Las redes de valles son redes ramificadas de valles en Marte que superficialmente se parecen a las cuencas de drenaje de los ríos terrestres . [1] Se encuentran principalmente incisas en el terreno de las tierras altas del sur marciano , y típicamente, aunque no siempre, son de la edad de Noé (aproximadamente cuatro mil millones de años). Los valles individuales suelen tener menos de 5 kilómetros de ancho, aunque pueden extenderse hasta cientos o incluso miles de kilómetros a través de la superficie marciana.
La forma, distribución y evolución implícita de las redes de valles son de gran importancia por lo que pueden decirnos sobre la historia del agua líquida en la superficie marciana y, por lo tanto, sobre la historia climática de Marte . Algunos autores han argumentado que las propiedades de las redes exigen que haya existido un ciclo hidrológico activo en el Marte antiguo, [2] aunque esto sigue siendo polémico. [3] Las objeciones surgen principalmente de los resultados repetidos de los modelos del paleoclima marciano que sugieren que nunca ha sido posible en Marte alcanzar temperaturas y presiones lo suficientemente altas como para mantener el agua líquida en la superficie. [4]
La llegada de imágenes de muy alta resolución de la superficie provenientes de las cámaras satelitales HiRISE , THEMIS y Context (CTX), así como de los modelos digitales del terreno del Altímetro Láser Orbital de Marte (MOLA), han mejorado drásticamente nuestra comprensión de las redes en la última década.
Los valles de las redes son típicamente estrechos (<0,5–4 km) y de 50–200 m de profundidad, sin que ninguno de los valores cambie consistentemente a lo largo de sus longitudes. Su forma transversal tiende a evolucionar desde una forma de V en las cabeceras a una forma de U en los tramos inferiores. Los valles individuales forman redes ramificadas interconectadas, típicamente de menos de 200 km de longitud y que drenan en depresiones topográficas locales. [1] La forma de los valles tributarios se describe comúnmente como "rechoncha" o un término similar, lo que implica longitudes cortas lejos de los arroyos principales y terminaciones similares a anfiteatros en sus cabeceras. [1] [5] Muchos autores han descrito la densidad de drenaje de las redes como típicamente mucho menor de lo que se vería en la Tierra, [6] [7] [8] aunque también se ha planteado en la literatura hasta qué punto esto puede ser un artefacto de la resolución de la imagen, la degradación del paisaje o el sesgo del observador. [1] [2]
Sin embargo, imágenes más recientes también han puesto de relieve que el término "red de valles" incorpora una gran variedad de formas de valles diferentes en varias escalas diferentes en diferentes entornos geológicos marcianos. [2] Cualquier sistema de valles ramificado en una escala menor que un canal de salida puede denominarse red de valles, probablemente incorporando una gran variedad de procesos de formación geomorfológicos . Algunas redes de valles se extienden por más de 2000 km a través del paisaje marciano. Algunas pueden cambiar de ancho aguas abajo. Algunas tienen densidades de drenaje que coinciden con algunos valores terrestres. [9] Existen redes de valles más estrechas y menos profundas, pero probablemente sean más raras que sus equivalentes de mayor tamaño. [1]
En la mayoría de las redes de valles, los procesos eólicos posteriores han depositado sedimentos arrastrados por el viento en el fondo de los valles, ocultando la naturaleza del canal que debe haberlos cortado. En la Tierra, un valle es una depresión con un fondo plano, a través del cual migra un canal, que transporta la descarga de agua. Sin embargo, debido a los depósitos posteriores en Marte, en casi todos los casos no está claro si los fondos de los valles contienen estructuras de canales individuales o si están completamente inundados por eventos de flujo. Nanedi Valles es un raro ejemplo en el que se ha identificado un canal, [3] aunque nuevas imágenes de mayor resolución continúan revelando más estructuras de este tipo con el tiempo. [10] Esto explica la preferencia en la literatura por el término "red de valles" en lugar de "red de canales", aunque algunos trabajos tienden a confundir los dos en la interpretación de estas estructuras. [2]
Las redes de valles están muy concentradas en las tierras altas del sur de Marte, llenas de cráteres. Las llanuras de lava de la era Hespérica del hemisferio norte, en general, no están disecadas en su totalidad. Sin embargo, hay un número significativo de excepciones a esta generalización; en particular, muchos de los volcanes de la era Hespérica y más recientes tienen redes, así como varias otras áreas. [1] Estos valles también parecen cualitativamente "más frescos" y menos degradados que los de las tierras altas (por ejemplo, Nanedi Vallis).
Sin embargo, en escalas más finas que ésta, la distribución de los valles, cuando están presentes, es muy irregular y discontinua. Dentro de las tierras altas, no es inusual encontrar pendientes muy disectadas inmediatamente adyacentes a superficies casi totalmente no modificadas, tanto a escala de valle como de cuenca. Los valles también están agrupados regionalmente, con poca disección en el noroeste de Arabia y el suroeste y sureste de Hellas , pero mucho en Terra Cimmeria y justo al sur del ecuador desde 20°E hasta 180°E. También son mucho más prominentes en pendientes más pronunciadas, [2] por ejemplo en los bordes de los cráteres, pero nuevamente pueden estar presentes solo en un lado de dicho borde. [1]
Desafortunadamente, el tamaño generalmente pequeño de las cuencas individuales y la relativa estrechez de sus valles constituyentes significa que la datación de las redes de valles mediante técnicas convencionales de conteo de cráteres es extremadamente difícil (aunque no imposible [11] ). La concentración de los valles en las tierras altas del sur de la era Noéica y su escasez en las llanuras del norte de Hesperia, combinadas circunstancialmente con estimaciones independientes de una disminución de múltiples órdenes de magnitud en las tasas globales de erosión marciana al final del Noéico, [12] probablemente indican que la mayoría de las redes se cortaron durante este intervalo temprano. [1] Sin embargo, los canales en las superficies de Hesperia demuestran inequívocamente que los procesos de formación de valles continuaron al menos en algunas ubicaciones al menos durante parte del tiempo después del Noéico. Algunas evidencias de conteo de cráteres incluso sugieren que algunas redes de tierras altas pueden haberse formado en la Amazonia . [11]
Los mecanismos y los entornos implicados para la formación de los valles siguen siendo controvertidos. Procesos tan diversos como la glaciación, el desgaste de masa, el fallamiento y la erosión por CO 2 , el viento y la lava se han invocado en algún momento de la formación de algunas redes, y pueden desempeñar papeles importantes a nivel local en algunas regiones de Marte. Sin embargo, la mayoría de los autores coinciden en que el agua líquida debe haber desempeñado un papel en la formación de la mayor parte de los valles, en gran medida sobre la base tanto de la conocida distribución generalizada del hielo en Marte como también de las propiedades físicas del agua líquida (por ejemplo, la viscosidad ) que casi de manera única le permiten fluir miles de kilómetros cuesta abajo como arroyos. [1] Las características del canal en lo que se interpretan como deltas erosionados al pie de algunas redes (por ejemplo, en el cráter Eberswalde ) también están asociadas de manera única con la formación por agua que fluye, por ejemplo, canales sinuosos y serpenteantes con cortes de meandros , que tienen geometrías hidráulicas internamente consistentes que corresponden muy de cerca a lo que se esperaría en los canales fluviales de la Tierra. [13] Líneas de evidencia independientes también sugieren la existencia de agua líquida en o muy cerca de la superficie en varios momentos de la historia marciana, por ejemplo, las evaporitas en Meridiani Planum y la alteración acuosa generalizada de las rocas en las colinas de Columbia , ambas investigadas por los Mars Exploration Rovers .
Más allá de esto, se han propuesto varios escenarios diferentes para explicar la forma y la distribución en el espacio y el tiempo de los valles. Cada uno tiene su propio conjunto de implicaciones con respecto al paleoclima de Marte en el momento de la formación de las redes. Algunas de ellas se resumen a continuación. También vale la pena enfatizar que, como en la Tierra, es probable que operen diferentes mecanismos de formación en diferentes momentos y lugares en la superficie de Marte.
En agosto de 2020, los científicos informaron que las redes de valles en las tierras altas del sur de Marte pueden haberse formado principalmente bajo glaciares, no ríos de agua que fluyen libremente, lo que indica que el Marte primitivo era más frío de lo que se pensaba y que probablemente se produjo una glaciación extensa en su pasado. [14] [15] [16]
Este escenario pretende describir la formación de las redes de valles sin apelar a condiciones o procesos diferentes de los que ya se sabe que existen en Marte hoy en día. Los modelos indican que podrían producirse filtraciones de agua subterránea en la superficie incluso en las condiciones modernas, pero se congelarían muy rápidamente. Sin embargo, según esta sugerencia, la capa de hielo podría aislar el agua que fluye por debajo lo suficiente como para permitir el transporte a larga distancia (y la erosión asociada), de forma muy similar a como un tubo de lava aísla la lava fundida en su interior. [17]
Los valles suelen tener muchas características que en la Tierra se asocian comúnmente (aunque no exclusivamente [18] ) con la extracción de agua subterránea , por ejemplo, muros de contención en forma de anfiteatro, ancho de valle constante aguas abajo, pisos planos o en forma de U y paredes empinadas. [19] Sin embargo, sin algún mecanismo de recarga para los supuestos acuíferos que producen esta filtración, es decir, un ciclo hidrológico de algún tipo, es extremadamente improbable que se pueda filtrar suficiente agua para cortar todos los valles formados en el Noé. A pesar de esto, este modelo básico puede seguir siendo útil para comprender los valles más limitados que se formaron más tarde en el Hespériense y el Amazónico. [1]
Estos modelos amplían el modelo de Marte frío y seco al prever mecanismos mediante los cuales los acuíferos subterráneos que proporcionan agua subterránea podrían recargarse en la historia temprana de Marte. Por lo tanto, requieren un ciclo de agua sostenido de algún tipo a largo plazo en el Noéico, pero no requieren explícitamente que esta agua sea líquida o caiga en forma de precipitación . Esto significa que Marte no necesita ser cálido (es decir, por encima del punto de congelación) en su historia temprana, de acuerdo con los modelos climáticos actuales. [4]
Se ha propuesto [20] que los acuíferos podrían recargarse en escalas de tiempo geológicas mediante una secuencia de sublimación de las filtraciones congeladas, circulación atmosférica del vapor hacia el casquete polar sur, redeposición de este sobre el casquete, fusión basal bajo la masa de hielo y circulación de agua subterránea a escala global. Este mecanismo es atractivo ya que requiere pocas conjeturas sobre un clima pasado radicalmente diferente y se ajusta bien a las teorías independientes sobre los orígenes de los canales de salida marcianos en terrenos caóticos como importantes brechas del acuífero. Sin embargo, la carga hidrostática suministrada por este mecanismo no podría alimentar los numerosos canales a elevaciones mayores que la base del casquete polar sur. [21]
Un modelo relacionado sugiere que el calor generado localmente podría producir filtraciones y recarga de agua subterránea a escala local, ya sea por vulcanismo intrusivo [22] o calentamiento por impacto. [23] [24] Sin embargo, esta versión tiene dificultades para explicar las redes de valles más grandes y largas: si el agua fluye a cientos o miles de kilómetros de la fuente de calor, el suelo se congelará nuevamente y la recarga no será posible una vez más. [1]
Muchas de las redes de valles del Noé tienen características que indican claramente su origen por precipitación distribuida: redes ramificadas, valles que comienzan en crestas estrechas, perfiles transversales en forma de V, comportamiento difusional de las laderas. Por el contrario, si se utilizan solo pruebas geomorfológicas, es muy difícil construir un argumento sólido contra el origen por precipitación. [2] La precipitación también proporciona un mecanismo de recarga sencillo para los acuíferos subterráneos, que sin duda existen y son importantes en algunos casos (como en la Tierra). Esta precipitación puede haber ocurrido en forma de lluvia o nieve (con posterior derretimiento en el suelo), pero ambas exigen una atmósfera significativamente más húmeda y, por lo tanto, más cálida y espesa que la que existe actualmente. Un Noé más cálido y húmedo también está respaldado por observaciones independientes de las tasas de meteorización de las rocas, los lagos de cráteres de la era del Noé y la geología del Noé en los sitios de aterrizaje.
La principal dificultad de este modelo es que las simulaciones climáticas marcianas tienen dificultades para simular de manera confiable un Noéico cálido y húmedo, en gran parte debido a la distancia entre el Sol y Marte en comparación con la Tierra, y al Sol más débil inferido en el sistema solar primitivo. [4] Además, una atmósfera de efecto invernadero de CO2 - H2O para calentar el clima debería haber dejado depósitos extensos de rocas carbonatadas , que no se han encontrado. También existen problemas para mantener una atmósfera de este tipo durante el tiempo suficiente para permitir que se formen los valles, ya que los basaltos no meteorizados tan frecuentes en Marte deberían formar sumideros de carbono extremadamente efectivos , especialmente si la superficie está húmeda, [25] y los continuos impactos desde el espacio en la historia temprana de Marte deberían eliminar rápidamente cualquier atmósfera. [26]
Las soluciones a esta aparente contradicción pueden incluir mecanismos exóticos que no requieren un efecto invernadero sostenido de CO2 - H2O , como el calentamiento episódico debido al vulcanismo o a los impactos. Otras posibilidades (aparte de la interpretación errónea de la geología y la geomorfología) son defectos en la física de los modelos climáticos o en las condiciones límite de estos: un Sol más fuerte de lo que predice la teoría actual, suposiciones defectuosas sobre los gases de efecto invernadero traza (pero potentes) o fallas en la parametrización de las nubes de CO2 . [ 1]
Sin embargo, es posible que los gases traza adicionales, junto con el CO 2 , pudieran haber resuelto esta paradoja. Ramirez et al. (2014) [27] habían demostrado que un invernadero de CO 2 -H 2 sería lo suficientemente fuerte como para producir las temperaturas por encima del punto de congelación necesarias para la formación del valle. Posteriormente se ha descubierto que este invernadero de CO 2 -H 2 es incluso más eficaz que lo demostrado originalmente en Ramirez et al. (2014), [28], con soluciones cálidas posibles a concentraciones de hidrógeno y presiones de CO 2 tan bajas como 1% y 0,55 bar, respectivamente. [29]
