En el verano de 1965, las primeras imágenes de primer plano de Marte mostraban un desierto lleno de cráteres sin señales de agua. [1] [2] [3] Sin embargo, a lo largo de las décadas, a medida que se obtuvieron imágenes de más partes del planeta con mejores cámaras en satélites más sofisticados, Marte mostró evidencia de valles de ríos pasados, lagos y hielo presente en glaciares y en el suelo. [4] Se descubrió que el clima de Marte muestra grandes cambios a lo largo del tiempo geológico porque su eje no está estabilizado por una luna grande, como lo está el de la Tierra. [5] [6] [7] Además, algunos investigadores sostienen que el agua líquida superficial podría haber existido durante períodos de tiempo debido a efectos geotérmicos, composición química o impactos de asteroides. [8] [9][10] [11] [12] [13] Este artículo describe algunos de los lugares que podrían haber albergado grandes lagos.
Descripción general
Además de ver características que eran signos de agua superficial pasada, los investigadores encontraron otros tipos de evidencia de agua pasada. Los minerales detectados en muchos lugares necesitaban agua para formarse. [14] [15] [16] [17] [18] Un instrumento en el orbitador Mars Odyssey de 2001 trazó un mapa de la distribución del agua en la superficie poco profunda. [19] [20] [21] Cuando el módulo de aterrizaje Phoenix disparó sus retrocohetes para aterrizar en el extremo norte, el hielo quedó expuesto. [22] [23]
Cuando el agua entra en una gran masa de agua, como un lago, se puede formar un delta. Muchos cráteres y otras depresiones en Marte muestran deltas que se parecen a los de la Tierra. Además, si un lago se encuentra en una depresión, los canales que ingresan a él se detendrán a la misma altitud. Tal disposición es visible alrededor de lugares en Marte que supuestamente contenían grandes masas de agua, incluso alrededor de un posible océano en el norte.
La formación de lagos en el pasado ha sido sospechada por varios investigadores durante bastante tiempo. [24] [25] [26] Un estudio encontró 205 posibles lagos de cuenca cerrada en cráteres de Marte. Las cuencas tienen un valle de entrada que corta el borde del cráter y desemboca en la cuenca, pero no tienen un valle de salida visible. El volumen total de las cuencas equivale a una profundidad de 1,2 metros repartidos uniformemente sobre la superficie marciana. Sin embargo, esta cantidad es una pequeña fracción de las reservas actuales de hielo de agua en Marte. [27] Otro estudio encontró 210 lagos de cuenca abierta. Eran lagos con entrada y salida; por lo tanto, el agua debe haber entrado en la palangana y haber alcanzado la altura de la salida. Algunos de estos lagos tenían volúmenes similares a los del mar Caspio , el mar Negro y el lago Baikal de la Tierra . [28] Un estudio presentado en la Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria de 2018 encontró 64 paleolagos en la región noroeste de Hellas. El equipo sugirió que estos lagos se formaron a partir de un océano que ocupaba la cuenca de Hellas y las tierras bajas del sureste. Los datos de CRISM para la región mostraron minerales acuosos como esmectitas de Fe / Mg, cloruro anhidro y probablemente carbonatos. [29] Un equipo de investigadores sugirió un océano de este tipo en 2016. [30] Se encontraron 48 lagos posibles extintos en Arabia Terra . Algunos fueron clasificados como sistemas de cuenca abierta porque mostraban evidencia de un canal de salida. Estos lagos tenían un tamaño de decenas de metros a decenas de kilómetros. Muchos de estos lagos se descubrieron buscando relieves invertidos . [31]
Se cree que algunos lagos en los cráteres de Terra Sabaea se formaron a partir del derretimiento de los glaciares en sus bordes. Los arroyos invertidos se encuentran en el suelo de algunos cráteres. El agua de los glaciares transportó escombros en canales y, en consecuencia, esos escombros quedaron atrás después de que el suelo circundante se erosionó. [32] [33]
En un estudio publicado en 2018, los investigadores encontraron 34 paleolakes y canales asociados en la cuenca noreste de Hellas. Algunos estaban cerca del volcán Hadriacus . Los diques del volcán podrían haber creado sistemas hidrotermales, permitiendo así que el hielo se derrita. Algunos parecían haberse formado a partir de la precipitación, otros a partir del agua subterránea. [34] [35] [36]
Además, algunas cuencas de Marte forman parte de largas cadenas de lagos. [25] El sistema de cadenas de lagos Naktong / Scamander / Mamers Valles tiene aproximadamente 4500 km (2800 millas) de largo, con un área de drenaje similar a la de los ríos Missouri-Mississippi. [37] Otro, el sistema Samara / Himera Vallis, tiene 1800 km de largo. [38] Muchas de las largas cadenas de lagos se encuentran en el cuadrilátero Margaritifer Sinus . [39]
Algunos de los lagos parecen haber tenido un gran volumen en comparación con su área de drenaje; por lo tanto, se cree que parte del agua era subterránea. Otra evidencia es la existencia de material nudoso en los pisos de los lavabos. Estas protuberancias podrían haberse formado cuando grandes cantidades de agua abandonaron el suelo. [40] [41] [42]
En febrero de 2019, un grupo de científicos europeos publicó evidencia geológica de un antiguo sistema de agua subterránea en todo el planeta que probablemente estaba conectado a un océano marciano. [43] [44] [45] [46] El estudio fue de 24 cráteres que no mostraban una entrada o salida; por lo tanto, el agua para el lago habría venido del suelo. Todos los cráteres se ubicaron en el hemisferio norte de Marte. Estos cráteres tenían pisos que se encontraban aproximadamente a 4000 m por debajo del "nivel del mar" marciano (un nivel que, dada la falta de mares del planeta, se define en función de la elevación y la presión atmosférica). Las características en el suelo de estos cráteres solo podrían haberse formado en presencia de agua. Muchos cráteres contienen múltiples características que muestran que el nivel del agua en los cráteres subió y bajó con el tiempo. En algunos cráteres estuvieron presentes deltas y terrazas. [47] En algunos de los suelos de los cráteres se encuentran minerales como varias arcillas y minerales de tonos claros que se forman en el agua. Además, se encuentran capas en algunos de estos cráteres. En conjunto, estas observaciones sugieren fuertemente que el agua estaba presente en estos lugares. [45] Algunos de los cráteres estudiados fueron Pettit, Sagan, Nicholson, Mclaughlin, du Martheray, Tombaugh, Mojave, Curie, Oyama y Wahoo. Parece que si un cráter era lo suficientemente profundo, el agua salía del suelo y producía un lago. [45]
Imágenes de posibles deltas
Posible delta en el cuadrángulo del seno de Margaritifer como lo ve THEMIS.
Probable delta en el cráter Eberswalde que se encuentra al NE del cráter Holden, visto por Mars Global Surveyor. Imagen en cuadrilátero Margaritifer Sinus .
Delta en el cuadrilátero Lunae Palus , visto por THEMIS.
Delta que llena un cráter en el cuadrilátero Lunae Palus , visto por HiRISE.
Delta del cráter Jezero - alteración química por el agua ( alta resolución )
Océano de Marte
La hipótesis del océano de Marte postula que casi un tercio de la superficie de Marte estaba cubierta por un océano de agua líquida al principio de la historia geológica del planeta . [49] [50] Este océano primordial, denominado paleo-océano [48] y Oceanus Borealis, [51] habría llenado la cuenca de Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra de 4 a 5 km (2,5 a 3 millas) por debajo de la elevación planetaria media, hace unos 3.800 millones de años. La evidencia de este océano incluye características geográficas que se asemejan a las costas antiguas y las propiedades químicas del suelo y la atmósfera marcianos. [52] [53] [54] Sin embargo, para que existiera un océano así, el Marte temprano habría requerido una magnetosfera , una atmósfera más densa y un clima más cálido para permitir que el agua líquida permaneciera en la superficie. [55]
Evidencia observacional
Las características mostradas por primera vez por los orbitadores vikingos en 1976 revelaron dos posibles costas antiguas cerca del polo, Arabia y Deuteronilus , cada una de miles de kilómetros de largo. [56] Varias características físicas en la geografía actual de Marte sugieren la existencia pasada de un océano primordial. Las redes de barrancos que se fusionan en canales más grandes implican erosión por un flujo de líquido y se asemejan a los antiguos lechos de los ríos de la Tierra. Enormes canales, de 25 km de ancho y varios cientos de metros de profundidad, parecen haber fluido directamente desde los acuíferos subterráneos en las tierras altas del sur hacia las llanuras del norte. [55] Gran parte del hemisferio norte de Marte se encuentra a una elevación significativamente menor que el resto del planeta (la dicotomía marciana ) y es inusualmente plano. La baja elevación haría que el agua, si existiera, se acumulara allí. Un océano tendería a nivelar el suelo debajo de él.
La aceptación de un vasto océano del norte ha aumentado y disminuido a lo largo de las décadas. A partir de 1998, los científicos Michael Malin y Kenneth Edgett se propusieron investigar, utilizando cámaras a bordo del Mars Global Surveyor con una resolución de cinco a diez veces mejor que las del orbitador Viking , en lugares que probarían las costas propuestas por otros en la investigación científica. literatura. [57] Su análisis no fue concluyente en el mejor de los casos, e informó que la línea de la costa varía en elevación en varios kilómetros, subiendo y bajando de un pico a otro durante miles de millas. [58] Este informe arroja dudas sobre si las características marcan realmente una costa marina desaparecida hace mucho tiempo, y se ha tomado como un argumento en contra de la hipótesis de la costa (y el océano) marcianos.
La investigación publicada en 2009 muestra una densidad de canales de arroyos mucho mayor que la estimada anteriormente. Las regiones de Marte con más valles son comparables a las que se encuentran en la Tierra. El equipo de investigación desarrolló un programa de computadora para identificar valles mediante la búsqueda en datos topográficos de estructuras en forma de U. [59] [60] [61] La gran extensión de las redes de valles encontradas soporta fuertemente la lluvia en el planeta en el pasado. El patrón global de los valles marcianos podría explicarse por un extenso océano del norte. Un gran océano en el hemisferio norte explicaría por qué hay un límite sur para las redes de valles: las regiones más al sur de Marte, más alejadas de la reserva de agua, recibirían poca lluvia y no desarrollarían valles. De manera similar, la falta de lluvia explicaría por qué los valles marcianos se vuelven menos profundos de norte a sur. [62] Un estudio de 2010 de los deltas de los ríos en Marte reveló que diecisiete de ellos se encuentran a la altitud de una línea costera propuesta para un océano marciano. [63] Esto es lo que se esperaría si los deltas estuvieran todos al lado de una gran masa de agua. [64] La investigación publicada en 2012 utilizando datos de MARSIS, un radar a bordo del orbitador Mars Express , apoya la hipótesis de un antiguo gran océano del norte. El instrumento reveló una constante dieléctrica de la superficie similar a la de los depósitos sedimentarios de baja densidad, depósitos masivos de hielo subterráneo o una combinación de ambos. Las medidas no eran como las de una superficie rica en lava. [sesenta y cinco]
En marzo de 2015, los científicos declararon que existe evidencia de un antiguo volumen de agua que podría comprender un océano, probablemente en el hemisferio norte del planeta y aproximadamente del tamaño del Océano Ártico de la Tierra . [66] 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 y se derivó de observaciones telescópicas. Se infirió ocho veces más deuterio en los depósitos polares de Marte que el que existe en la Tierra (VSMOW), lo que sugiere que el antiguo Marte tenía niveles de agua significativamente más altos. El valor atmosférico representativo obtenido de los mapas (7 VSMOW) no se ve afectado por efectos climatológicos como los medidos por rovers localizados, aunque las mediciones telescópicas están dentro del rango del enriquecimiento medido por el rover Curiosity en el cráter Gale de 5-7 VSMOW. [67]
Sistema de cañones de Valles Marineris
Coordenadas | 15 ° 00′S 67 ° 30′W / 15 ° S 67,5 ° W / -15; -67,5 |
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Valles Marineris es el sistema de cañones más grande del Sistema Solar, y mucha evidencia sugiere que todo o parte del sistema de cañones contenía lagos. Está ubicado en el cuadrilátero Coprates . Las paredes de los cañones suelen contener muchas capas. Los suelos de algunos de los cañones contienen grandes depósitos de materiales estratificados. Algunos investigadores piensan que las capas se formaron cuando el agua una vez llenó los cañones. [49] [68] [69] [70] Los depósitos en capas, llamados depósitos en capas interiores (ILD), en varias partes de Valles Marineris, especialmente Candor Chasma y Juventae Chasma , han llevado a muchos investigadores a sospechar que se formaron cuando el conjunto El área era un lago gigante. Sin embargo, se han propuesto muchas otras ideas para intentar explicarlas. [71] El mapeo estructural y geológico de alta resolución en el oeste de Candor Chasma, presentado en marzo de 2015, mostró que los depósitos en el piso de Candor Chasma son sedimentos de relleno de cuencas que se depositaron en un entorno similar a una playa húmeda ; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [72] En las ILD se han encontrado minerales que generalmente requieren agua para su formación, lo que mantiene el agua en el sistema. La Agencia Espacial Europea 's Mars Express encontró evidencia posible para los sulfatos epsomite y kieserita , minerales que se forman en el agua. [73] También se detectó óxido férrico en forma de hematita gris cristalina , que normalmente requiere agua para su formación. [49] [74] [75] Aunque existe mucha controversia acerca de un lago en todo Valles Marineris, se pueden presentar argumentos bastante sólidos para los lagos más pequeños. Se cree que Melas Chasma alguna vez contuvo un lago, ya que es la parte más profunda del sistema Valles Marineris a 11 km (7 millas) debajo de la superficie circundante. Desde aquí hasta los canales de salida hay una pendiente de aproximadamente 0.03 grados hacia las llanuras del norte, lo que significa que si el cañón se llenara de líquido, habría un lago de 1 km de profundidad antes de que el fluido fluyera hacia las llanuras del norte. [76] Melas Chasma es el segmento más ancho del sistema de cañones de Valles Marineris , [77] ubicado al este de Ius Chasma a 9,8 ° S, 283,6 ° E en el cuadrilátero Coprates . Atraviesa depósitos en capas que se cree que son sedimentos de un antiguo lago que resultó de la escorrentía de las redes de valles hacia el oeste. [78] El apoyo de abundante agua pasada en Melas Chasma proviene del descubrimiento por MRO de sulfatos hidratados que necesitan agua para su formación. [79] Además, en un estudio de 2015 del suroeste de Melas Chasma, utilizando imágenes de alta resolución, conjuntos de datos topográficos y espectrales, se encontraron once accidentes geográficos en forma de abanico. Estos fanáticos se suman a la creciente evidencia de que Melas Chasma alguna vez sostuvo un lago que fluctuaba en nivel. [80] [81] Un lago podría haberse formado en la parte suroeste de Melas Chasma a partir de la escorrentía de las redes de valles locales. [82] [83]
Los científicos describieron una fuerte evidencia de un lago en la parte oriental de Valles Marineris, especialmente en Coprates Chasma . Habría tenido una profundidad promedio de sólo 842 m, mucho menos profunda que la profundidad de 5 a 10 km de partes de Valles Marineris. Aún así, su volumen de 110.000 km 3 sería comparable al del Mar Caspio de la Tierra . La principal evidencia de un lago de este tipo es la presencia de bancos al nivel que los modelos muestran es donde debería estar el nivel del lago. Además, el punto bajo en Eos Chasma donde se espera que el agua se desborde está marcado por características fluviales. Las características parecen como si el flujo se uniera en un área pequeña y causara una erosión significativa. [84] [85]
Capas en la pared del cañón en Coprates, vistas por Mars Global Surveyor , bajo el Programa de focalización pública del MOC .
Cuenca Hellas
El cuadrilátero Hellas contiene parte de la Cuenca Hellas , el mayor cráter de impacto conocido en la superficie de Marte y el segundo más grande del Sistema Solar. La profundidad del cráter es 7152 m [86] (23 000 pies) por debajo del datum topográfico estándar de Marte. La cuenca se encuentra en las tierras altas del sur de Marte y se cree que se formó hace unos 3.900 millones de años, durante el intenso bombardeo tardío. Se cree que existió un gran lago en la cuenca de Hellas a principios de la historia del planeta con una posible profundidad de 5,5 km. [87] [88] Se han descubierto posibles costas. [89] [90] Estas costas son evidentes en bancos alternados y escarpes visibles en las imágenes de ángulo estrecho de la cámara en órbita alrededor de Marte. Un buen ejemplo de capas que se depositaron en Hellas, y luego expuestas por la erosión, es visible en Terby Crater en el borde norte de Hellas. Se solía pensar que Terby Crater contenía un gran delta. [91] Sin embargo, observaciones posteriores han llevado a los investigadores a pensar en la secuencia de capas como parte de un grupo de capas que pueden haberse extendido por toda la isla. No hay ningún valle en el borde norte de Terby lo suficientemente grande como para haber transportado la gran cantidad de sedimentos necesarios para producir las capas. [87] Otras observaciones argumentan en contra de que Terby contenga un delta. Además, los datos del altímetro láser en órbita de Marte (MOLA) muestran que los contactos de estas unidades sedimentarias marcan contornos de elevación constante durante miles de km, y en un caso alrededor de la cuenca. [92]
Es posible que se hayan formado capas en el cráter de Terby cuando la cuenca de Hellas se llenó de agua.
La parte norte del cráter Terby muestra muchas capas, como se ve por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ). Partes de esta imagen se amplían en las siguientes dos imágenes.
La parte norte del cráter Terby muestra muchas capas, como se ve por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
La parte norte del cráter Terby muestra muchas capas, como se ve por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Los canales, que se cree que están formados por agua, ingresan a la cuenca por todos lados. [93] [94] [95] [96]
Dao Vallis comienza cerca de un gran volcán, llamado Hadriaca Patera, por lo que se cree que recibió agua cuando el magma caliente derritió grandes cantidades de hielo en el suelo helado. [97] Las depresiones parcialmente circulares en el lado izquierdo del canal en la imagen adyacente sugieren que la extracción de agua subterránea también contribuyó con agua. [98] La cuenca de drenaje de Hellas puede ser casi una quinta parte del área de todas las llanuras del norte. Un lago en Hellas en el clima de Marte de hoy formaría hielo grueso en la parte superior que finalmente se elimina por sublimación : el hielo se gire directamente del estado sólido al gas, como hielo seco (sólido CO 2 ) hace en la Tierra. [99] Se han encontrado características glaciares ( morrenas terminales , drumlins y eskers ) que pueden haberse formado cuando el agua se congeló. [97] [100] Un lago que llenaba la cuenca de Hellas puede haber durado mucho tiempo, particularmente si hubo algunas fuentes geotérmicas de calor. En consecuencia, la vida microbiana pudo haber tenido tiempo de desarrollarse allí. [87]
Topografía del Área de la Cuenca de Hellas. La profundidad del cráter es 7152 m [101] (23 000 pies) por debajo del datum topográfico estándar de Marte.
Cuenca Hellas con gráfico que muestra la gran profundidad del cráter. Es el cráter más profundo de Marte y tiene la presión superficial más alta: 1155 Pa [102] (11,55 mbar , 0,17 psi o 0,01 atm).
Cráter Gale
Gale es un cráter en Marte cerca de la parte noroeste del cuadrilátero Aeolis . Gale tiene 154 km (96 millas) de diámetro y tiene un pico central, Aeolis Mons (anteriormente llamado informalmente " Monte Sharp " para rendir homenaje al geólogo Robert P. Sharp) que se eleva más alto desde el suelo del cráter que el Monte Rainier sobre Seattle. Una fuerte evidencia sugiere que Gale Crater alguna vez tuvo un gran lago. [103] [104] [105] El 6 de agosto de 2012, el Laboratorio de Ciencias de Marte aterrizó en Aeolis Palus cerca de Aeolis Mons en el cráter Gale . [104] [105] [106] [107] [108] [109] [110]
El 5 de agosto de 2012, el rover del Mars Science Laboratory , Curiosity , aterrizó al pie de una montaña en capas dentro del cráter Gale. A medida que avanzaba la misión, la NASA publicó descubrimientos y conclusiones que detallaban la creciente evidencia de que Gale alguna vez contuvo un gran lago. El 27 de septiembre de 2012, los científicos anunciaron que el Curiosity encontró evidencia de un antiguo lecho de un río que sugería un "flujo vigoroso" de agua en Marte . [111] [112] [113] El 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que el cráter Gale contenía un antiguo lago de agua dulce que podría haber sido un entorno hospitalario para la vida microbiana . [114] [115] Curiosity encontró rocas sedimentarias de grano fino, que representan un antiguo lago que habría sido adecuado para sustentar la vida basándose en la quimiolitoautotrofia. Este ambiente de agua líquida poseía un pH neutro, baja salinidad y hierro y azufre en formas utilizables para ciertos tipos de microorganismos. Se midieron carbono , hidrógeno , oxígeno , azufre , nitrógeno , los elementos esenciales para la vida. El antiguo lago de Gale podría haber durado de cientos a decenas de miles de años. [116]
Los minerales arcillosos (trioctaédricos) que se forman en presencia de agua fueron encontrados por Curiosity en rocas sedimentarias (lutitas) en la bahía de Yellowknife en el cráter Gale. Las muestras de lutitas se llamaron John Klein y Cumberland . Se estima que se formaron más tarde que el período de Noé , lo que significa que el agua puede haber existido allí más tiempo de lo que se pensaba.
El cráter Gale contiene una serie de abanicos aluviales y deltas que proporcionan información sobre los niveles de los lagos en el pasado. Estas formaciones son: Pancake Delta, Western Delta, Farah Vallis delta y Peace Vallis Fan. [117] En una conferencia de prensa el 8 de diciembre de 2014, los científicos de Marte discutieron las observaciones del rover Curiosity que muestran que el Monte Sharp de Marte fue construido por sedimentos depositados en un gran lecho de lago durante decenas de millones de años. Este hallazgo sugiere que el clima del antiguo Marte podría haber producido lagos duraderos en muchos lugares del planeta. Las capas de roca indican que un lago enorme se llenó y se evaporó muchas veces. La evidencia fueron muchos deltas que se apilaron unos sobre otros. [118] [119] [120] [121] [122] [123] [124]
El cráter Gale se considera un lago de cuenca cerrada, ya que los canales conducen a él, pero ninguno sale. [27]
Los minerales llamados arcillas y sulfatos se forman solo en presencia de agua. También pueden conservar signos de vidas pasadas. La historia del agua en Gale, tal como se registra en sus rocas, le está dando a Curiosity muchas pistas para estudiar mientras analiza si Marte alguna vez pudo haber sido un hábitat para microbios. El vendaval es especial porque se pueden observar tanto arcillas como minerales de sulfato, que se formaron en el agua en diferentes condiciones.
Cráter Holden
Planeta | Marte |
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Largo | 366,0 |
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Nombrar | Cauce seco en Rusia. |
Holden es un cráter de 140 km de ancho en el cuadrilátero Margaritifer Sinus . Lleva el nombre de Edward Singleton Holden , un astrónomo estadounidense y fundador de la Sociedad Astronómica del Pacífico . [125] Al igual que otros cráteres de Marte, Holden tiene un canal de salida, Uzboi Vallis , que desemboca en él. Algunas características del cráter, especialmente los depósitos del lago, parecen haber sido creadas por el agua que fluye. [126] El borde del cráter está cortado con barrancos , y al final de algunos barrancos hay depósitos en forma de abanico de material transportado por agua. [126] [127] El cráter es de gran interés para los científicos porque tiene algunos de los depósitos lacustres mejor expuestos. [128] El Mars Reconnaissance Orbiter descubrió que una de las capas contiene arcillas . [79] [126] [129] [130] Las arcillas solo se forman en presencia de agua. Se sospecha que gran cantidad de agua pasó por esta zona; un flujo fue causado por una masa de agua más grande que el lago Huron de la Tierra . Esto sucedió cuando el agua atravesó el borde de un cráter que lo estaba represando. [131] [132] Holden es un cráter antiguo, que contiene numerosos cráteres más pequeños, muchos de los cuales están llenos de sedimentos. De hecho, más de 150 m de sedimentos están expuestos en el cráter Holden, especialmente en la parte suroeste del cráter. La montaña central del cráter también está oscurecida por sedimentos. Gran parte del sedimento probablemente se originó en depósitos de ríos y lagos. [133] El cráter Holden se encuentra en el sistema de flujo de salida de Uzboi-Landon-Morava (ULM) .
Primer plano de los canales en el borde del cráter Holden, visto por THEMIS. La imagen está ubicada en el cuadrilátero Margaritifer Sinus .
Historia geológica del cráter Holden
Los estudios de toda la región alrededor del cráter Holden han dado como resultado la comprensión de una secuencia compleja de eventos que dieron forma al cráter, que incluía dos lagos diferentes. [134] Una gran serie de ríos denominada sistema Uzboi-Ladon-Morava (ULM) drenó agua de la cuenca de Argyre , sitio de un gran lago. [135] [136] [137] Cuando ocurrió un impacto y produjo el cráter Holden, el sistema fue bloqueado por un borde de cráter de casi un kilómetro de altura. Finalmente, el agua del drenaje de las paredes, posiblemente con una contribución de las aguas subterráneas, se recogió para formar el primer lago. [87] [138] [139] Este lago era profundo y duradero. En este lago se depositó el nivel más bajo de rocas sedimentarias. Mucha agua estaba confinada en Uzboi Vallis porque el borde del cráter Holden bloqueaba el flujo. Parte del agua acumulada provino de Nirgal Vallis, que tuvo una descarga de 4800 metros cúbicos por segundo. [140] En cierto punto, el agua almacenada atravesó el borde de Holden y creó un segundo lago de vida más corta de 200 a 250 m de profundidad. [141] El agua con una profundidad de al menos 50 m entró en Holden a una velocidad de 5 a 10 veces la descarga del río Mississippi. [142] [143] [144] [145] [146] Las terrazas y la presencia de grandes rocas (decenas de metros de diámetro) apoyan estas altas tasas de descarga. [87] [143] [147] [148] [149]
Western Elysium Planitia Paleolake
Hay evidencia de un gran lago en Western Elysium; sin embargo, algunos investigadores creen que los grandes flujos de lava pueden explicar el terreno. [87] [150] La cuenca de este supuesto lago tiene un área de más de 150 km 2 y está cubierta de placas fracturadas y crestas sinuosas que parecen bloques de hielo en la Tierra. [151] [152] [153] Ordenado modelados terrestres patrones y erosión en terrenos poligonal en el material rico en hielo apoyo para la región; de ahí un lago. Además, la presencia de islas aerodinámicas, cataratas y sistemas de canales dendríticos sugieren la formación por el agua de un lago. [154] Algunas superficies aquí muestran "conos sin raíces" que son montículos con hoyos. Pueden ser causadas por explosiones de lava con hielo molido cuando la lava fluye sobre un suelo rico en hielo. El hielo se derrite y se convierte en vapor que se expande en una explosión que produce un cono o anillo. Características como estas se encuentran en Islandia, cuando las lavas cubren sustratos saturados de agua. [155] [156] [157] La cuenca occidental de Elysium Planitia puede describirse como una superficie equipotencial casi perfecta porque tiene una pendiente de solo 10 m en una distancia de 500 km, que es casi tan nivelada como el océano de la Tierra. [158] Esta pendiente muy suave se opone a un flujo de lava. [159] En algunos lugares, se ha encontrado que la superficie de flujo se ha reducido en un 50%, lo que se espera si el flujo fuera de agua, pero no si fuera lava. [152] La profundidad máxima del lago se estimó entre 31 y 53 m. [152] El Elysium Paleolake occidental se encuentra en la parte sur del cuadrilátero Elysium , al sur del campo volcánico Elysium y cerca de Cerberus Fossae . Se ha propuesto que el agua de este paleolaco emergió de los abrevaderos de Cerberus Fossae. Se han propuesto varias ideas para explicar el mecanismo exacto, incluida la descarga de agua subterránea y [160] [161] un dique que penetra en una criosfera, [162]
Comederos del grupo Cerberus Fossae, visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Porción de un comedero (fosa) en Elysium , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los comederos son parte del grupo Cerberus Fossae.
Cuenca de Argyre
La cuenca de Argyre fue creada por un impacto gigante que ocurrió 70 millones de años después del impacto de Hellas. [163] Se sospecha que contenía un lago al principio de la historia de Marte. [164] La cuenca de Argyre está en el cuadrilátero de Argyre . Al menos tres valles fluviales (Surius Vallis, Dzigal Vallis y Palacopus Vallis) desembocan en él desde el sur. Después de que el lago Argyre se congeló, el hielo formó eskers que son visibles hoy. [165] [166] Un artículo escrito por 22 investigadores en Ícaro concluyó que el impacto que formó la cuenca de Argyre probablemente golpeó una capa de hielo o una capa gruesa de permafrost . La energía del impacto derritió el hielo y formó un lago gigante que finalmente envió agua al norte. El volumen del lago era igual al del mar Mediterráneo de la Tierra . La parte más profunda del lago pudo haber tardado más de cien mil años en congelarse, pero con la ayuda del calor del impacto, el calentamiento geotérmico y los solutos disueltos, pudo haber tenido agua líquida durante muchos millones de años. La vida pudo haberse desarrollado en este tiempo. Esta región muestra una gran cantidad de evidencia de actividad glacial con características de flujo, de grietas-como fracturas, drumlines , eskers , tarns , Aretes , circos , cuernos , valles en forma de U, y terrazas. Debido a las formas de las sinuosas crestas de Argyre, los autores concluyeron que son eskers . [167]
Mapas MOLA que muestran el contexto geográfico de Argyre.
Mapa de MOLA que muestra los límites de Argyre Planitia y otras regiones
Escena en el cuadrilátero de Argyre con barrancos, abanicos aluviales y huecos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish . A continuación se muestran ampliaciones de partes de esta imagen.
Varios niveles de abanicos aluviales, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las ubicaciones de estos ventiladores se indican en la imagen anterior. Los abanicos se forman con la acción del agua.
Abanico aluvial pequeño y bien formado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación de este ventilador se muestra en una imagen que se muestra arriba. El agua está involucrada en la formación de abanicos.
Lagos en Valles Marineris
A lo largo de los años, se ha sugerido que existían lagos de varios tamaños en el gigante Valles Marineris. [168] [169] [170] [171] Sin embargo, el asunto aún se debate. Gran parte de la discusión se centra en el origen de las estructuras en capas llamadas depósitos en capas interiores (ILD). Están ampliamente distribuidos en el sistema Valles Marineris. Algunas son mesetas y montículos independientes. Los depósitos en capas interiores tienen un espesor de hasta 9 km. [172]
Partes de los pisos de Candor Chasma y Juventae Chasma contienen depósitos en capas interiores. Estas capas pueden haberse formado cuando toda el área era un lago gigante. Sin embargo, se han propuesto muchas otras ideas para explicarlas. [49] El mapeo estructural y geológico de alta resolución en el oeste de Candor Chasma, presentado en marzo de 2015, mostró que los depósitos en el piso del Candor chasma son sedimentos de relleno de cuencas que se depositaron en un entorno de playa húmeda; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [72]
Un problema con la idea de los grandes lagos en Valles Marineris es que no existen fuentes evidentes para la enorme cantidad de agua que se requeriría. Aunque existen muchos canales pequeños en la región, no hay canales importantes. Sin embargo, es posible que haya entrado mucha agua en el sistema a través del suelo. [173] [174] Aunque existe mucha controversia con respecto a un lago que llenó todo el sistema Valles Marineris, existe una buena aceptación sobre lagos más pequeños en el sistema.
Partes de los pisos de Candor Chasma y Juventae Chasma contienen depósitos en capas interiores. Estas capas pueden haberse formado cuando toda el área era un lago gigante. Sin embargo, se han propuesto muchas otras ideas para explicarlas. [87] El mapeo estructural y geológico de alta resolución en el oeste de Candor Chasma, presentado en marzo de 2015, mostró que los depósitos en el piso del Candor chasma son sedimentos de relleno de cuencas que se depositaron en un entorno de playa húmeda; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [72]
Se han descubierto minerales que generalmente se forman en presencia de agua en depósitos de capas interiores; dando así un fuerte apoyo a los lagos. Algunos ILD contienen depósitos de sulfato hidratado . La formación de sulfato implica la presencia de agua. La Agencia Espacial Europea 's Mars Express encontró evidencia posible de los sulfatos epsomita y kieserita . [73] Asimismo, se han encontrado óxidos férricos en forma de hematita gris cristalina que probablemente requirió agua para su formación. [49] [74] [175]
Cráter de Ritchey
El cráter Ritchey es un cráter en el cuadrilátero Coprates . Tiene 79 km de diámetro y recibió su nombre de George W. Ritchey , un astrónomo estadounidense (1864-1945). [176] Existe una fuerte evidencia de que alguna vez fue un lago. [177] [178] Se ha sugerido el cráter Ritchey como lugar de aterrizaje para un Mars Rover. [178] En el cráter se encuentra una secuencia densa de depósitos sedimentarios que incluyen arcilla. [177] [179] Los depósitos de arcilla indican que probablemente hubo agua durante un tiempo. La presencia de características fluviales a lo largo de la pared y el borde del cráter, así como los depósitos aluviales / fluviales, apoyan la idea de que hubo mucha agua presente en algún momento del pasado.
Lado occidental del cráter Ritchey, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Abanico a lo largo de la pared occidental del cráter Ritchey, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Cráter Jezero
Planeta | Marte |
---|---|
Diámetro | 49,0 km (30,4 millas) |
Epónimo | Jezero, que significa "lago" en lenguas eslavas |
Jezero es un cráter en Marte ubicado en 18 ° 51′18 ″ N 77 ° 31′08 ″ E / 18.855 ° N 77.519 ° E / 18,855; 77.519[180] en el cuadrilátero Syrtis Major . El diámetro del cráter es de aproximadamente 49,0 km (30,4 millas). Pensamiento a una vez han sido inundado con agua, el cráter contiene un abanico delta depósito rico en arcillas . [181]
El cráter Jezero, una vez considerado un sitio para el Laboratorio Científico de Marte , es el lugar de aterrizaje del rover Perseverance Mars. [182] Se han detectado minerales arcillosos dentro y alrededor del cráter. [183] [184] [185] El Mars Reconnaissance Orbiter identificó arcillas esmectitas . [186] Las arcillas se forman en presencia de agua, por lo que esta área probablemente alguna vez contuvo agua y quizás vida en la antigüedad. La superficie en algunos lugares está agrietada en patrones poligonales. Tales formas a menudo se forman cuando la arcilla se seca. [180]
Los investigadores describieron en un artículo, publicado en marzo de 2015, cómo existía un antiguo sistema de lagos marcianos en el cráter Jezero. El estudio avanzó la idea de que el agua llenó el cráter al menos dos veces distintas. [183] [187] [188] [189] Hay dos canales en los lados norte y oeste del cráter que probablemente lo abastecieron de agua; Ambos canales tienen depósitos en forma de delta cerca del lugar de aterrizaje donde el sedimento fue transportado por la banda de agua depositada en el lago. [190] Las imágenes muestran capas y meandros. [191] [192]
Un objetivo principal de la misión Mars 2020 es buscar signos de vida antigua . Se espera que una misión posterior pueda devolver muestras de sitios identificados como que probablemente contengan restos de vida. Para bajar la nave de forma segura, se necesita un área circular plana, lisa y de 12 millas (20 km) de ancho. Los geólogos esperan examinar lugares donde alguna vez se acumuló agua. [193] Les gustaría examinar capas de sedimentos .
Lago Eridania
El lago Eridania es un antiguo lago teorizado con una superficie de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros cuadrados. [194] [195] [196] [197] 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 otros lagos marcianos juntos. El mar de Eridania contenía más de 9 veces más agua que todos los Grandes Lagos de América del Norte . [198] [199] [200] Se supuso que la superficie superior del lago estaba a la altura de las redes de valles que rodean el lago; todos terminan en la misma elevación, lo que sugiere que desembocaron en un lago. [201] [202] [203]
Mapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene aproximadamente 530 millas de ancho.
Características alrededor del mar de Eridania etiquetadas
Tres cuencas componen el lago Ariadnes (centrado en 175 E, 35 S), Atlantis (centrado en 182 E, 32 S) y Gorgonum (centrado en 192 E, 37 S). [204] [205] [206] Está ubicado en la fuente del canal de salida de Ma'adim Vallis y se extiende hacia el cuadrilátero de Eridania y el cuadrilátero de Phaethontis . [207] [208] Cuando el lago Eridania se secó a finales de la época de Noé, se dividió en una serie de lagos más pequeños. [87] [209] [210] [211] Dentro de las orillas de este supuesto lago se han encontrado arcillas que requieren agua para su formación. Fueron identificados como Mg / Fe de soporte de filosilicatos y Al-rico filosilicatos , utilizando con datos hiperespectrales de CRISM . [212] Un estudio adicional, publicado en 2016, utilizando OMEGA (espectrómetro de mapeo mineralógico visible e infrarrojo en Mars Express ) y CRISM encontró que una capa de cobertura se encuentra sobre una capa de arcilla rica en Al (probablemente Almectita y / o caolines ). Debajo de esta capa hay una arcilla rica en Fe, llamada esmectita sintronita , y luego una capa de zeolita o sulfato hidratado . También se descubrieron pequeños depósitos de alunita y jarosita . Los minerales arcillosos proporcionan condiciones favorables para la preservación de las huellas de vida marciana del pasado. [205]
Investigaciones posteriores con CRISM encontraron depósitos gruesos, de más de 400 metros de espesor, que contenían los minerales saponita , talco-saponita, mica rica en Fe (por ejemplo, glauconita - nontronita ), Fe- y Mg-serpentina, Mg-Fe-Ca- carbonato y probable sulfuro de Fe . El sulfuro de Fe probablemente se formó en aguas profundas a partir de agua calentada por volcanes . Tal proceso, clasificado como hidrotermal, pudo haber sido un lugar donde comenzó la vida. [213] La saponita, el talco, el talco-saponita, la nontronita, la glauconita y la serpentina son comunes en los fondos marinos de la Tierra. [214] [215] [216] La evidencia más temprana de vida en la Tierra aparece en depósitos del lecho marino que son similares a los encontrados en la cuenca de Eridania. [217] Por lo tanto, las muestras de material de Eridania pueden darnos una idea del entorno de la Tierra primitiva. Se encontraron depósitos de cloruro donde existía una costa. Fueron depositados cuando el agua se evaporó del mar. Se cree que estos depósitos de cloruro son delgados (menos de 30 metros), porque algunos cráteres no muestran el producto químico en sus eyecciones. La eyección de un cráter contiene material de debajo de la superficie, por lo tanto, si los depósitos de cloruro fueran muy profundos, habrían aparecido en la eyección. [218]
Depósitos de cuenca profunda del fondo del mar de Eridania. Las mesas en el suelo están ahí porque estaban protegidas contra la erosión intensa por la capa profunda de agua / hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden provenir de depósitos hidrotermales del fondo marino. La vida puede haberse originado en este mar.
Diagrama que muestra cómo la actividad volcánica puede haber causado la deposición de minerales en el suelo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.
En una conferencia de ciencia planetaria de 2018 en Texas, se presentó un documento que sugería que las aguas profundas del lago de Eridania pueden haber albergado vida antigua. Este ambiente era rico en energía y nutrientes químicos. La evidencia más temprana de vida en la Tierra es similar a este tipo de entorno de aguas profundas. [219]
Cráter de colón
Planeta | Marte |
---|---|
Diámetro | 119 kilometros |
Epónimo | Cristóbal Colón , explorador italiano (1451-1506) |
El cráter Columbus es un cráter en el cuadrilátero de Memnonia , tiene 119 km de diámetro y recibió su nombre de Cristóbal Colón , explorador italiano (1451-1506). [125] [220] La investigación con un espectrómetro de infrarrojo cercano en órbita , que revela los tipos de minerales presentes en función de las longitudes de onda de la luz que absorben, encontró evidencia de capas de arcilla y sulfatos en el cráter Columbus. Esto es exactamente lo que aparecería si un gran lago se hubiera evaporado lentamente. [87] [221] [222] [223] Además, debido a que algunas capas contenían yeso , un sulfato que se forma en agua relativamente dulce, la vida podría haberse formado en el cráter. [224] El instrumento CRISM en el Mars Reconnaissance Orbiter encontró caolinita , sulfatos hidratados incluyendo alunita y posiblemente jarosita . [79] Un estudio adicional concluyó que el yeso , los sulfatos de Mg / Fe polihidratados y monohidratados eran comunes y se encontraron pequeños depósitos de montmorillonita, filosilicatos de Fe / Mg y óxido o hidróxido férrico cristalino. Los espectros de emisión térmica sugieren que algunos minerales se encontraban en el rango de las decenas de por ciento. Estos minerales sugieren que había agua en el cráter. [222] [225] Los científicos están entusiasmados con encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque generalmente se forman en presencia de agua. [226] Los lugares que contienen arcillas y / u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [227] Se encontraron minerales de sulfato por encima de las arcillas ricas en aluminio; esto implica que al principio, cuando se formaron las arcillas, el agua era más neutra y probablemente más fácil de desarrollar para la vida. Los sulfatos se forman generalmente con la presencia de aguas más ácidas. [228]
Capas del cráter Columbus, vistas por HiRISE . Esta imagen en falso color tiene unos 800 pies de ancho. Algunas de las capas contienen minerales hidratados.
Los canales de Navua Valles al noreste de la cuenca Hellas que también pueden haber albergado un gran lago cubierto de hielo en el pasado. [206]
Lago subglacial del casquete polar sur
En 2018, se anunció que se descubrió un lago subglacial debajo de la capa de hielo del polo sur de Marte. El lago fue detectado por el orbitador Mars Express , y tiene 20 km (10 millas) de largo, debajo de ca. 1,5 km (1 milla) de cubierta glacial, con una temperatura del agua estimada en -68 ° C (-90 ° F) y con una salmuera extremadamente salada . [229] [230] [231]
En septiembre de 2020, los científicos confirmaron la existencia de varios grandes lagos de agua salada bajo el hielo en la región polar sur del planeta Marte . Según uno de los investigadores, "Identificamos 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". [232] [233]
Ver también
- Atmósfera de Marte : capa de gases que rodea al planeta Marte
- Composición de Marte - Rama de la geología de Marte
- Evidencia de agua en Marte encontrada por Mars Reconnaissance Orbiter
- Agua líquida extraterrestre : agua en su estado líquido que se encuentra naturalmente fuera de la Tierra.
- Historia geológica de Marte - Evolución física del planeta Marte
- Geología de Marte : estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Marte
- Agua subterránea en Marte : agua contenida en suelo permeable
- Vida en Marte : evaluaciones científicas sobre la habitabilidad microbiana de Marte
- Lista de cráteres en Marte - artículo de la lista de Wikipedia
- Flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas
- Agua en Marte - Estudio del agua pasada y presente en Marte
Referencias
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enlaces externos
- - Lagos, abanicos, deltas y arroyos: restricciones geomórficas ...
- [1] Lagos en Marte - Nathalie Cabrol (conversaciones SETI)
- Hielo marciano - Jim Secosky - 16a Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte