la pendiente del cráter Newton ". [194]Barrancos ramificados.Grupo de barrancos profundos.
El agua líquida pura no puede existir en forma estable en la superficie de Marte con su baja presión atmosférica y baja temperatura actuales porque herviría, excepto en las elevaciones más bajas durante unas pocas horas. [195] [196] Entonces, un misterio geológico comenzó en 2006 cuando las observaciones del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depósitos de barrancos que no estaban allí diez años antes, posiblemente causados por el flujo de salmuera líquida durante los meses más cálidos en Marte. [197] [198] 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. [197] [199] [200]
Existe desacuerdo en la comunidad científica sobre si los barrancos se forman o no con agua líquida. También es posible que los flujos que tallan los barrancos sean granos secos, [201] [202] o quizás lubricados por dióxido de carbono.
Muchos investigadores sostienen que en el pasado estuvo involucrada agua. Un grupo de agua habría existido donde se formaron los barrancos cuando la inclinación de Marte llegó a 35 grados. Este cambio de inclinación ha ocurrido muchas veces; la última vez hace apenas 630.000 años. [203] [204]
Algunos estudios atestiguan que los barrancos que se forman en las tierras altas del sur no pudieron formarse con agua debido a condiciones inadecuadas. Las regiones más frías, no geotérmicas y de baja presión no darían paso al 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. [205] [206] Incluso si los barrancos son tallados por el agua que fluye en la superficie, no se comprende la fuente exacta del agua y los mecanismos detrás de su movimiento. [207]
En agosto de 2011, la NASA anunció el descubrimiento de cambios estacionales actuales en pendientes pronunciadas debajo de afloramientos rocosos cerca de los bordes de los cráteres en el hemisferio sur. Se observó que estas rayas oscuras, ahora llamadas líneas de pendiente recurrente (RSL), crecían cuesta abajo durante la parte más cálida del verano marciano y luego se desvanecían gradualmente durante el resto del año, repitiéndose cíclicamente entre años. [15] Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con agua salada ( salmueras ) que fluía cuesta abajo y luego se evaporaba, posiblemente dejando algún tipo de residuo. [208] [209] 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 hidratadas de clorato y perclorato ( ClO 4− ), que contienen moléculas de agua líquida. [210] Las líneas fluyen cuesta abajo en el verano marciano, cuando la temperatura es superior a -23 °C (-9 °F; 250 K). [211] Sin embargo, la fuente del agua sigue siendo desconocida. [7] [212] [213] 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 delicuescencia de vapor de agua atmosférico de corta duración o de flujos granulares secos. [201] Concluyen que el agua líquida en el Marte actual puede estar limitada a rastros de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida tal como se la conoce actualmente. [214]
Un escenario alternativo es el efecto de bomba Knudsen, fotoforético cuando se producen sombras en un material granular. [215] 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 era sólo indirecta (detección de sal pero no de agua).
agua presente
Una cantidad significativa de hidrógeno en la superficie ha sido observada a nivel mundial mediante el espectrómetro de neutrones y el espectrómetro de rayos gamma Mars Odyssey [216] y la cámara estéreo de alta resolución Mars Express (HRSC). [217] 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 muy 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 el 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. [218] Los instrumentos de sondeo por radar SHARAD y MARSIS también han confirmado que las características individuales de la superficie son ricas en hielo. Debido a la conocida inestabilidad 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 Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se extendiera uniformemente, se obtendría una capa global equivalente de agua (WEG) de al menos ≈14 centímetros (5,5 pulgadas); en otras palabras, el promedio mundial de la superficie marciana es aproximadamente un 14% de agua. [219] El hielo de agua actualmente encerrado en ambos polos marcianos corresponde a un 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 de hasta 500 metros (1600 pies). [13] [219] Se cree que parte de este agua del pasado se ha perdido en las profundidades del subsuelo y parte en el espacio, aunque el equilibrio de masa detallado de estos procesos sigue siendo poco comprendido. [139] La actual reserva atmosférica de agua es importante como conducto que permite la migración gradual de hielo de una parte de la superficie a otra en escalas de tiempo tanto estacionales como más largas, pero su volumen es insignificante, con un WEG de no más de 10 micrómetros. (0,00039 pulgadas). [219]
Es posible que también exista agua líquida en la superficie de Marte a través de la formación de salmueras sugerida por la abundancia de sales hidratadas. [220] [221] Las salmueras son importantes en Marte porque pueden estabilizar el agua líquida a temperaturas más bajas que el agua pura por sí sola. [222] [223] El agua líquida pura es inestable en la superficie del planeta, ya que está sujeta a congelación, evaporación y ebullición. [222] 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 un 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. [224] El modelado de la delicuescencia 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 se pueden formar realmente las salmueras en el planeta. [225] [226] Los resultados de estos modelos dan valores de actividad del agua para varias sales a diferentes temperaturas, donde cuanto menor es la actividad del agua, más estable es la salmuera. A temperaturas entre 208 K y 253 K, las sales de clorato exhiben los valores más bajos de actividad del agua, 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 importante de agua líquida en la superficie de Marte. [227]
Casquetes polares
El Mars Global Surveyor adquirió esta imagen de la capa de hielo del polo norte marciano a principios del verano septentrional.Se estima que el cráter Korolev contiene 2200 kilómetros cúbicos (530 millas cúbicas) de hielo de agua.
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 . [228] 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 del satélite europeo Mars Express confirmó la existencia de hielo relativamente limpio en la capa de hielo del polo sur que se extiende hasta una profundidad de 3,7 kilómetros (2,3 millas) debajo de la superficie. [229] [230] De manera similar, la sonda de radar SHARAD a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter observó la base del casquete polar norte entre 1,5 y 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 . [231]
Sección transversal de una porción de la capa de hielo del polo norte de Marte, obtenida a partir de un sondeo por radar satelital.
Se sospecha que en la antigüedad ( período Hesperian ) se retiró una capa de hielo aún mayor en la región del polo sur , que pudo haber contenido 20 millones de km 3 de hielo de agua, lo que equivale a una capa de 137 m de profundidad sobre todo el planeta. [232] [233]
Ambos casquetes polares revelan abundantes capas internas de hielo y polvo cuando se examinan con imágenes de los canales en forma de espiral que atraviesan su volumen, y las mediciones del 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, del mismo modo que las capas de hielo de la Tierra tienen un registro del clima de la Tierra. Sin embargo, leer este registro no es sencillo, [234] por lo que muchos investigadores han estudiado estas capas no solo para comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de las capas, [139] sino también para comprender la evolución del clima en Marte. [235] [236]
Alrededor de los casquetes polares hay muchas capas de hielo más pequeñas dentro de cráteres, algunos de los cuales se encuentran bajo espesos depósitos de arena o polvo marciano. [237] [238] 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. [239] 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 hielo de agua permanente de 1,8 kilómetros (1,1 millas) de profundidad, de hasta 60 kilómetros (37 millas) de diámetro. [239] [240]
Agua líquida subglacial
Sitio de masa 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 en Marte. [241] En julio de 2018, científicos de la Agencia Espacial Italiana informaron de la detección de un lago subglacial de este tipo en Marte, 1,5 kilómetros (1 mi) por debajo de la capa de hielo del polo sur , y que se extiende 20 kilómetros (10 millas) horizontalmente, la primera evidencia. para una masa estable de agua líquida en el planeta. [65] [242] [243] [244] La evidencia de este lago marciano se dedujo de un punto brillante en los datos de sondeo del radar MARSIS a bordo del orbitador europeo Mars Express , [245] recopilados entre mayo de 2012 y Diciembre de 2015. El lago detectado está centrado en 193°E, 81°S, una zona plana que no presenta características topográficas peculiares pero que está rodeada de terreno más elevado, excepto en su lado este donde hay una depresión. [65] 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 sobre tres lagos subglaciales más en Marte. Todos están a 1,5 km (0,93 millas) por debajo de la capa de hielo del polo sur . El tamaño del primer lago encontrado, y el más grande, se ha corregido a 30 km (19 millas) de ancho. Está rodeado por 3 lagos más pequeños, cada uno de unos pocos kilómetros de ancho. [246]
Parche de hielo de agua en el suelo del cráter Frouin cerca del polo norte de Marte (70,5° norte y 103° este)
Debido a que 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 debido al efecto anticongelante de los percloratos de magnesio y calcio . [65] [247] 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 un 20% de polvo mezclado y está cubierta estacionalmente por una capa de 1 metro de espesor (3 pies 3 pulgadas) de Hielo de CO2 . [65] Dado que la cobertura de datos sin procesar de la capa de hielo del polo sur es limitada, los descubridores afirmaron que "no hay razón para concluir que la presencia de agua subterránea en Marte se limita a un solo lugar". [sesenta y cinco]
En 2019, se publicó un estudio que exploraba las condiciones físicas necesarias para que existiera un lago de este tipo. [248] El estudio calculó la cantidad de calor geotérmico necesaria 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 de Marte 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 dentro de 10 km del hielo podrían 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 hace muy poco tiempo".
El rover Zhurong de China que estudió la región de Utopia Planitia en Marte encontró un cambio en las dunas de arena aproximadamente al mismo tiempo que cambiaban las capas en 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. [249]
Si realmente existe un lago líquido, su agua salada también puede mezclarse con tierra para formar un lodo. [250] 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. [250] Sin embargo, los organismos halotolerantes podrían 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 . [251]
Hielo molido
Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas parecen regiones periglaciares de la Tierra. [252] Por analogía con estas características terrestres, durante muchos años se ha argumentado que estas pueden ser regiones de permafrost . Esto sugeriría que hay agua congelada justo debajo de la superficie. [201] [253] Una característica común en las latitudes más altas, el suelo estampado , puede presentarse en varias formas, incluidas rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo. [254] Hay otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el ablandamiento del terreno , que redondea las características topográficas pronunciadas. [255] 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 terrestre. [256]
Una sección transversal de hielo de agua subterránea está expuesta en la empinada pendiente que aparece de color azul brillante en esta vista en color mejorado desde el MRO . [257] La escena tiene unos 500 metros de ancho. El escarpe desciende unos 128 metros desde el nivel del terreno. Las capas de hielo se extienden desde justo debajo de la superficie hasta una profundidad de 100 metros o más. [258]
En 2017, 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 . [257] [259] Los sitios se encuentran en latitudes de aproximadamente 55 a 58 grados, lo que sugiere que hay hielo superficial poco profundo debajo de aproximadamente un tercio de la superficie marciana. [257] 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 . [257] Estas capas de hielo contienen pistas de fácil acceso sobre la historia climática de Marte y hacen que el agua congelada sea accesible para futuros exploradores robóticos o humanos. [257] Algunos investigadores sugirieron que estos depósitos podrían ser restos de glaciares que existieron hace millones de años, cuando el eje de giro y la órbita del planeta eran diferentes. (Consulte 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 algunos parches de hielo a solo unos centímetros de la superficie cubiertos de polvo. . La extracción de hielo de agua en estas condiciones no requeriría equipos complejos. [260] [261]
Vista cercana de la pared de la depresión triangular, vista por las capas de HiRISE que son visibles en la pared. Estas capas 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 ". [262] [ cita completa necesaria ]
Vista cercana del cráter de impacto que puede haberse formado en un suelo rico en hielo, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Tenga en cuenta que la eyección parece más baja que los alrededores. Las eyecciones calientes pueden haber provocado que parte del hielo desapareciera, reduciendo así el nivel de las eyecciones.
Mapa de hielo cercano a la superficie
Topografía festoneada
Ciertas regiones de Marte presentan depresiones con forma festoneada . Se sospecha que las depresiones son restos de un depósito de manto en degradación rico en hielo. Las vieiras son causadas por el hielo que se sublima del suelo congelado. Los accidentes geográficos de topografía festoneada pueden formarse por la pérdida subsuperficial de hielo de agua 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. [263] Este material del manto probablemente se depositó desde la atmósfera como hielo formado sobre polvo cuando el clima era diferente debido a cambios en la inclinación del polo de Marte (ver § Edades de hielo, más abajo). [264] [265] [266] Las vieiras suelen tener decenas de metros de profundidad y desde unos pocos cientos hasta unos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargadas. Algunos parecen haberse fusionado provocando 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 vieiras, y la presencia de topografía festoneada parece ser una indicación de suelo congelado. [136] [267]
El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región de Utopia Planitia de Marte. [268] Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . [2] [3] [4]
El volumen de hielo de agua en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre del Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD . A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la “ permisividad dieléctrica ” o constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua. [269] [270] [271]
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 las cavidades que se forman en una capa superficial de dióxido de carbono sólido , en lugar de hielo de agua, aunque el suelo de estos agujeros probablemente sea rico en H2O . [272]
parches de hielo
Hielo de agua precipitado 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; [273] algunos interpretaron entonces el descubrimiento como un "lago de hielo". [274] 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 del extremo norte de Marte, aproximadamente a 70,5° Norte y 103° Este. El cráter tiene 35 kilómetros (22 millas) de ancho y aproximadamente 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. Si bien los científicos no se refieren a la mancha como un "lago", la mancha 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 superficie de Marte, se ha vuelto cada vez más evidente que probablemente hay 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 piensan que las características generalizadas en esas bandas de latitud descritas de diversas maneras como "manto dependiente de la latitud" o "terreno pegado" consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o escombros, que se están degradando lentamente. [139] Se requiere una cubierta de escombros para explicar las superficies opacas que se ven en las imágenes que no se reflejan como el hielo y también para permitir que las manchas existan durante un período prolongado de tiempo sin sublimarse por completo. Estos parches han sido sugeridos como posibles fuentes de agua para algunas de las enigmáticas características de flujo canalizado, como barrancos, que también se ven en esas latitudes.
En el sur de Elysium Planitia se han descubierto características superficiales consistentes con la banquisa de hielo existente . [137] Lo que parecen ser placas, que varían en tamaño desde 30 metros (98 pies) a 30 kilómetros (19 millas), se encuentran en canales que conducen a una gran área inundada. Las placas muestran signos de ruptura y rotación que las distinguen claramente de las placas de lava en otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es la cercana falla geológica Cerberus Fossae , que arrojó agua y lava con una antigüedad de entre 2 y 10 millones de años. Se sugirió que el agua que salió de Cerberus Fossae luego se acumuló y se congeló en las llanuras bajas y niveladas y que tales lagos congelados aún pueden existir. [275] [276] [277]
Glaciares
Vista de un depósito de lóbulos similar a un glaciar de 5 km de ancho que se inclina hacia un cañón en forma de caja. La superficie presenta morrenas , depósitos de rocas que muestran cómo avanzó el glaciar.
Muchas áreas grandes de Marte parecen albergar glaciares o tienen evidencia de que solían estar presentes. Se sospecha que muchas de las áreas en latitudes altas, especialmente el cuadrilátero de Ismenius Lacus , todavía contienen enormes cantidades de hielo de agua. [278] [279] La evidencia reciente ha llevado a muchos científicos planetarios a concluir que el hielo de agua todavía existe en forma de glaciares en gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegidos de la sublimación por finas cubiertas 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 terrenos desgastados y muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciares en Hecates Tholus , [280] Arsia Mons , [281] Pavonis Mons , [282] y Olympus Mons . [283] También se han informado glaciares en varios cráteres marcianos más grandes en latitudes medias y superiores.
Las características similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas formas como características de flujo viscoso, [284] características de flujo marciano, plataformas de escombros lobulados, [58] o relleno de valle lineal, [54] dependiendo de la forma de la característica, su ubicación, las formas del relieve que está asociado y el autor que lo describe. Muchos glaciares pequeños, pero no todos, parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y material del manto. [285] Los depósitos lineales conocidos como relleno de valle lineal son probablemente glaciares cubiertos de rocas que se encuentran en los pisos de la mayoría de los canales dentro del terreno desgastado que se encuentra alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales con crestas y ranuras que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos alineados en el suelo pueden estar relacionados con plataformas de escombros lobulados , que se ha demostrado que contienen 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 glaciales y se pensaba que existía hielo debajo de una capa de rocas aislantes. [57] [286] [287] Con nuevas lecturas de instrumentos, se ha confirmado que las plataformas 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 el hielo desaparece. Esto suele ocurrir en el hocico o en los bordes del glaciar. En la Tierra, estas características se llamarían morrenas , pero en Marte se las conoce típicamente como crestas similares a morrenas , crestas concéntricas o crestas arqueadas . [288] 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 de 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 de los glaciares marcianos normalmente está congelado y no puede deslizarse. [139] Las crestas de escombros en la superficie de los glaciares indican la dirección del movimiento del hielo. La superficie de algunos glaciares tiene texturas rugosas debido a la sublimación del hielo enterrado. El hielo se evapora sin derretirse y deja un espacio vacío. El material superpuesto luego colapsa hacia el vacío. [289] 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 de caldera " han sido identificados en Marte. [290]
A pesar de la fuerte evidencia del flujo glacial en Marte, hay poca evidencia convincente de accidentes geográficos tallados por la erosión glacial , por ejemplo, valles en forma de U , peñascos y colinas, arêtes , drumlins . Estas características abundan en las regiones glaciares de la Tierra, por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante. Se cree que la falta de estas formas de relieve está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes de Marte. Debido a que la insolación solar que llega al planeta, la temperatura y densidad de la atmósfera y el flujo de calor geotérmico son todos menores en Marte que en la Tierra, los modelos sugieren que la temperatura de la interfaz entre un glaciar y su lecho se mantiene por debajo del punto de congelación y la El hielo está literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice por el lecho, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie. [139]
Desarrollo del inventario de agua de Marte
La variación en el contenido de agua superficial de Marte está fuertemente ligada a 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. [291]
La era temprana de Noé se caracterizó por la pérdida atmosférica al espacio debido a fuertes bombardeos de meteoritos y escapes hidrodinámicos. [292] La eyección de meteoritos puede haber eliminado ~60% de la atmósfera primitiva . [292] [293] Es posible que se hayan formado cantidades significativas de filosilicatos durante este período que requieren 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. [294] Sin embargo, el pH-pCO 2 entre la esmectita y el carbonato muestra que la precipitación de la esmectita limitaría la pCO 2 a un valor no superior a 1 × 10 −2 atm (1,0 kPa). [294] Como resultado, el componente dominante de una atmósfera densa en Marte temprano se vuelve incierto, si las arcillas se formaron en contacto con la atmósfera marciana, [295] particularmente dada la falta de evidencia de depósitos de carbonato . Una complicación adicional es que el brillo ~25% menor del joven Sol habría requerido una atmósfera antigua con un efecto invernadero significativo para elevar las temperaturas de la superficie y sostener el agua líquida. [295] 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 (1.500 hPa), lo que reduce su eficacia como gas de efecto invernadero . [295]
Era Noé de media a tardía (4,1 Ga a 3,8 Ga)
Durante la era Noéica media y tardía, Marte experimentó la posible formación de una atmósfera secundaria mediante la desgasificación dominada por los volcanes Tharsis, incluidas cantidades significativas de H 2 O, CO 2 y SO 2 . [292] [293] Las redes de valles marcianos datan de este período, lo que indica agua superficial globalmente extendida y temporalmente sostenida en lugar de inundaciones catastróficas. [292] El final de este período coincide con la terminación del campo magnético interno y un aumento en el bombardeo de meteoritos. [292] [293] El cese del campo magnético interno y el posterior debilitamiento de cualquier campo magnético local permitieron la extracción atmosférica sin obstáculos por parte del viento solar. Por ejemplo, en comparación con sus homólogos 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 "Despojo del viento solar de una atmósfera superior enriquecida en isótopos más ligeros mediante fraccionamiento de Rayleigh ". [292] Complementando la actividad del viento solar, los impactos habrían expulsado componentes atmosféricos en masa sin fraccionamiento isotópico. Sin embargo, los impactos de los cometas en particular pueden haber aportado volátiles al planeta. [292]
Era de Hesperio a Amazónica (presente) (~3,8 Ga hasta el presente)
El aumento de la atmósfera provocado por eventos esporádicos de desgasificación fue contrarrestado por el viento solar que despojaba la atmósfera, aunque con menos intensidad que el Sol joven. [293] Las inundaciones catastróficas datan de este período, favoreciendo la liberación repentina de volátiles subterráneos, en lugar de flujos superficiales sostenidos. [292] Si bien la primera parte de esta era puede haber estado marcada por ambientes acuosos ácidos y descargas de agua subterránea centradas en Tharsis [296] que datan de finales de Noé, gran parte de los procesos de alteración de la superficie durante la última parte están marcados por procesos oxidativos, incluido el Formación de óxidos de Fe 3+ que imparten un tono rojizo a la superficie marciana. [293] Dicha oxidación de fases minerales primarias se puede lograr mediante procesos de bajo pH (y posiblemente de alta temperatura) relacionados con la formación de tefra palagonítica, [297] mediante la acción del H 2 O 2 que se forma fotoquímicamente en la atmósfera marciana, [298] y por la acción del agua, [294] ninguno de los 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, lo que hace que los óxidos de Fe 3+ observados sean volumétricamente pequeños, aunque omnipresentes y espectralmente dominantes. [299] Sin embargo, los acuíferos pueden haber impulsado agua superficial sostenida, pero altamente localizada en la historia geológica reciente, como es evidente en la geomorfología de cráteres como Mojave. [300] Además, el meteorito marciano de Lafayette muestra evidencia de alteración acuosa tan recientemente como 650 Ma. [292]
Marte antes y después/durante la tormenta de polvo global de 2018
En 2020, los científicos informaron que la actual pérdida de hidrógeno atómico del agua en 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 el último 1 Ga. [301] [ 302] 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. [303] [304]
Glaciaciones
Depósitos estratificados de hielo y polvo del 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, [305] [282] y el más reciente ocurrió hace aproximadamente 2,1 a 0,4 millones de años, durante la glaciación amazónica tardía en el límite de dicotomía . [306] [307] Estos cambios se conocen como edades de hielo. [308] Las edades de hielo en Marte son muy diferentes de las que experimenta la Tierra. Las edades de hielo son impulsadas por cambios en la órbita y la inclinación de Marte , también conocidos como oblicuidad. Los cálculos orbitales muestran que Marte se tambalea sobre su eje mucho más que la Tierra. La Tierra se estabiliza gracias a su luna proporcionalmente grande, por lo que sólo se tambalea unos pocos grados. Marte puede cambiar su inclinación muchas decenas de grados. [266] [309] Cuando esta oblicuidad es alta, sus polos reciben luz solar y calor mucho más directos; esto hace que los casquetes polares se calienten y se vuelvan más pequeños a medida que el hielo se sublima. Sumándose a la variabilidad del clima, la excentricidad de la órbita de Marte cambia dos veces más que la excentricidad 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. [310] Las simulaciones por computadora han demostrado que una inclinación de 45° del eje marciano daría como resultado la acumulación de hielo en áreas que muestran accidentes geográficos glaciares. [311]
La humedad de los casquetes polares viaja a latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclada con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo, sobre las cuales se condensa el vapor de agua que luego cae 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 polvo que sirve para aislar el hielo restante. [310] El volumen total de agua extraída 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. [264] [265] [312] [313] Este manto rico en hielo, que puede tener 100 metros de espesor en latitudes medias, [314] suaviza la tierra en latitudes más bajas, pero en algunos lugares muestra una textura irregular o patrones que delatar la presencia de antiguo hielo de agua debajo.
Desde los módulos de aterrizaje Viking que buscaban vida microbiana actual en 1976, la NASA ha seguido una estrategia de "seguir el agua" en Marte. Sin embargo, el agua líquida es una condición necesaria pero no suficiente para la vida tal como la conocemos porque la habitabilidad es función de multitud de parámetros ambientales. [315] 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 habitable un entorno, pero la suma de mediciones puede ayudar a predecir ubicaciones con mayor o menor potencial de habitabilidad. [316]
Los entornos habitables no necesitan estar habitados y, con fines de protección planetaria , los científicos están tratando de identificar hábitats potenciales donde las bacterias polizones de la Tierra en naves espaciales podrían contaminar Marte. [317] Si existe, o existió, vida en Marte, se podrían encontrar pruebas o firmas biológicas en el subsuelo, lejos de las duras condiciones superficiales actuales, como los percloratos , [318] [319] la radiación ionizante, la desecación y la congelación. [320] Las ubicaciones habitables podrían ocurrir a 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 mapear 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 perforadas para su posible transporte a laboratorios de la Tierra a finales de los años 2020 o 2030.
Hallazgos por sondas
marinero 9
Meandro en Scamander Vallis , visto por Mars Global Surveyor . Estas imágenes implicaban que alguna vez fluyeron grandes cantidades de agua sobre la superficie de Marte.
Las imágenes adquiridas por el orbitador Mariner 9 Mars, lanzado en 1971, revelaron la primera evidencia directa de agua pasada en forma de lechos de ríos secos, cañones (incluido el Valles Marineris , un sistema de cañones de aproximadamente 4.020 kilómetros (2.500 millas) de largo ), evidencia de erosión y deposición hídrica, frentes climáticos, nieblas y más. [321] Los hallazgos de las misiones Mariner 9 sustentaron 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 en Maja Valles sugieren que se produjeron 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 módulos de aterrizaje provocaron una revolución en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte. En muchas zonas se encontraron enormes canales de salida . Demostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en los lechos de roca y viajaron miles de kilómetros. [322] Grandes áreas en el hemisferio sur contenían redes de valles ramificados , lo que sugiere que alguna vez llovió. [323] Muchos cráteres parecen como si el impactador cayera en el barro. Cuando se formaron, es posible que el hielo del suelo se derritiera, convirtiera el suelo en barro y luego el barro fluyera por la superficie. [125] [126] [252] [324] Las regiones, llamadas "Terreno Caótico", parecían haber perdido rápidamente grandes volúmenes de agua, lo que provocó que se formaran grandes canales río abajo. Las estimaciones para el caudal de algunos canales ascienden a diez mil veces el caudal del río Mississippi . [325] El vulcanismo subterráneo puede haber derretido el hielo congelado; Luego, el agua se escapó y el suelo se derrumbó dejando un terreno caótico. Además, el análisis químico general realizado por los dos módulos de aterrizaje Viking sugirió que la superficie ha estado expuesta o sumergida en agua en el pasado. [326] [327]
Explorador global de Marte
Mapa que muestra la distribución de hematita en Sinus Meridiani. Estos datos se utilizaron para apuntar al aterrizaje del rover Opportunity que encontró evidencia definitiva de agua pasada.
El espectrómetro de emisión térmica (TES) del Mars Global Surveyor es un instrumento capaz de determinar la composición mineral de la superficie de Marte. La composición mineral da información sobre la presencia o ausencia de agua en la antigüedad. TES identificó un área grande (30.000 kilómetros cuadrados (12.000 millas cuadradas)) en la formación Nili Fossae que contiene el mineral olivino . [328] Se cree que el antiguo impacto de un asteroide que creó la cuenca 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. La olivina también se descubrió en muchos otros pequeños afloramientos dentro de los 60 grados al norte y al sur del ecuador. [329] 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 . [330]
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 cuadrilátero Lunae Palus .
Pionero de Marte
El módulo de aterrizaje Pathfinder registró la variación del ciclo de temperatura diurno. Fue más frío justo antes del amanecer, alrededor de -78 °C (-108 °F; 195 K), y más cálido justo después del mediodía de Marte, 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. [331]
Otras observaciones fueron consistentes con la presencia de agua en el pasado. Algunas de las rocas en el sitio Mars Pathfinder se apoyaron unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se sospecha que en el pasado las fuertes inundaciones empujaron las rocas hasta alejarlas de la corriente. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haber sido arrojados a un arroyo. Partes del suelo tienen costras, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. [332] Había evidencia de nubes y tal vez niebla. [332]
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. [333] 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 tierra contiene aproximadamente 500 gramos (18 oz) de agua helada. Pero cerca del ecuador, sólo hay entre un 2% y un 10% de agua en el suelo. [334] Los científicos creen que gran parte de esta agua también está encerrada en la estructura química de minerales, como la arcilla y los sulfatos . [335] [336] Aunque la superficie superior contiene un pequeño porcentaje de agua químicamente unida, el hielo se encuentra solo unos metros más profundo, como se ha demostrado en Arabia Terra , el cuadrilátero Amazonis y el cuadrilátero Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua. . [337] El orbitador también descubrió vastos depósitos de hielo de agua a granel cerca de la superficie de las regiones ecuatoriales. [201] La evidencia de hidratación ecuatorial es tanto morfológica como compositiva y se observa tanto en la formación Medusae Fossae como en Tharsis Montes . [201] 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. [338]
Los instrumentos a bordo del 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). [339]
Miles de imágenes enviadas por el orbitador Odyssey también respaldan la idea de que Marte alguna vez tuvo grandes cantidades de agua fluyendo por su superficie. Algunas imágenes muestran patrones de valles ramificados; otros muestran capas que pueden haberse formado debajo de los lagos; incluso se han identificado deltas de ríos y lagos. [48] [340]
Durante muchos años los investigadores sospecharon que los glaciares existen bajo una capa de rocas aislantes. [41] [57] [58] El relleno de valle alineado es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de rocas. Se encuentran en el suelo de algunos canales. Sus superficies tienen materiales con crestas y ranuras que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos alineados en el suelo pueden estar relacionados con plataformas de escombros lobulados , que, según ha demostrado el 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. [341] [342] Este hallazgo fue predicho por teorías y datos orbitales anteriores, [343] y fue medido desde la órbita por los instrumentos Mars Odyssey. [334] El 19 de junio de 2008, la NASA anunció que grupos de material brillante del tamaño de un dado en la trinchera "Dodo-Ricitos de Oro", excavada por el brazo robótico, se habían vaporizado en el transcurso de cuatro días, lo que indica claramente que los grupos brillantes eran compuesto de hielo de agua que se sublima tras la exposición. Un modelo reciente de transferencia radiativa ha demostrado que este hielo de agua era nieve con un tamaño de grano de ~350 µm con un 0,015 % de polvo. [344] Aunque el CO 2 ( hielo seco ) también se sublima en las condiciones presentes, lo haría a un ritmo mucho más rápido de lo observado. [345] El 31 de julio de 2008, la NASA anunció que Phoenix confirmó además la presencia de hielo de agua en su 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). [346] No puede existir agua líquida estable en la superficie de Marte con su baja presión atmosférica y temperatura actuales (hierve), excepto en las elevaciones más bajas durante períodos cortos. [195] [196] [341] [347]
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 derritieron hielo sobre el vehículo. [348] Las fotografías mostraron que el aterrizaje había dejado manchas de material pegadas a los puntales del aterrizaje. [348] Las manchas se expandieron a un ritmo consistente con la delicuescencia , 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 . [348] [349] Otros investigadores sugirieron que las manchas podrían ser "grumos de escarcha". [350] [351] [352] En 2015 se confirmó que el perclorato desempeña un papel en la formación de líneas de pendiente recurrentes en barrancos empinados . [7] [353]
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 (6 pies 7 pulgadas - 9 pies 10 pulgadas) de diámetro, delimitados por canales de 20 a 50 centímetros ( 7,9–19,7 pulgadas) de profundidad. Estas formas se deben a que el hielo del suelo se expande y contrae debido a cambios importantes de temperatura. El microscopio mostró que el suelo encima de los polígonos está compuesto de partículas redondeadas y planas, probablemente un tipo de arcilla. [354] Hay hielo a unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos y, a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas (200 mm) de profundidad. [347]
Se observó nieve cayendo de los cirros. Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera de alrededor de -65 °C (-85 °F; 208 K), por lo que tendrían que estar compuestas de hielo de agua, en lugar de hielo de dióxido de carbono (CO 2 o hielo seco). hielo), porque la temperatura para formar 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 se habría acumulado hielo de agua (nieve) más adelante en el año en este lugar. [355] 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). ). Entonces, en esta región la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelación (0 °C (32 °F; 273 K)) del agua. [356]
Rovers de exploración de Marte
Primer plano de un afloramiento rocoso.Capas de roca delgadas, no todas paralelas entre sí.Esférulas de hematita .Esférulas parcialmente incrustadas .
Los vehículos de exploración de Marte , Spirit y Opportunity, encontraron una gran cantidad de evidencia de agua en el pasado en Marte. El rover Spirit aterrizó en lo que se pensaba que era el lecho de un gran lago. El lecho del lago estaba cubierto de coladas de lava, por lo que inicialmente fue difícil detectar evidencia de agua pasada. El 5 de marzo de 2004, la NASA anunció que Spirit había encontrado indicios de la historia del agua en Marte en una roca denominada "Humphrey". [357]
Mientras el Spirit viajaba en reversa en diciembre de 2007, arrastrando una rueda atascada detrás, la rueda raspó la capa superior de tierra, descubriendo una mancha de tierra blanca rica en sílice . Los científicos creen que debe haberse producido de dos maneras. [358] Uno: depósitos de aguas termales producidos cuando el agua disolvió 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 de las rocas las despojaba de sus componentes minerales, dejando atrás la sílice. [359] El rover Spirit también encontró evidencia de agua en las colinas Columbia del cráter Gusev. En el grupo de rocas Clovis el espectrómetro Mössbauer (MB) detectó goethita , [360] que se forma sólo en presencia de agua, [361] [362] [363] hierro en forma oxidada Fe 3+ , [364] carbonato - rocas ricas, lo que significa que algunas regiones del planeta alguna vez albergaron agua. [365] [366]
El rover Opportunity fue dirigido a un sitio que había mostrado grandes cantidades de hematita desde la órbita. La hematita suele formarse a partir del agua. De hecho, el rover encontró rocas en capas y concreciones de hematita parecidas al mármol o al arándano . En otra parte de su recorrido, 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 aguas subterráneas poco profundas. [164] En sus años de operación continua, Opportunity envió evidencia de que esta área en Marte estuvo empapada en agua líquida en el pasado. [367] [368]
Los rovers MER encontraron evidencia de antiguos ambientes húmedos que eran muy ácidos. De hecho, el Opportunity encontró evidencia de ácido sulfúrico , una sustancia química perjudicial para la vida. [42] [43] [369] [370] Pero el 17 de mayo de 2013, la NASA anunció que Opportunity encontró depósitos de arcilla que normalmente se forman en ambientes húmedos que tienen una acidez casi 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 vidas pasadas, porque las aguas termales pueden preservar evidencia de formas de vida durante mucho tiempo. La ubicación es el cuadrilátero de Oxia Palus .
El instrumento HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter ha tomado muchas imágenes que sugieren fuertemente que Marte ha tenido una rica historia de procesos relacionados con el agua. Un descubrimiento importante fue el hallazgo de evidencia de antiguas fuentes termales . Si han albergado vida microbiana, pueden contener firmas biológicas . [371] Una investigación publicada en enero de 2010 describió pruebas sólidas de precipitaciones sostenidas en el área alrededor de Valles Marineris . [135] [136] Los tipos de minerales que existen están asociados con el agua. Además, la alta densidad de pequeños canales ramificados indica una gran cantidad de precipitaciones.
Se ha descubierto que las rocas en Marte se presentan con frecuencia como capas, llamadas estratos, en muchos lugares diferentes. [372] Las capas se forman de diversas formas, incluidos los volcanes, el viento o el agua. [373] Las rocas de tonos claros en Marte se han asociado con minerales hidratados como sulfatos y arcilla. [374]
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. [265] [375] [376]
Se cree que el manto de hielo bajo la superficie poco profunda 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 a 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. [198] El vapor de agua se condensa en las partículas y 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 polvo, que aísla el hielo restante. [310]
En 2008, una investigación con el Shallow Radar del Mars Reconnaissance Orbiter proporcionó pruebas sólidas de que las plataformas de escombros lobulados (LDA) 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 desde la parte superior y la base de los LDA, lo que significa que el hielo de agua pura constituía la mayor parte de la formación. [41] El descubrimiento de hielo de agua en LDA demuestra que el agua se encuentra en latitudes aún más bajas. [252]
Una investigación publicada en septiembre de 2009 demostró que algunos cráteres nuevos en Marte muestran hielo de agua pura expuesto. [377] Después de un tiempo, el hielo desaparece y se evapora en la atmósfera. El hielo tiene sólo unos pocos metros de profundidad. El hielo fue confirmado con el espectrómetro de imágenes compacto (CRISM) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter. [378] 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; [264] ) que cubre la mayoría de las laderas orientadas a los polos en las latitudes medias mediante análisis espectral de Imágenes HiRISE. [379]
Informes de colaboración adicionales publicados en 2019 evaluaron la cantidad de hielo de agua ubicado en el polo norte. Un informe utilizó datos de las sondas SHARAD (sonda SHAllow RADar) del MRO . SHARAD tiene la capacidad de escanear hasta aproximadamente 2 kilómetros (1,2 millas) 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 entre un 60% y un 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, cuando se produjo el calentamiento global, el hielo de agua no descongelado quedó cubierto por 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 1,5 metros (4,9 pies). de agua. [380] 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. [381]
Muchas características que se parecen a los pingos de la Tierra se encontraron en Utopia Planitia (~35-50° N; ~80-115° E) al examinar fotografías de HiRISE. Los pingos contienen un núcleo de hielo. [382]
Muy temprano en su misión en curso, el rover Curiosity de la NASA descubrió sedimentos fluviales inequívocos en Marte. Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugirieron un antiguo flujo vigoroso en el lecho de un arroyo, con un flujo entre los tobillos y la cintura. Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de abanicos aluviales que desciende de la pared del cráter, que había sido previamente identificado desde la órbita. [144] [145] [146]
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 erosionados de los volcanes hawaianos . La muestra utilizada está compuesta de polvo distribuido por tormentas de polvo globales y arena fina local. Hasta ahora, los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de que los depósitos en el cráter Gale registran una transición en el tiempo de un ambiente húmedo a seco. [383]
El 26 de septiembre de 2013, los científicos de la NASA informaron que el rover Mars Curiosity detectó abundante agua químicamente ligada (1,5 a 3 por ciento en peso) en muestras de suelo en la región Rocknest de Aeolis Palus en el cráter Gale . [389] [390] [391] [392] [393] [394] Además, la NASA informó que el rover encontró dos tipos de suelo principales: un tipo máfico de grano fino y un tipo félsico de grano grueso derivado localmente . [391] [393] [395] El tipo máfico, similar a otros suelos marcianos y polvo marciano , se asoció con la hidratación de las fases amorfas del suelo. [395] Además, se encontraron percloratos , cuya presencia puede dificultar la detección de moléculas orgánicas relacionadas con la vida , en el lugar de aterrizaje del rover Curiosity (y anteriormente en el sitio más polar del módulo de aterrizaje Phoenix ), lo que sugiere una "distribución global de estos sales". [394] La NASA también informó que la roca Jake M , una roca encontrada por Curiosity en el camino a Glenelg , era una mugearita y muy similar a las rocas de mugearita terrestres. [396]
El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó haber detectado un aumento inusual, y luego una disminución, de 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, según estudios de la proporción de deuterio a hidrógeno , se descubrió que gran parte del agua del cráter Gale en Marte se había perdido en la antigüedad, antes de que se formara el lecho del lago en el cráter; después se siguieron perdiendo grandes cantidades de agua. [397] [398] [399]
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 películas de agua salada líquida se forman 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. [6] [400]
El 8 de octubre de 2015, la NASA confirmó que existían lagos y arroyos en el cráter Gale hace entre 3.300 y 3.800 millones de años, aportando sedimentos para formar las capas inferiores del Monte Sharp . [401] [402]
El 4 de noviembre de 2018, los geólogos presentaron pruebas, basadas en estudios realizados en el cráter Gale por el rover Curiosity , de que había mucha agua en el Marte primitivo . [403] [404]
Marte expreso
El Mars Express Orbiter , lanzado por la Agencia Espacial Europea , ha estado mapeando la superficie de Marte y utilizando equipos de radar para buscar evidencia de agua bajo la superficie. Entre 2012 y 2015, el Orbiter 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 cima del lago se encuentra a 1,5 kilómetros (0,93 millas) bajo la superficie del planeta; Se desconoce hasta qué punto se extiende el agua líquida. [405] [406]
Rover Zhurong
La nave Zhurong de China aterrizó en Marte en el área llamada Utopía Planitia el 14 de mayo de 2021. Sus seis instrumentos científicos, incluidas dos cámaras panorámicas, un radar de penetración terrestre y un detector de campo magnético. Zhurong usó un láser para destruir rocas y estudiar sus composiciones. [407]
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 edad amazónica del lugar de aterrizaje. La duricrust se produjo por el derretimiento del hielo subterráneo o por el aumento del agua subterránea. [408] [409]
Al observar las dunas en el lugar de aterrizaje de Zhurong, los investigadores encontraron 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 los casquetes polares del norte de Marte. Se sugirió que estos eventos ocurrieron cuando cambió la inclinación rotacional del planeta. [410]
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enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con el agua en Marte.
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Agua en Marte - James Secosky - Convención virtual de la Mars Society 2021: indica dónde estaba el agua y dónde está el hielo hoy en Marte (34 minutos)
NASA - Curiosity Rover encuentra evidencia de un lecho de arroyo antiguo - septiembre de 2012 Archivado el 9 de octubre de 2021 en Wayback Machine
Video (02:01) – Agua corriente líquida descubierta en Marte – Agosto de 2011
Vídeo (04:32) – Evidencia: agua fluyó "vigorosamente" en Marte – Septiembre de 2012
Vídeo (03:56) – Medición del antiguo océano de Marte – marzo de 2015
- Jeffrey Plaut - Hielo subsuperficial - 21.ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte-2018
Chris McKay: resultados de la misión Phoenix a Marte y sitios analógicos en la Tierra
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Mapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica elevaciones relativas , basadas en 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 kilómetros ); seguido de rosas y rojos (+8 a +3 kilómetros ); el amarillo es0 kilómetros ; Los verdes y los azules son elevaciones más bajas (hasta−8 kilómetros ). Los ejes son latitud y longitud ; Se observan las regiones polares .
![Vista cercana de la pared de la depresión triangular, vista por las capas de HiRISE que son visibles en la pared. Estas capas 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".[262][cita completa necesaria]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/1280px-50345_1230icelayersangular.jpg)
