Se cree que los flujos estacionales en las laderas cálidas marcianas (también llamados líneas de pendiente recurrentes , líneas de pendiente recurrentes y RSL ) [1] [2] son flujos de agua salada que ocurren durante los meses más cálidos de Marte o, alternativamente, granos secos que "fluyen" pendiente abajo de al menos 27 grados.
Los flujos son estrechos (0,5 a 5 metros) y presentan marcas relativamente oscuras en pendientes pronunciadas (25° a 40°) , aparecen y crecen gradualmente durante las estaciones cálidas y se desvanecen en las estaciones frías. Se ha propuesto que las salmueras líquidas cerca de la superficie explican esta actividad [3] , o las interacciones entre sulfatos y sales de cloro que interactúan bajo tierra para producir deslizamientos de tierra. [4]
Las investigaciones indican que en el pasado hubo agua líquida fluyendo sobre la superficie de Marte , [5] [6] [7] creando grandes áreas similares a los océanos de la Tierra. [8] [9] [10] [11] Sin embargo, la pregunta sigue siendo a dónde ha ido el agua. [12]
El Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) es una nave espacial multipropósito lanzada en 2005 diseñada para realizar reconocimiento y exploración de Marte desde la órbita. [13] La nave espacial está administrada por el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL). [14] La cámara HiRISE a bordo del MRO está a la vanguardia de los estudios en curso de RSL, ya que ayuda a trazar las características con imágenes de sitios monitoreados de cerca que generalmente se toman cada pocas semanas. [15] El orbitador Mars Odyssey 2001 ha estado utilizando espectrómetros y una cámara termográfica durante más de 16 años para detectar evidencia de agua y hielo pasados o presentes. [16] [17] No ha detectado ninguno en el RSL. [16] El 5 de octubre de 2015, se informó de posibles RSL en el monte Sharp cerca del rover Curiosity . [2]
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Las propiedades distintivas de las líneas de pendiente recurrentes (RSL) incluyen un crecimiento incremental lento, formación en pendientes cálidas en estaciones cálidas y desvanecimiento y recurrencia anuales, [18] mostrando una fuerte correlación con el calentamiento solar. [18] Las RSL se extienden pendiente abajo desde afloramientos de roca madre a menudo siguiendo pequeños barrancos de aproximadamente 0,5 a 5 metros (1 pie 8 pulgadas a 16 pies 5 pulgadas) de ancho, con longitudes de hasta cientos de metros, y algunas de las ubicaciones muestran más de 1000 flujos individuales. [19] [20] Las tasas de avance de las RSL son más altas al comienzo de cada estación, seguidas de un alargamiento mucho más lento. [21] Las RSL aparecen y se alargan a fines de la primavera y el verano del sur desde latitudes de 48°S a 32°S que favorecen las laderas orientadas al ecuador, que son momentos y lugares con temperaturas superficiales máximas de −23 °C a 27 °C . Las RSL activas también se presentan en regiones ecuatoriales (0–15°S), más comúnmente en las depresiones de Valles Marineris . [21] [22]
Los investigadores examinaron las laderas marcadas por el flujo con el CRISM del Mars Reconnaissance Orbiter y, aunque no hay evidencia espectrográfica de agua real, [19] el instrumento ha obtenido imágenes directas de sales de perclorato que se cree que están disueltas en salmueras de agua en el subsuelo. [3] Esto puede indicar que el agua se evapora rápidamente al llegar a la superficie, dejando solo las sales. La causa del oscurecimiento y aclaramiento de la superficie es poco conocida: un flujo iniciado por agua salada (salmuera) podría reorganizar los granos o cambiar la rugosidad de la superficie de una manera que oscurezca la apariencia, pero la forma en que las características se iluminan nuevamente cuando bajan las temperaturas es más difícil de explicar. [14] [23] Sin embargo, en noviembre de 2018, se anunció que CRISM había fabricado algunos píxeles adicionales que representan los minerales alunita, kieserita, serpentina y perclorato. [24] [25] El equipo del instrumento descubrió que algunos falsos positivos eran causados por un paso de filtrado cuando el detector cambia de un área de alta luminosidad a sombras. [24] Según se informa, el 0,05% de los píxeles indicaban perclorato, lo que ahora se sabe que es una estimación alta falsa según este instrumento. [24] El contenido reducido de sales en las pendientes reduce las posibilidades de presencia de salmueras. [25]
Se han propuesto varias hipótesis diferentes para la formación de RSL. La estacionalidad, la distribución de latitudes y los cambios de brillo indican claramente que se trata de un material volátil , como agua o CO líquido.
2—está involucrado. Una hipótesis es que la RSL podría formarse por el calentamiento rápido de la escarcha nocturna [18] de acuerdo con los resultados experimentales. [26] Otra propone flujos de dióxido de carbono, pero los entornos en los que ocurren los flujos son demasiado cálidos para la escarcha de dióxido de carbono ( CO
2), y en algunos sitios hace demasiado frío para el agua pura. [18] Otras hipótesis incluyen flujos granulares secos, pero ningún proceso completamente seco puede explicar los flujos estacionales que crecen progresivamente durante semanas y meses. [21] Las avalanchas de cornisa son otra hipótesis. La idea es que el viento recoge nieve o escarcha justo después de la cima de una montaña y luego esto se convierte en una avalancha después de que se calienta. El derretimiento estacional del hielo superficial explicaría las observaciones de RSL, pero sería difícil reponer dicho hielo anualmente. [21] Sin embargo, a partir de 2015, las observaciones directas de la deposición estacional de sales solubles sugieren firmemente que RSL involucra salmuera (sales hidratadas). [3]
La hipótesis principal implica el flujo de salmueras (agua muy salada). [3] [19] [20] [27] [ 28] [29] Los depósitos de sal sobre gran parte de Marte indican que la salmuera era abundante en el pasado de Marte. [14] [23] La salinidad reduce el punto de congelación del agua para sostener un flujo líquido. El agua menos salina se congelaría a las temperaturas observadas. [14] Los datos infrarrojos térmicos del Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS) a bordo del orbitador Mars Odyssey 2001 han permitido restringir las condiciones de temperatura bajo las cuales se forman las RSL. Si bien una pequeña cantidad de RSL son visibles a temperaturas superiores al punto de congelación del agua, la mayoría no lo son, y muchas aparecen a temperaturas tan bajas como −43 °C (230 K). Algunos científicos creen que en estas condiciones frías, una salmuera de sulfato de hierro (III) (Fe 2 (SO 4 ) 3 ) o cloruro de calcio ( CaCl
2) es el modo más probable de formación de RSL. [30] Otro equipo de científicos, utilizando el instrumento CRISM a bordo del MRO, informó que la evidencia de sales hidratadas es más consistente con las características de absorción espectral del perclorato de magnesio (Mg(ClO 4 ) 2 ), cloruro de magnesio (MgCl 2 (H 2 O) x ) y perclorato de sodio ( NaClO
4). [3] [29]
Experimentos y cálculos demostraron que las líneas de pendiente recurrentes podrían producirse mediante la deliquescencia y rehidratación de cloruros hidratados y sales de oxicloro. Sin embargo, en las condiciones atmosféricas actuales de Marte no hay suficiente agua para completar este proceso. [31]
Estas observaciones son lo más cerca que los científicos han llegado de encontrar evidencia de agua líquida en la superficie del planeta hasta el momento. [14] [23] Sin embargo, se ha detectado agua congelada cerca de la superficie en muchas regiones de latitudes medias y altas. Supuestas gotitas de salmuera también aparecieron en los puntales de la sonda Phoenix Mars Lander en 2008. [32]
Los flujos de salmuera líquida cerca de la superficie podrían explicar esta actividad, pero no se entiende la fuente exacta del agua ni el mecanismo detrás de su movimiento. [33] [34] Una hipótesis propone que el agua necesaria podría tener su origen en las oscilaciones estacionales del agua adsorbida cerca de la superficie proporcionada por la atmósfera ; los percloratos y otras sales que se sabe que están presentes en la superficie son capaces de atraer y retener moléculas de agua del entorno circundante ( sales higroscópicas ), [21] pero la sequedad del aire marciano es un desafío. El vapor de agua debe atraparse de manera eficiente en áreas muy pequeñas, y la variación estacional en la abundancia de vapor de agua en la columna atmosférica no coincide con la actividad de RSL en ubicaciones activas. [18] [21]
Es posible que existan aguas subterráneas más profundas y que puedan llegar a la superficie en manantiales o filtraciones, [35] [36] pero esto no puede explicar la amplia distribución de RSL, que se extiende desde las cimas de las crestas y los picos. [21] Además, hay RSL aparentes en dunas ecuatoriales compuestas de arena permeable, lo que es poco probable que sea una fuente de agua subterránea. [21]
Un análisis de los datos del subsuelo obtenidos con el espectrómetro de neutrones Mars Odyssey reveló que los yacimientos de RSL no contienen más agua que la que se encuentra en cualquier otro lugar en latitudes similares. Los autores concluyeron que los RSL no se abastecen de grandes acuíferos salobres cercanos a la superficie. Con estos datos, sigue siendo posible que el vapor de agua provenga de hielo enterrado a gran profundidad, de la atmósfera o de pequeños acuíferos enterrados a gran profundidad. [16]
El flujo granular seco se propuso desde las primeras observaciones de RSL, pero esta interpretación fue descartada debido a la estacionalidad del proceso. La primera propuesta de un desencadenamiento estacional en un contexto seco se publicó en marzo de 2017 utilizando un efecto de bomba de Knudsen. [37] Los autores demostraron que los RSL se detuvieron en un ángulo de 28° en el cráter Garni, de acuerdo con la avalancha granular seca. Además, los autores señalaron varias limitaciones de la hipótesis húmeda, como el hecho de que la detección de agua fue solo indirecta (detección de sal pero no de agua). Esta teoría hizo retroceder la teoría del flujo seco. La investigación publicada en noviembre de 2017 concluye que las observaciones se explican mejor por los procesos de flujo seco, [38] [39] [40] y remarca que no hay evidencia espectrográfica real de agua. [39] [19] Su investigación muestra que los RSL existen solo en pendientes más empinadas que 27 grados, suficiente para que los granos secos desciendan como lo hacen en las caras de las dunas activas. [38] Las RSL no fluyen hacia pendientes menos profundas que 27 grados, lo que es inconsistente con los modelos para el agua. [39] Un informe de 2016 también puso en duda las posibles fuentes de agua subterránea en los sitios RSL, [41] pero el nuevo artículo de investigación reconoció que las sales hidratadas podrían extraer algo de humedad de la atmósfera y los cambios estacionales en la hidratación de los granos que contienen sal podrían resultar en algún mecanismo desencadenante para los flujos de granos RSL, como la expansión, contracción o liberación de algo de agua, que cambiaría la cohesión de los granos y haría que cayeran o "fluyeran" pendiente abajo. [38] Además, los datos del espectrómetro de neutrones del orbitador Mars Odyssey obtenidos durante una década, se publicaron en diciembre de 2017 y no muestran evidencia de agua (regolito hidrogenado) en los sitios activos, por lo que sus autores también apoyan las hipótesis de deliquescencia de vapor de agua atmosférico de corta duración o flujos granulares secos. Sin embargo, la huella de este instrumento (~100 km) es mucho mayor que la de los RSL (~100 m). [16]
Estas formaciones se forman en las laderas orientadas hacia el Sol en épocas del año en las que las temperaturas locales superan el punto de fusión del hielo. Las vetas crecen en primavera, se ensanchan a finales del verano y luego desaparecen en otoño. Dado que estas formaciones podrían contener agua en alguna forma, y aunque esta agua podría ser demasiado fría o demasiado salada para la vida, las áreas correspondientes se consideran actualmente como potencialmente habitables. Por ello, en las recomendaciones de protección planetaria se las clasifica como "regiones inciertas, que deben tratarse como regiones especiales " (es decir, una región en la superficie de Marte donde la vida en la Tierra podría sobrevivir potencialmente). [42]
Aunque la hipótesis de los flujos húmedos ha perdido algo de terreno desde 2015, [24] [25] [38] [39] estas regiones siguen estando entre los sitios candidatos más favorecidos para albergar bacterias terrestres traídas por módulos de aterrizaje contaminados. Algunas líneas de pendiente recurrentes están al alcance del rover Curiosity , pero las reglas de protección planetaria han impedido que el rover las explore de cerca. [2] [43] Esto ha dado lugar a cierto debate sobre si estas reglas deberían flexibilizarse. [44] [45]
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