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 incisos en el terreno de las tierras altas del sur de Marte , y típicamente, aunque no siempre, son de la edad de Noé (aproximadamente cuatro mil millones de años). Los valles individuales suelen tener menos de cinco 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 tanto, sobre la historia climática de Marte . Algunos autores han argumentado que las propiedades de las redes exigen que haya estado activo un ciclo hidrológico en el antiguo Marte, [2] aunque esto sigue siendo polémico. [3] Las objeciones surgen principalmente de resultados repetidos de modelos del paleoclima marciano que sugieren que en Marte nunca han sido posibles temperaturas y presiones suficientemente altas para mantener agua líquida en la superficie. [4]
La llegada de imágenes de muy alta resolución de la superficie procedentes de las cámaras satelitales HiRISE , THEMIS y Context (CTX), así como de los modelos digitales del terreno del Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA), han mejorado drásticamente nuestra comprensión de las redes en la última década.
Los valles de las redes suelen ser estrechos (<0,5 a 4 km) y de 50 a 200 m de profundidad, y ninguno de los valores cambia constantemente a lo largo de su longitud. Su forma de sección transversal tiende a evolucionar desde la forma de V en las cabeceras hasta la forma de U en los tramos inferiores. Los valles individuales forman redes ramificadas interconectadas, típicamente de menos de 200 km de largo y que desembocan en bajas topográficas locales. [1] La forma de los valles tributarios se describe comúnmente como "rechoncha" o un término similar, lo que implica tramos cortos lejos de los arroyos troncales y terminaciones en forma de anfiteatro en sus cabeceras. [1] [5] Muchos autores han descrito la densidad de drenaje de las redes como típicamente mucho más baja de lo que se vería en la Tierra, [6] [7] [8] aunque la medida en que esto puede ser un artefacto de la resolución de la imagen, La degradación del paisaje o el sesgo del observador también se han planteado en la literatura. [1] [2]
Sin embargo, imágenes más recientes también han enfatizado 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 ramificados en una escala menor que un canal de salida puede denominarse red de valles, y probablemente incorpora una gran variedad de procesos de formación geomorfológica . Algunas redes de valles recorren más de 2.000 km a lo largo del paisaje marciano. Algunos pueden cambiar de ancho aguas abajo. Algunos tienen densidades de drenaje que coinciden con algunos valores terrestres. [9] Hay redes de valles más estrechas y menos profundas, pero probablemente sean más raras que sus equivalentes más grandes. [1]
En la mayoría de las redes de valles, procesos eólicos posteriores han depositado sedimentos arrastrados por el viento en el fondo de los valles, oscureciendo la naturaleza del canal que debió haberlos cortado. En la Tierra, un valle es una depresión de fondo plano, a través de la cual migra un canal por el que se transporta el agua descargada. 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 en caso 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 fuertemente concentradas en las tierras altas del sur de Marte, llenas de cráteres. Las llanuras de lava de la época hesperiana del hemisferio norte están, en general, casi en su totalidad sin diseccionar. Sin embargo, hay un número significativo de excepciones a esta generalización; en particular, muchos de los volcanes hesperianos y más jóvenes llevan 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, a escalas más finas que ésta, la distribución de los valles presentes es muy irregular y discontinua. Dentro de las tierras altas, no es inusual encontrar pendientes muy disecadas 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 a 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 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 datar las redes de valles mediante técnicas convencionales de recuento de cráteres es extremadamente difícil (aunque no imposible [11] ). La concentración de los valles en las tierras altas del sur de la época de Noé y su escasez en las llanuras del norte de Hesperia, combinadas circunstancialmente con estimaciones independientes de una disminución de varios órdenes de magnitud en las tasas de erosión global marciana al final de Noé, [12] probablemente indica que la mayoría de las redes fueron cortadas durante este primer intervalo. [1] Sin embargo, los canales en las superficies de Hesperian demuestran inequívocamente que los procesos de formación de valles continuaron al menos en algunos lugares al menos durante parte del tiempo después del Noé. Algunas pruebas del recuento de cráteres incluso sugieren que se pueden haber formado algunas redes de tierras altas en la Amazonía . [11]
Los mecanismos y entornos implicados para la formación de los valles siguen siendo polémicos. En algún momento de la formación de algunas redes se han invocado procesos tan diversos como la glaciación, el desgaste masivo, las fallas y la erosión por CO 2 , el viento y la lava, 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 exclusivamente le permiten fluir miles de kilómetros cuesta abajo en forma de arroyos. [1] Las características de los canales 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 corriente; por ejemplo, canales sinuosos y serpenteantes con cortes de meandros , que tienen internamente consistentes. Geometrías hidráulicas que se corresponden muy de cerca con lo que se esperaría en los canales fluviales de la Tierra. [13] Líneas de evidencia independientes también sugieren la existencia de agua líquida en la superficie o muy cerca de ella en varios momentos de la historia marciana, por ejemplo, evaporitas en Meridiani Planum y alteración acuosa generalizada de rocas en las colinas de Columbia , ambas investigadas por Marte. Rovers de exploración .
Más allá de esto, se han propuesto varios escenarios diferentes para dar cuenta de la forma y distribución tanto en el espacio como en 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. Algunos de ellos se resumen a continuación. También vale la pena enfatizar que, al igual que 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 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 busca describir la formación de las redes de valles sin apelar a condiciones o procesos diferentes a los que ya se sabe que existen hoy en Marte. 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 debajo de ella lo suficientemente bien como para permitir el transporte a larga distancia (y la erosión asociada), de manera 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, cabeceras en forma de anfiteatro, valles de ancho 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 posteriormente en el Hesperio y el Amazonas. [1]
Estos modelos amplían el modelo frío y seco de Marte al imaginar 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 sostenido del agua de algún tipo a largo plazo en el período de Noé, pero no requieren explícitamente que esta agua sea líquida o caiga en forma de precipitación . Esto significa que Marte no tiene por qué 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 geológico mediante una secuencia de sublimación de las filtraciones congeladas, circulación atmosférica del vapor hacia la capa de hielo del polo sur, redeposición de éste sobre la capa, fusión basal bajo el masa de hielo y circulación de aguas subterráneas a escala global. Este mecanismo es atractivo porque requiere pocas conjeturas sobre un clima pasado radicalmente diferente y encaja bien con teorías independientes sobre los orígenes de los canales de salida marcianos en terrenos caóticos como importantes rupturas de acuíferos. Sin embargo, la cabeza hidrostática suministrada por este mecanismo no pudo alimentar los numerosos canales en elevaciones superiores a la base del casquete polar sur. [21]
Un modelo relacionado sugiere que el calor generado localmente podría producir filtración y recarga de aguas subterráneas a escala local, ya sea por vulcanismo intrusivo [22] o calentamiento por impacto. [23] [24] Sin embargo, esta versión lucha por explicar las redes de valles más largas y grandes: si el agua fluye a cientos o miles de kilómetros de distancia 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 los valles de Noé tienen características fuertemente indicativas de un origen de precipitación distribuida: redes ramificadas, valles que comienzan en crestas estrechas, perfiles transversales en forma de V, comportamiento de difusión de las laderas. Por el contrario, utilizando únicamente evidencia geomórfica, 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 el posterior derretimiento del suelo), pero cualquiera de las dos exige 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 erosión de las rocas, los lagos de los cráteres de la edad de Noé y la geología de Noé en los sitios de aterrizaje.
La principal dificultad con este modelo es que las simulaciones del clima marciano tienen dificultades para simular de manera confiable un Noé cálido y húmedo, en gran parte debido a la distancia entre el Sol y Marte en comparación con la Tierra, y al Sol inferido más débil en el sistema solar primitivo. [4] Además, una atmósfera de efecto invernadero de CO 2 -H 2 O para calentar el clima debería haber dejado grandes depósitos de rocas carbonatadas , que no se han encontrado. También existen problemas para mantener dicha atmósfera durante el tiempo suficiente para permitir que se formen los valles, ya que los basaltos no erosionados que prevalecen en Marte deberían formar sumideros de carbono extremadamente efectivos , especialmente si la superficie está húmeda, [25] y los continuos impactos desde el espacio en Marte. La historia temprana debería eliminar rápidamente cualquier atmósfera. [26]
Las soluciones a esta aparente contradicción pueden incluir mecanismos exóticos que no requieren un efecto invernadero sostenido de CO 2 -H 2 O, como el calentamiento episódico debido al vulcanismo o impactos. Otras posibilidades (además de una mala interpretación de la geología y la geomorfología) son defectos en la física o las condiciones límite de los modelos climáticos: un Sol más fuerte de lo que predice la teoría actual, suposiciones defectuosas sobre trazas (pero potentes) gases de efecto invernadero, o fallas en la la parametrización de las nubes de CO 2 . [1]
Sin embargo, es posible que otros gases traza, junto con el CO 2 , hubieran resuelto esta paradoja. Ramírez 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 de valles. Posteriormente se descubrió que este invernadero de CO 2 -H 2 era incluso más eficaz de lo que demostraron originalmente Ramírez et al. (2014), [28] con soluciones calientes posibles a concentraciones de hidrógeno y presiones de CO 2 tan bajas como 1% y 0,55 bar, respectivamente. [29]
