La hipótesis del océano de Marte establece 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 . [2] [3] [4] Este océano primordial, apodado Paleo-Ocean [1] y Oceanus Borealis / oʊ s i ə n ə s b ɒ r i æ l ɪ s / , [5] habría llenado la lavabo Vastitas Borealisen 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, en un período de tiempo de aproximadamente 4,1 a 3,8 mil 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. [6] [7] [8] El Marte temprano habría requerido una atmósfera más densa y un clima más cálido para permitir que el agua líquida permaneciera en la superficie. [9] [10] [11] [12]
Historia de la evidencia observacional
Las características mostradas 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. [13] 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 agente 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 dirigir el flujo de los acuíferos subterráneos en las tierras altas del sur hacia las tierras bajas del norte. [9] [4] Gran parte del hemisferio norte de Marte se encuentra a una altura significativamente menor que el resto del planeta (la dicotomía marciana ) y es inusualmente plano.
Estas observaciones llevaron a varios investigadores a buscar restos de costas más antiguas y plantearon aún más la posibilidad de que existiera un océano de este tipo. [14] En 1987, John E. Brandenburg publicó la hipótesis de un océano primordial de Marte al que denominó Paleo-Océano. [1] La hipótesis del océano es importante porque la existencia de grandes masas de agua líquida en el pasado habría tenido un impacto significativo en el clima marciano antiguo, el potencial de habitabilidad y las implicaciones para la búsqueda de evidencia de vida pasada en Marte .
A partir de 1998, los científicos Michael Malin y Kenneth Edgett se propusieron investigar con cámaras de mayor resolución a bordo del Mars Global Surveyor con una resolución de cinco a diez veces mejor que las de la nave espacial Viking, en lugares que probarían las costas propuestas por otros en la literatura científica. [14] Sus análisis no fueron concluyentes en el mejor de los casos, e informaron que la línea de la costa varía en elevación en varios kilómetros, subiendo y bajando de un pico a otro durante miles de kilómetros. [15] Estas tendencias arrojan dudas sobre si las características realmente marcan una costa marina desaparecida hace mucho tiempo y se han tomado como un argumento en contra de la hipótesis de la costa (y el océano) marcianos.
El altímetro láser Mars Orbiter (MOLA), que determinó con precisión en 1999 la altitud de todas las partes de Marte, descubrió que la línea divisoria de aguas de un océano en Marte cubriría las tres cuartas partes del planeta. [16] La distribución única de los tipos de cráteres por debajo de 2400 m de elevación en Vastitas Borealis se estudió en 2005. Los investigadores sugieren que la erosión involucró cantidades significativas de sublimación , y un océano antiguo en esa ubicación habría abarcado un volumen de 6 x 10 7 km 3 . [17]
En 2007, Taylor Perron y Michael Manga propusieron un modelo geofísico que, después del ajuste de la verdadera desviación polar causada por redistribuciones masivas del vulcanismo, las paleo-costas marcianas propuestas por primera vez en 1987 por John E. Brandenburg, [1] cumplen este criterio. [18] El modelo indica que estas onduladas costas marcianas pueden explicarse por el movimiento del eje de rotación de Marte . Debido a que la fuerza centrífuga hace que los objetos giratorios y los objetos giratorios grandes se abulten en su ecuador ( abultamiento ecuatorial ), el desplazamiento polar podría haber causado que la elevación de la costa se desplace de una manera similar a la observada. [13] [19] [20] Su modelo no intenta explicar qué causó que el eje de rotación de Marte se moviera en relación con la corteza.
La investigación publicada en 2009 muestra una densidad de canales de corrientes mucho mayor de lo que se creía anteriormente. Las regiones de Marte con más valles son comparables a las que se encuentran en la Tierra. En la investigación, el equipo desarrolló un programa de computadora para identificar valles mediante la búsqueda de estructuras en forma de U en los datos topográficos. [21] La gran cantidad de redes de valles apoya fuertemente la lluvia en el planeta en el pasado. El patrón global de los valles marcianos podría explicarse con un gran 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. [22]
Un estudio de 2010 de los deltas en Marte reveló que diecisiete de ellos se encuentran a la altitud de una línea costera propuesta para un océano marciano. [23] Esto es lo que se esperaría si los deltas estuvieran todos al lado de una gran masa de agua. [24] La investigación presentada en una Conferencia Planetaria en Texas sugirió que el complejo de abanicos de Hypanis Valles es un delta con múltiples canales y lóbulos, que se formó en el margen de una gran masa de agua estancada. Ese cuerpo de agua era un océano del norte. Este delta se encuentra en el límite de dicotomía entre las tierras bajas del norte y las tierras altas del sur cerca de Chryse Planitia . [25]
La investigación publicada en 2012 utilizando datos de MARSIS , un radar a bordo del orbitador Mars Express , respalda la hipótesis de un gran océano del norte extinto. 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. [26]
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 . [27] [28] 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. [29] Incluso en 2001, un estudio de la relación entre el hidrógeno molecular y el deuterio en la atmósfera superior de Marte realizado por la nave espacial Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer de la NASA sugirió un abundante suministro de agua en el Marte primordial. [30] Otra evidencia de que Marte tuvo una vez una atmósfera más espesa que haría más probable un océano provino de la nave espacial MAVEN que ha estado haciendo mediciones desde la órbita de Marte. Bruce Jakosky, autor principal de un artículo publicado en Science, declaró que "Hemos determinado que la mayor parte del gas presente en la atmósfera de Marte se ha perdido en el espacio". [31] Esta investigación se basó en dos isótopos diferentes de gas argón. [32] [33]
Aún se desconoce cuánto tiempo estuvo esta masa de agua en forma líquida, considerando la alta eficiencia de efecto invernadero requerida para llevar agua a la fase líquida en Marte a una distancia heliocéntrica de 1.4–1.7 AU. Ahora se cree que los cañones se llenaron de agua y, al final del período de Noé, el océano marciano desapareció y la superficie se congeló durante aproximadamente 450 millones de años. Luego, hace unos 3.200 millones de años, la lava debajo de los cañones calentó el suelo, derritió los materiales helados y produjo vastos sistemas de ríos subterráneos que se extienden por cientos de kilómetros. Esta agua entró en erupción en la superficie ahora seca en inundaciones gigantes. [4]
En mayo de 2016 se publicó nueva evidencia de un vasto océano del norte. Un gran equipo de científicos describió cómo parte de la superficie del cuadrilátero de 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 km de diámetro. El primer tsunami recogió y transportó rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. El retrolavado de la ola formó canales al reorganizar los cantos rodados. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que cayó 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 del tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de un océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos eventos de tsunami. 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 . [34] [35] [36] El impacto que creó el cráter Lomonosov ha sido identificado como una fuente probable de olas de tsunami. [37] [38] [39]
Canales hechos por el retrolavado de tsunamis, como lo ve HiRISE . Los tsunamis probablemente fueron causados por asteroides que chocaron contra el océano.
Cantos rodados que fueron recogidos, transportados y arrojados por tsunamis, como los ve HiRISE. Los cantos rodados tienen el tamaño de un automóvil y una casa.
Promontorio aerodinámico erosionado por el tsunami, visto por HiRISE.
La investigación informada en 2017 encontró que la cantidad de agua necesaria para desarrollar redes de valles, canales de salida y depósitos delta de Marte era mayor que el volumen de un océano marciano. El volumen estimado de un océano en Marte varía de 3 metros a aproximadamente 2 kilómetros GEL ( capa equivalente global ). Esto implica que en Marte había una gran cantidad de agua disponible. [40]
En 2018, un equipo de científicos propuso que los océanos marcianos aparecieron muy temprano, antes o junto con el crecimiento de Tharsis . Debido a esto, la profundidad de los océanos sería solo la mitad de lo que se pensaba. El peso total de Tharsis habría creado cuencas profundas, pero si el océano se produjera antes de que la masa de Tharsis hubiera formado cuencas profundas, se necesitaría mucha menos agua. Además, las costas no serían regulares ya que Tharsis seguiría creciendo y, en consecuencia, cambiaría la profundidad de la cuenca del océano. Cuando los volcanes Tharsis entraron en erupción, agregaron enormes cantidades de gases a la atmósfera que crearon un calentamiento global, lo que permitió que existiera agua líquida. [41] [42] [43]
En julio de 2019, se informó el apoyo a un antiguo océano en Marte que pudo haberse formado por una posible fuente de mega-tsunami resultante del impacto de un meteorito que creó el cráter Lomonosov . [44] [45]
Cuestiones teóricas
Clima marciano primordial
La existencia de agua líquida en la superficie de Marte requiere una atmósfera más cálida y más espesa . La presión atmosférica en la superficie marciana actual solo supera la del punto triple del agua (6,11 hPa) en las elevaciones más bajas; en elevaciones más altas, el agua pura sólo puede existir como sólido o vapor. Las temperaturas medias anuales en la superficie son actualmente inferiores a 210 K (-63 ° C / -82 ° F), significativamente menos de lo que se necesita para mantener el agua líquida. Sin embargo, al principio de su historia, Marte pudo haber tenido condiciones más propicias para retener agua líquida en la superficie.
Marte temprano tenía una atmósfera de dióxido de carbono similar en espesor a la Tierra actual (1000 hPa). [46] A pesar de un Sol temprano débil , el efecto invernadero de una atmósfera espesa de dióxido de carbono, si se refuerza con pequeñas cantidades de metano [47] o los efectos aislantes de las nubes de hielo de dióxido de carbono, [48] habría sido suficiente para calentar el temperatura media de la superficie a un valor por encima del punto de congelación del agua. Desde entonces, la atmósfera se ha reducido por el secuestro en el suelo en forma de carbonatos a través de la meteorización, [46] así como por la pérdida en el espacio por pulverización catódica (una interacción con el viento solar debido a la falta de una magnetosfera marciana fuerte). [49] [50] Un estudio de tormentas de polvo con el Mars Reconnaissance Orbiter sugirió que el 10 por ciento de la pérdida de agua de Marte puede haber sido causado por tormentas de polvo. Se observó que las tormentas de polvo pueden llevar vapor de agua a alturas muy elevadas. La luz ultravioleta del Sol puede romper el agua en un proceso llamado fotodisociación . El hidrógeno de la molécula de agua se escapa al espacio. [51] [52] [53]
La oblicuidad ( inclinación axial ) de Marte varía considerablemente en escalas de tiempo geológicas y tiene un fuerte impacto en las condiciones climáticas planetarias. [54]
Química
La consideración de la química puede proporcionar información adicional sobre las propiedades de Oceanus Borealis. Con una atmósfera marciana de dióxido de carbono predominantemente, uno podría esperar encontrar evidencia extensa de minerales de carbonato en la superficie como remanentes de sedimentación oceánica. Las misiones espaciales a Marte aún no han detectado una gran cantidad de carbonatos. Sin embargo, si los primeros océanos fueran ácidos, no se habrían podido formar carbonatos. [55] La correlación positiva de fósforo, azufre y cloro en el suelo en dos sitios de aterrizaje sugiere mezcla en un gran depósito ácido. [56] Los depósitos de hematites detectados por TES también se han argumentado como evidencia de agua líquida pasada. [57]
Destino del océano
Dada la propuesta de un vasto océano primordial en Marte, el destino del agua requiere una explicación. A medida que el clima marciano se enfrió, la superficie del océano se habría congelado. Una hipótesis establece que parte del océano permanece en un estado congelado enterrado debajo de una fina capa de roca, escombros y polvo en la llanura del norte de Vastitas Borealis . [58] El agua también podría haber sido absorbida por la criosfera subsuperficial [3] o haberse perdido en la atmósfera (por sublimación) y eventualmente en el espacio a través de la pulverización atmosférica. [49]
Explicaciones alternativas
La existencia de un océano marciano primordial sigue siendo controvertida entre los científicos. El Orbitador de Reconocimiento de Marte 's Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRISE) ha descubierto grandes piedras en el sitio del antiguo lecho marino, que debe contener solamente el sedimento fino. [59] Sin embargo, los icebergs podrían haber dejado caer las rocas , un proceso común en la Tierra. [60] [61] Las interpretaciones de algunas características como antiguas costas han sido cuestionadas. [62] [63] [64]
Teorías alternativas para la creación de barrancos superficiales y canales incluyen la erosión eólica, [65] de líquido dióxido de carbono , [9] y el líquido de metano . [57]
La confirmación o refutación de la hipótesis del océano de Marte aguarda evidencia de observación adicional de futuras misiones a Marte .
Ver también
- Agua líquida extraterrestre : agua en su estado líquido que se encuentra naturalmente fuera de la Tierra.
- Lagos en Marte : descripción general de la presencia de lagos en Marte
- Vida en Marte : evaluaciones científicas sobre la habitabilidad microbiana de Marte
- Agua en Marte - Estudio del agua pasada y presente en Marte
Referencias
- ↑ a b c d Brandeburgo, John E. (1987). "El Paleo-Océano de Marte". Simposio MECA en Marte: Evolución de su Clima y Atmósfera . Instituto Lunar y Planetario . págs. 20-22. Código bibliográfico : 1987meca.symp ... 20B .
- ^ Cabrol, N. y E. Grin (eds.). 2010. Lagos en Marte. Elsevier. Nueva York
- ^ a b Clifford, SM; Parker, TJ (2001). "La evolución de la hidrosfera marciana: implicaciones para el destino de un océano primordial y el estado actual de las llanuras del norte" . Ícaro . 154 (1): 40–79. Código Bibliográfico : 2001Icar..154 ... 40C . doi : 10.1006 / icar.2001.6671 . S2CID 13694518 .
- ^ a b c Rodríguez, J. Alexis P .; Kargel, Jeffrey S .; Baker, Victor R .; Gulick, Virginia C .; et al. (8 de septiembre de 2015). "Canales de salida de Marte: ¿Cómo se formaron sus acuíferos de origen y por qué se drenaron tan rápidamente?" . Informes científicos . 5 : 13404. Bibcode : 2015NatSR ... 513404R . doi : 10.1038 / srep13404 . PMC 4562069 . PMID 26346067 .
- ^ Baker, VR; Strom, RG; Gulick, VC; Kargel, JS; Komatsu, G .; Kale, VS (1991). "Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte". Naturaleza . 352 (6336): 589–594. Código Bibliográfico : 1991Natur.352..589B . doi : 10.1038 / 352589a0 . S2CID 4321529 .
- ^ "Marte: el planeta que perdió el valor de un océano de agua" .
- ^ "La NASA encuentra evidencia de un vasto océano antiguo en Marte" .
- ^ Villanueva, G .; Mumma, M .; Novak, R .; Käufl, H .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Smith, M. (2015). "Anomalías isotópicas de agua fuerte en la atmósfera marciana: corriente de sondeo y depósitos antiguos" . Ciencia . 348 (6231): 218–21. Código bibliográfico : 2015Sci ... 348..218V . doi : 10.1126 / science.aaa3630 . PMID 25745065 . S2CID 206633960 .
- ^ a b c Leer, Peter L. y SR Lewis, "El clima marciano revisitado: atmósfera y medio ambiente de un planeta desértico", Praxis, Chichester, Reino Unido, 2004.
- ^ Fairén, AG (2010). "Un Marte frío y húmedo Marte". Ícaro . 208 (1): 165-175. Código Bibliográfico : 2010Icar..208..165F . doi : 10.1016 / j.icarus.2010.01.006 .
- ^ Fairén, AG; et al. (2009). "Estabilidad frente a la congelación de soluciones acuosas en Marte temprano" . Naturaleza . 459 (7245): 401–404. Código Bibliográfico : 2009Natur.459..401F . doi : 10.1038 / nature07978 . PMID 19458717 . S2CID 205216655 .
- ^ Fairén, AG; et al. (2011). "Los fríos océanos glaciares habrían inhibido la sedimentación de filosilicatos en los inicios de Marte". Geociencias de la naturaleza . 4 (10): 667–670. Código Bibliográfico : 2011NatGe ... 4..667F . doi : 10.1038 / ngeo1243 .
- ^ a b Staff (13 de junio de 2007). "Marte probablemente tuvo una vez un océano enorme" . Science Daily . Universidad de California, Berkeley . Consultado el 19 de febrero de 2014 .
- ^ a b Staff (26 de enero de 2001). "La hipótesis del océano de Marte golpea la orilla" . Revista de Astrobiología . Consultado el 19 de febrero de 2004 .
- ^ Malin, MC; Edgett, KS (1999). "Océanos o mares en las tierras bajas del norte de Marte: pruebas de imágenes de alta resolución de las costas propuestas" (PDF) . Geophys. Res. Letón. 26 (19): 3049-3052. Código Bibliográfico : 1999GeoRL..26.3049M . doi : 10.1029 / 1999GL002342 .
- ^ Smith, D. E (1999). "La topografía global de Marte e implicaciones para la evolución de la superficie" . Ciencia . 284 (5419): 1495–1503. Código bibliográfico : 1999Sci ... 284.1495S . doi : 10.1126 / science.284.5419.1495 . PMID 10348732 . S2CID 2978783 .
- ^ Boyce, JM; Mouginis, P .; Garbeil, H. (2005). "Antiguos océanos en las tierras bajas del norte de Marte: evidencia de relaciones de profundidad / diámetro del cráter de impacto" . Revista de Investigación Geofísica . 110 (E03008): 15 págs. Bibcode : 2005JGRE..11003008B . doi : 10.1029 / 2004JE002328 . Consultado el 2 de octubre de 2010 .
- ^ Zuber, Maria T (2007). "Ciencia planetaria: Marte en el punto de inflexión". Naturaleza . 447 (7146): 785–786. Código Bibliográfico : 2007Natur.447..785Z . doi : 10.1038 / 447785a . PMID 17568733 . S2CID 4427572 .
- ^ Perron, J. Taylor; Jerry X. Mitrovica; Michael Manga ; Isamu Matsuyama y Mark A. Richards (14 de junio de 2007). "Evidencia de un antiguo océano marciano en la topografía de costas deformadas". Naturaleza . 447 (7146): 840–843. Código Bibliográfico : 2007Natur.447..840P . doi : 10.1038 / nature05873 . PMID 17568743 . S2CID 4332594 .
- ^ Dunham, Will (13 de junio de 2007). "Evidencia vista respaldando la antigua costa del océano de Marte" . Reuters . Consultado el 19 de febrero de 2014 .
- ^ Staff (26 de noviembre de 2009). "El norte de Marte una vez cubierto por el océano" . Revista de Astrobiología . Consultado el 19 de febrero de 2014 .
- ^ Staff (23 de noviembre de 2009). "Nuevo mapa refuerza el caso del antiguo océano en Marte" . Space.com . Consultado el 19 de febrero de 2014 .
- ^ DiAchille, G; Hynek, B. (2010). "Océano antiguo en Marte apoyado por la distribución global de deltas y valles. Nat". Geociencias de la naturaleza . 3 (7): 459–463. Código Bibliográfico : 2010NatGe ... 3..459D . doi : 10.1038 / ngeo891 .
- ^ DiBiasse; Limaye, A .; Scheingross, J .; Fischer, W .; Cordero, M. (2013). "Depósitos delticistas en Aeolis Dorsa: evidencia sedimentaria de un cuerpo de agua estancado en las llanuras del norte de Marte" (PDF) . Revista de investigación geofísica: planetas . 118 (6): 1285-1302. Código bibliográfico : 2013JGRE..118.1285D . doi : 10.1002 / jgre.20100 .
- ^ Fawdon, P., et al. 2018. DELTA DEL HYPANIS VALLES: EL ÚLTIMO PUESTO DE MAR EN MARTE TEMPRANO. 49a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2018 (Contribución LPI No. 2083). 2839.pdf
- ^ Mouginot, J .; Pommerol, A .; Beck, P .; Kofman, W .; Clifford, S. (2012). "Mapa dieléctrico del hemisferio norte marciano y la naturaleza de los materiales de relleno simples" (PDF) . Cartas de investigación geofísica . 39 (2): L02202. Código bibliográfico : 2012GeoRL..39.2202M . doi : 10.1029 / 2011GL050286 .
- ^ Villanueva GL, Mumma MJ, Novak RE, Käufl HU, Hartogh P., Encrenaz T., Tokunaga A., Khayat A. y Smith MD, Science, publicado en línea el 5 de marzo de 2015 [DOI: 10.1126 / science.aaa3630]
- ^ Villanueva, G., et al. 2015. Anomalías isotópicas de agua fuerte en la atmósfera marciana: sondeo actuales y depósitos antiguos. Science 10 de abril de 2015: Vol. 348, número 6231, págs. 218-221.
- ^ Webster, CR; et al. (2013). "Relaciones de isótopos de H, C y O en CO2 y H2O de la atmósfera marciana". Ciencia . 341 (6): 260–263. Código Bibliográfico : 2013Sci ... 341..260W . doi : 10.1126 / science.1237961 . PMID 23869013 . S2CID 206548962 .
- ^ Krasnopolsky, Vladimir A .; Feldman, Paul D. (2001). "Detección de hidrógeno molecular en la atmósfera de Marte". Ciencia . 294 (5548): 1914–1917. Código Bibliográfico : 2001Sci ... 294.1914K . doi : 10.1126 / science.1065569 . PMID 11729314 . S2CID 25856765 .
- ^ "MAVEN de la NASA revela que la mayor parte de la atmósfera de Marte se perdió en el espacio" . 2017-03-30.
- ^ Jakosky, BM; et al. (2017). "Historia atmosférica de Marte derivada de las mediciones de la atmósfera superior de 38Ar / 36Ar" . Ciencia . 355 (6332): 1408–1410. Código bibliográfico : 2017Sci ... 355.1408J . doi : 10.1126 / science.aai7721 . PMID 28360326 .
- ^ "MAVEN encuentra nueva evidencia de que la mayor parte de la atmósfera marciana se perdió en el espacio | Ciencia planetaria, exploración espacial | Sci-News.com" .
- ^ "La evidencia del antiguo tsunami en Marte revela el potencial de vida - astrobiología" .
- ^ Rodríguez, J .; et al. (2016). "Las olas del tsunami resurgieron extensamente las costas de un océano marciano temprano" (PDF) . Informes científicos . 6 : 25106. Bibcode : 2016NatSR ... 625106R . doi : 10.1038 / srep25106 . PMC 4872529 . PMID 27196957 .versión en Nature
- ^ Universidad de Cornell . "La evidencia de un tsunami antiguo en Marte revela el potencial de vida". ScienceDaily . 19 de mayo de 2016.
- ^ Rincón, P. (26 de marzo de 2017). "Cráter de impacto vinculado a tsunamis marcianos" . BBC News . Consultado el 26 de marzo de 2017 .
- ^ Costard, F .; Séjourné, A .; Kelfoun, K .; Clifford, S .; Lavigne, F .; Di Pietro, I .; Bouley, S. (2017). "Investigación de modelos de tsunamis en Marte" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria XLVIII . The Woodlands, Texas: Instituto Lunar y Planetario . pag. 1171 . Consultado el 26 de marzo de 2017 .
- ^ Costard, F., et al. 2018. FORMACIÓN DEL CRÁTER DE LOMONOSOV DE LAS LLANURAS DEL NORTE DURANTE UN EVENTO DE CRÁTER DE IMPACTO MARINO GENERADOR DE TSUNAMI. 49a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2018 (Contribución LPI No. 2083). 1928.pdf
- ^ Luo, W .; et al. (2017). "Nueva estimación del volumen de la red de valles marcianos consistente con el océano antiguo y el clima cálido y húmedo" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . XLVIII : 15766. Código Bibliográfico : 2017NatCo ... 815766L . doi : 10.1038 / ncomms15766 . PMC 5465386 . PMID 28580943 .
- ↑ Los océanos de Marte se formaron temprano, posiblemente con la ayuda de erupciones volcánicas masivas . Universidad de California, Berkeley. 19 de marzo de 2018.
- ^ Citron, R .; Manga, M .; Hemingway, D. (2018). "Cronometraje de los océanos en Marte a partir de la deformación de la costa" . Naturaleza . 555 (7698): 643–646. doi : 10.1038 / nature26144 . PMID 29555993 . S2CID 4065379 .
- ^ Citro, R., et al. 2018. PRUEBAS DE OCÉANOS MARCIANOS TEMPRANOS POR DEFORMACIÓN DE LÍNEAS DE COSTA DEBIDO A TARSIS. 49a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2018 (Contribución LPI No. 2083). 1244.pdf
- ^ Andrews, Robin George (30 de julio de 2019). "Cuando un mega-tsunami ahogó a Marte, este lugar pudo haber sido la Zona Cero: el cráter de 75 millas de ancho podría ser algo así como un cráter de Chicxulub para el planeta rojo" . The New York Times . Consultado el 31 de julio de 2019 .
- ^ Costard, F .; et al. (26 de junio de 2019). "El evento de impacto del cráter Lomonosov: una posible fuente de mega-tsunami en Marte". Revista de investigación geofísica: planetas . 124 (7): 1840–1851. Código bibliográfico : 2019JGRE..124.1840C . doi : 10.1029 / 2019JE006008 . hdl : 20.500.11937 / 76439 .
- ^ a b Carr, Michael H (1999). "Retención de una atmósfera en Marte temprano" . Revista de Investigación Geofísica . 104 (E9): 21897–21909. Código Bibliográfico : 1999JGR ... 10421897C . doi : 10.1029 / 1999je001048 .
- ^ Squyres, Steven W .; Kasting, James F. (1994). "Marte temprano: ¿Qué tan caliente y qué tan húmedo?". Ciencia . 265 (5173): 744–749. Bibcode : 1994Sci ... 265..744S . doi : 10.1126 / science.265.5173.744 . PMID 11539185 . S2CID 129373066 .
- ^ Olvídese, F .; Pierrehumbert, RT (1997). "Calentamiento de Marte temprano con nubes de dióxido de carbono que dispersan radiación infrarroja". Ciencia . 278 (5341): 1273–1276. Bibcode : 1997Sci ... 278.1273F . CiteSeerX 10.1.1.41.621 . doi : 10.1126 / science.278.5341.1273 . PMID 9360920 .
- ^ a b Kass, DM; Yung, YL (1995). "Pérdida de la atmósfera de Marte debido a la pulverización inducida por el viento solar" . Ciencia . 268 (5211): 697–699. Código Bibliográfico : 1995Sci ... 268..697K . doi : 10.1126 / science.7732377 . PMID 7732377 . S2CID 23604401 .
- ^ Carr, M y J. Head III. 2003. Océanos en Marte: una evaluación de la evidencia observacional y el posible destino. Revista de investigación geofísica: 108. 5042.
- ^ "Las tormentas de polvo masivas están robando a Marte su agua" . 2018-02-07.
- ^ Cielos, N .; et al. (2018). "Escape de hidrógeno de Marte mejorado por convección profunda en tormentas de polvo". Astronomía de la naturaleza . 2 (2): 126-132. Bibcode : 2018NatAs ... 2..126H . doi : 10.1038 / s41550-017-0353-4 . S2CID 134961099 .
- ^ "Tormentas de polvo vinculadas al escape de gas de la atmósfera de Marte" .
- ^ Abe, Yutaka; Numaguti, Atsushi; Komatsu, Goro; Kobayashi, Yoshihide (2005). "Cuatro regímenes climáticos en un planeta terrestre con superficie húmeda: efectos del cambio de oblicuidad e implicaciones para el antiguo Marte". Ícaro . 178 (1): 27–39. Código Bibliográfico : 2005Icar..178 ... 27A . doi : 10.1016 / j.icarus.2005.03.009 .
- ^ Fairen, AG; Fernadez-Remolar, D .; Dohm, JM; Baker, VR; Amils, R. (2004). "Inhibición de la síntesis de carbonatos en océanos ácidos en Marte temprano". Naturaleza . 431 (7007): 423–426. Código Bibliográfico : 2004Natur.431..423F . doi : 10.1038 / nature02911 . PMID 15386004 . S2CID 4416256 .
- ^ Greenwood, James P .; Blake, Ruth E. (2006). "Evidencia de un océano ácido en Marte a partir de la geoquímica del fósforo de suelos y rocas marcianas". Geología . 34 (11): 953–956. Código bibliográfico : 2006Geo .... 34..953G . doi : 10.1130 / g22415a.1 .
- ^ a b Tang, Y .; Chen, Q .; Huang, Y. (2006). "El primer Marte puede haber tenido un océano de metanol". Ícaro . 180 (1): 88–92. Código Bibcode : 2006Icar..180 ... 88T . doi : 10.1016 / j.icarus.2005.09.013 .
- ^ Janhunen, P. (2002). "¿Son las llanuras del norte de Marte un océano helado?" . Revista de Investigación Geofísica . 107 (E11): 5103. Código Bibliográfico : 2002JGRE..107.5103J . doi : 10.1029 / 2000je001478 . S2CID 53529761 .
- ^ Kerr, Richard A (2007). "¿Marte se ve cada vez más seco durante más y más tiempo?". Ciencia . 317 (5845): 1673. doi : 10.1126 / science.317.5845.1673 . PMID 17885108 . S2CID 41739356 .
- ^ Fairén, AG; Davila, AF; Lim, D .; McKay, C. (2010). "Icebergs en Marte temprano" (PDF) . Conferencia de Ciencias de Astrobiología . Consultado el 2 de octubre de 2010 .
- ^ Chol, Charles Q. (1 de octubre de 2010). "Nueva evidencia sugiere icebergs en océanos gélidos en el antiguo Marte" . www.space.com, sitio web Space.Com . Consultado el 2 de octubre de 2010 .
- ^ Carr, MH; Jefe, JW (2002). "Océanos en Marte: una evaluación de la evidencia de observación y posible destino" . Revista de Investigación Geofísica . 108 (E5): 5042. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.5042C . doi : 10.1029 / 2002je001963 . S2CID 16367611 .
- ^ Sholes, SF; Montgomery, RD ; Catling, DC (2019). "Reexamen cuantitativo de alta resolución de una costa oceánica hipotética en Cydonia Mensae en Marte". Revista de investigación geofísica: planetas . 124 (2): 316–336. Código bibliográfico : 2019JGRE..124..316S . doi : 10.1029 / 2018JE005837 .
- ^ Malin, MC; Edgett, KS (1999). "Océanos o mares en las tierras bajas del norte de Marte: pruebas de imágenes de alta resolución de las costas propuestas" . Cartas de investigación geofísica . 26 (19): 3049-3052. Código Bibliográfico : 1999GeoRL..26.3049M . doi : 10.1029 / 1999GL002342 .
- ^ Leovy, CB (1999). "Viento y clima en Marte" . Ciencia . 284 (5422): 1891a. doi : 10.1126 / science.284.5422.1891a .