Flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas
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Vista reproyectada de los flujos de la estación cálida en el cráter Newton

Se cree que los flujos estacionales en las laderas cálidas de Marte (también llamados líneas de pendiente recurrentes , líneas de pendiente recurrentes y RSL ) [1] [2] son flujos de agua salada que ocurren durante los meses más cálidos de Marte , o alternativamente, granos secos que "fluyen" cuesta abajo de al menos 27 grados.

Los flujos son estrechos (0,5 a 5 metros) y exhiben marcas relativamente oscuras en pendientes empinadas (25 ° a 40 °) , aparecen y crecen gradualmente durante las estaciones cálidas y se desvanecen en las estaciones frías. Se han propuesto salmueras líquidas cerca de la superficie para explicar esta actividad, [3] o interacciones entre sulfatos y sales de cloro que interactúan debajo para producir deslizamientos de tierra. [4]

Visión general

Las investigaciones indican que en el pasado había agua líquida fluyendo en la superficie de Marte , [5] [6] [7] creando grandes áreas similares a los océanos de la Tierra. [8] [9] [10] [11] Sin embargo, la pregunta sigue siendo a dónde se ha ido el agua. [12]

El Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) es una nave espacial multipropósito lanzada en 2005 diseñada para realizar reconocimiento y exploración de Marte desde la órbita. [13] La nave espacial es administrada por el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL). [14] La cámara HiRISE a bordo del MRO está a la vanguardia de los estudios de RSL en curso, ya que ayuda a trazar las características con imágenes de sitios monitoreados de cerca que generalmente se toman cada pocas semanas. [15] El orbitador Mars Odyssey de 2001 ha estado utilizando espectrómetros y una cámara termográfica durante más de 16 años para detectar evidencia de agua pasada o presente.y hielo. [16] [17] No ha detectado ninguno en la RSL. [16] El 5 de octubre de 2015, se informó de posibles RSL en Mount Sharp cerca del rover Curiosity . [2]

Características

La estación cálida fluye en la pendiente del cráter Newton (video-gif)

Las propiedades distintivas de las líneas de pendiente recurrentes (RSL) incluyen un lento crecimiento incremental, formación en pendientes cálidas en estaciones cálidas y desvanecimiento y recurrencia anual, [18] que muestran una fuerte correlación con el calentamiento solar. [18] RSL se extienden por la pendiente de la roca madre aflora a menudo después de pequeños barrancos aproximadamente 0,5 a 5 metros (1 pie 8 en a 16 pies 5 pulgadas) de ancho, con longitudes de hasta cientos de metros, y algunas de las localizaciones mostrar más de 1.000 individuo fluye. [19] [20] Las tasas de avance de RSL son más altas al comienzo de cada temporada, seguidas de un alargamiento mucho más lento. [21]RSL aparecer y alarga en la primavera y el verano meridional tarde de 48 ° S a latitudes 32 ° S que favorecen ecuador-pistas orientadas, que son los tiempos y lugares con temperaturas de la superficie de pico de -23 ° C a 27 ° C . El RSL activo también ocurre en las regiones ecuatoriales (0–15 ° S), más comúnmente en los valles Marineris . [21] [22]

Los investigadores examinaron pistas de marcado de flujo con el Reconocimiento de Marte Orbiter 's CRISM y aunque no hay espectrográfico evidencia de agua real, [19] sales de perclorato el instrumento ha fotografiado directamente pensaron para ser disuelto en salmueras de agua en el subsuelo. [3] Esto puede indicar que el agua se evapora rápidamente al llegar a la superficie, dejando solo las sales. La causa del oscurecimiento y aclaramiento de la superficie es poco conocida: un flujo iniciado por agua salada (salmuera) podría reorganizar los granos o cambiar la rugosidad de la superficie de una manera que oscurezca la apariencia, pero la forma en que las características se aclaran nuevamente cuando las temperaturas bajan es más difícil de explicar. . [14] [23]Sin embargo, en noviembre de 2018, se anunció que CRISM había fabricado algunos píxeles adicionales que representan los minerales alunita, kieserita, serpentina y perclorato. [24] [25] El equipo del instrumento encontró que algunos falsos positivos fueron causados ​​por un paso de filtrado cuando el detector cambia de un área de alta luminosidad a sombras. [24] Según se informa, el 0.05% de los píxeles indicaban perclorato, ahora conocido por este instrumento como una estimación falsa alta. [24] El contenido reducido de sales en las laderas reduce las posibilidades de presencia de salmueras. [25]

Hipótesis

Se han propuesto varias hipótesis diferentes para la formación de RSL. Los cambios de estacionalidad, latitud y brillo indican claramente un material volátil , como el agua o el CO líquido.
2- esta involucrado. Una hipótesis es que el RSL podría formarse por el rápido calentamiento de las heladas nocturnas. [18] Otro propone flujos de dióxido de carbono, pero los entornos en los que ocurren los flujos son demasiado cálidos para la escarcha de dióxido de carbono ( CO
2), y en algunos sitios hace demasiado frío para el agua pura. [18] Otras hipótesis incluyen flujos granulares secos, pero ningún proceso completamente seco puede explicar los flujos estacionales que crecen progresivamente durante semanas y meses. [21] Las avalanchas de cornisa es otra hipótesis. La idea es que el viento acumule nieve o escarcha justo después de la cima de una montaña y luego se convierta en una avalancha después de que se caliente. [1] El derretimiento estacional del hielo poco profundo explicaría las observaciones de RSL, pero sería difícil reponer ese hielo anualmente. [21] Sin embargo, a partir de 2015, las observaciones directas de la deposición estacional de sales solubles sugieren fuertemente que las RSL involucran salmuera (sales hidratadas). [3]

Salmueras

La hipótesis principal implica el flujo de salmueras: agua muy salada. [3] [19] [20] [26] [27] [28] Los depósitos de sal en gran parte de Marte indican que la salmuera era abundante en el pasado de Marte. [14] [23] La salinidad reduce el punto de congelación del agua para mantener un flujo de líquido. El agua menos salina se congelaría a las temperaturas observadas. [14] Datos de infrarrojos térmicos del sistema de imágenes de emisión térmica (THEMIS) a bordo del Mars Odyssey de 2001orbiter, han permitido que las condiciones de temperatura bajo las cuales se formen RSL estén restringidas. Si bien una pequeña cantidad de RSL son visibles a temperaturas por encima del punto de congelación del agua, la mayoría no lo son y muchas aparecen a temperaturas tan bajas como -43 ° C (230 K). Algunos científicos piensan que en estas condiciones frías, una salmuera de sulfato de hierro (III) (Fe 2 (SO 4 ) 3 ) o cloruro de calcio ( CaCl
2) es el modo más probable de formación de RSL. [29] Otro equipo de científicos, utilizando el instrumento CRISM a bordo del MRO, informó que la evidencia de sales hidratadas es más consistente con las características de absorción espectral del perclorato de magnesio (Mg (ClO 4 ) 2 ), cloruro de magnesio (MgCl 2 (H2O) x ) y perclorato de sodio ( NaClO
4). [3] [28]

Los experimentos y cálculos demostraron que las líneas de pendiente recurrentes podrían producirse por la delicuescencia y rehidratación de cloruros hidratados y sales de oxicloro. Sin embargo, en las actuales condiciones atmosféricas marcianas no hay suficiente agua para completar este proceso. [30]

Estas observaciones son lo más cerca que han llegado los científicos a encontrar evidencia de agua líquida en la superficie del planeta en la actualidad. [14] [23] Sin embargo, se ha detectado agua congelada cerca de la superficie en muchas regiones de latitudes medias y altas. Las supuestas gotas de salmuera también aparecieron en los puntales del Phoenix Mars Lander en 2008. [31]

Fuente de agua

Véase también: Agua en Marte y Agua subterránea en Marte

Los flujos de salmuera líquida cerca de la superficie podrían explicar esta actividad, pero no se comprenden la fuente exacta del agua y el mecanismo detrás de su movimiento. [32] [33] Una hipótesis propone que el agua necesaria podría originarse en las oscilaciones estacionales del agua adsorbida cerca de la superficie proporcionada por la atmósfera ; los percloratos y otras sales que se sabe que están presentes en la superficie pueden atraer y retener moléculas de agua del entorno circundante ( sales higroscópicas ), [21]pero la sequedad del aire marciano es un desafío. El vapor de agua debe ser atrapado de manera eficiente en áreas muy pequeñas, y la variación estacional en la abundancia de vapor de agua de la columna atmosférica no coincide con la actividad de RSL en lugares activos. [18] [21]

Puede existir agua subterránea más profunda y podría alcanzar la superficie en manantiales o filtraciones, [34] [35] pero esto no puede explicar la amplia distribución de RSL, que se extiende desde la parte superior de las crestas y los picos. [21] Además, hay RSL aparente en dunas ecuatoriales compuestas de arena permeable, que es poco probable que sea una fuente de agua subterránea. [21]

Un análisis de datos cercanos al subsuelo del espectrómetro de neutrones Mars Odyssey reveló que los sitios RSL no contienen más agua que la que se encuentra en cualquier otro lugar en latitudes similares. Los autores concluyeron que los RSL no son abastecidos por grandes acuíferos salobres cercanos a la superficie. Aún es posible con estos datos que el vapor de agua provenga de hielo profundamente enterrado, de la atmósfera o de pequeños acuíferos profundamente enterrados. [dieciséis]

Flujos de arena seca

El flujo granular seco se propuso desde las primeras observaciones de RSL, pero esta interpretación se descartó debido a la estacionalidad del proceso. La primera propuesta de activación estacional en un contexto seco se publicó en marzo de 2017 utilizando un efecto de bomba Knudsen. [36] Los autores demostraron que las RSL se detuvieron en un ángulo de 28 ° en el cráter Garni, de acuerdo con una avalancha granular seca. Además, los autores señalaron varias limitaciones de la hipótesis húmeda, como el hecho de que la detección de agua era solo indirecta (detección de sal pero no de agua). Esta teoría hizo retroceder la teoría del flujo seco. La investigación publicada en noviembre de 2017 concluye que las observaciones se explican mejor mediante procesos de flujo seco, [37] [38] [39]y comentar que no hay evidencia espectrográfica real para el agua. [38] [19] Su investigación muestra que el RSL existe solo en pendientes de más de 27 grados, lo suficiente para que los granos secos desciendan como lo hacen en las caras de las dunas activas. [37] El RSL no fluye en pendientes de menos de 27 grados, lo cual es incompatible con los modelos para el agua. [38] Un informe de 2016 también arrojó dudas sobre las posibles fuentes de agua subterránea en los sitios de RSL, [40]pero el nuevo artículo de investigación reconoció que las sales hidratadas podrían extraer algo de humedad de la atmósfera y los cambios estacionales en la hidratación de los granos que contienen sal podrían resultar en algún mecanismo desencadenante para los flujos de granos de RSL, como la expansión, contracción o liberación de algo de agua, que cambiar la cohesión de los granos y hacer que caigan o "fluyan" hacia abajo. [37] Además, los datos del espectrómetro de neutrones del Mars Odysseyorbiter obtenido durante una década, se publicó en diciembre de 2017 y no muestra evidencia de agua (regolito hidrogenado) en los sitios activos, por lo que sus autores también apoyan las hipótesis de delicuescencia del vapor de agua atmosférico de corta duración o flujos granulares secos. Sin embargo, la huella de este instrumento (~ 100 km) es mucho mayor que las RSL (~ 100 m). [dieciséis]

Habitabilidad y protección planetaria

Estas características se forman en las laderas que dan al sol en épocas del año en que las temperaturas locales superan el punto de fusión del hielo. Las rayas crecen en primavera, se ensanchan a fines del verano y luego se desvanecen en otoño. Dado que estas características podrían involucrar agua de alguna forma, y ​​aunque esta agua podría estar demasiado fría o demasiado salada para la vida, las áreas correspondientes se tratan actualmente como potencialmente habitables. Por lo tanto, se clasifican en las recomendaciones de protección planetaria como "Regiones Inciertas, para ser tratadas como Regiones Especiales " (es decir, una región en la superficie de Marte donde la vida de la Tierra podría sobrevivir potencialmente). [41]

Si bien la hipótesis de los flujos húmedos ha perdido algo de terreno desde 2015, [24] [25] [37] [38] estas regiones todavía se encuentran entre los sitios candidatos más favorecidos para sustentar las bacterias de la Tierra traídas por módulos de aterrizaje contaminados. Algunas líneas de pendiente recurrentes están al alcance del rover Curiosity, pero las reglas de protección planetaria han impedido una exploración cercana por parte del rover. [2] [42] Esto ha llevado a un debate sobre si estas reglas deberían ser relajadas. [43] [44]

Líneas de pendiente recurrentes cerca del ecuador

  • Imagen del disco de Marte tomada por Viking. La flecha muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes en las siguientes imágenes de HiRISE.

  • Mapa etiquetado de características cercanas a Coprates Chasma. La flecha muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes en las siguientes imágenes de HiRISE.

  • Amplia vista de parte de Valles Marineris, vista por HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes que se amplían en la siguiente imagen.

  • Vista cercana en color de las líneas de pendiente recurrentes, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas señalan algunas de las líneas de pendiente recurrentes. Es posible que el abanico se haya formado por líneas de pendientes recurrentes pasadas.

  • Las líneas de pendiente recurrentes se alargan cuando las pendientes son más cálidas. Cerca del ecuador, el LSR se alarga en las laderas del norte en el verano del norte y en las laderas del sur en el verano del sur.

Galería

  • Hielo (blanco), sal (rojo) y flujos de estación cálida (azul) en Marte

  • Flujos oscuros en el cráter Newton que se extienden durante el verano (video-gif).

  • La estación cálida fluye por la pendiente en el cráter Horowitz (video-gif).

  • Flujos estacionales en Coprates Chasma en Valles Marineris .

Ver también

  • Clima de Marte
  • Evolución del agua en Marte y la Tierra
  • Geología de Marte
  • Barrancos en Marte
  • Vida en Marte
  • Hipótesis del océano de Marte
  • Canales de salida
  • Protección planetaria
  • Agua en Marte

Referencias

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enlaces externos

  • Galería de imágenes de la NASA sobre flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas.
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