Redes de valles están diversificando las redes de valles en Marte que se asemejan superficialmente terrestres río cuencas de drenaje . [1] Se encuentran principalmente incisos en el terreno de las tierras altas del sur de Marte , y son típicamente, aunque no siempre, de la edad de Noé (aproximadamente cuatro mil millones de años). Los valles individuales suelen tener menos de 5 kilómetros de ancho, aunque pueden extenderse hasta cientos o incluso miles de kilómetros a través de la superficie marciana.
La forma, distribución y evolución implícita de las redes de valles son de gran importancia por lo que pueden decirnos sobre la historia del agua líquida en la superficie marciana y, por tanto, la historia climática de Marte . Algunos autores han argumentado que las propiedades de las redes exigen que un ciclo hidrológico haya estado activo en el antiguo Marte, [2] aunque esto sigue siendo controvertido. [3] Las objeciones surgen principalmente de resultados repetidos de modelos de paleoclima marciano que sugieren que las temperaturas y presiones suficientemente altas para mantener el agua líquida en la superficie nunca han sido posibles en Marte. [4]
La llegada de imágenes de muy alta resolución de la superficie de las cámaras satelitales HiRISE , THEMIS y Context (CTX), así como los modelos digitales del terreno del altímetro láser orbital de Marte (MOLA), han mejorado drásticamente nuestra comprensión de las redes en la última década.
Formulario
Los valles de las redes suelen ser estrechos (<0,5 a 4 km) y de 50 a 200 m de profundidad, y ninguno de los valores cambia constantemente a lo largo de su longitud. Su forma de sección transversal tiende a evolucionar desde la forma de V en las cabeceras hasta la forma de U en los tramos inferiores. Los valles individuales forman redes de ramificación interconectadas, típicamente de menos de 200 km de largo y desembocando en mínimos topográficos locales. [1] La forma de los valles tributarios se describe comúnmente como "rechonchos" o un término similar, lo que implica distancias cortas lejos de los arroyos troncales y terminaciones en forma de anfiteatro en sus cabezas. [1] [5] Muchos autores han descrito la densidad de drenaje de las redes como típicamente mucho más baja de lo que se vería en la Tierra, [6] [7] [8] aunque la medida en que esto puede ser un artefacto de la resolución de la imagen, La degradación del paisaje o el sesgo del observador también se han planteado en la literatura. [1] [2]
Sin embargo, las imágenes más recientes también han enfatizado que el término "red de valles" incorpora una gran variedad de diferentes formas de valles a través de varias escalas diferentes en diferentes escenarios geológicos marcianos. [2] Cualquier sistema de valles ramificados en una escala más pequeña que un canal de flujo de salida puede denominarse una red de valles, probablemente incorporando una gran variedad de procesos de formación geomorfológicos . Algunas redes de valles se extienden por más de 2000 km a través del paisaje marciano. Algunos pueden cambiar el ancho corriente abajo. Algunos tienen densidades de drenaje que coinciden con algunos valores terrestres. [9] Existen redes de valles más estrechas y menos profundas, pero probablemente son más raras que sus equivalentes más grandes. [1]
En la mayoría de las redes de valles, procesos eólicos posteriores han depositado sedimentos arrastrados por el viento en el fondo de los valles, oscureciendo la naturaleza del canal que debió haberlos cortado. En la Tierra, un valle es una depresión con piso plano, a través del cual migra un canal, que lleva la descarga de agua. Sin embargo, debido a los depósitos posteriores en Marte, en casi todos los casos no está claro si los fondos de los valles contienen estructuras de canales individuales o si están completamente inundados por eventos de flujo. Nanedi Valles es un raro ejemplo en el que se ha identificado un canal, [3] aunque nuevas imágenes de mayor resolución continúan revelando más estructuras de este tipo con el tiempo. [10] Esto explica la preferencia en la literatura por el término "red de valles" en lugar de "red de canales", aunque algunos trabajos tienden a confundir los dos en la interpretación de estas estructuras. [2]
Distribución y edad
Las redes de valles están fuertemente concentradas en las tierras altas del sur de Marte, llenas de cráteres. Las llanuras de lava de la edad de Hesperia del hemisferio norte están, en general, casi en su totalidad sin seccionar. Sin embargo, hay un número significativo de excepciones a esta generalización, en particular, muchos de los volcanes Hesperianos y más jóvenes llevan redes, así como varias otras áreas. [1] Estos valles también aparecen cualitativamente más "frescos" y menos degradados que los de las tierras altas (por ejemplo, Nanedi Vallis).
Sin embargo, a escalas más finas que esta, la distribución de los valles donde están presentes es muy irregular y discontinua. Dentro de las tierras altas, no es inusual encontrar laderas muy disecadas inmediatamente adyacentes a superficies casi enteramente sin modificar, tanto en el valle como en las escalas de captación. Los valles también están agrupados regionalmente, con poca disección en el noroeste de Arabia y el suroeste y sureste de Hellas , pero mucho en Terra Cimmeria y justo al sur del ecuador de 20 ° E a 180 ° E. También son mucho más prominentes en pendientes más pronunciadas, [2] por ejemplo, en los bordes de los cráteres, pero nuevamente pueden estar presentes solo en un lado de dicho borde. [1]
Desafortunadamente, el tamaño generalmente pequeño de las cuencas individuales y la relativa estrechez de sus valles constituyentes significa que la datación de las redes de valles mediante técnicas convencionales de conteo de cráteres es extremadamente difícil (aunque no imposible [11] ). La concentración de los valles en las tierras altas del sur de la edad de Noé y su escasez en las llanuras del norte de Hesperia, combinado circunstancialmente con estimaciones independientes de una disminución de varios órdenes de magnitud en las tasas globales de erosión marciana al final del Noé, [12] probablemente indica que la mayoría de las redes se cortaron durante este primer intervalo. [1] Sin embargo, los canales en las superficies de Hesperian demuestran inequívocamente que los procesos de formación de valles continuaron al menos en algunos lugares al menos parte del tiempo después del Noé. Alguna evidencia de recuento de cráteres incluso sugiere que algunas redes de tierras altas pueden haberse formado en la Amazonía . [11]
Formación e implicaciones para la historia del clima marciano
Los mecanismos y entornos implícitos para la formación de los valles siguen siendo polémicos. Procesos tan diversos como glaciación, pérdida de masa, fallas y erosión por CO2, viento y lava se han invocado en algún momento de la formación de algunas redes y pueden desempeñar un papel importante a nivel local en algunas regiones de Marte. Sin embargo, la mayoría de los autores están de acuerdo en que el agua líquida debe haber jugado un papel en la formación de la mayor parte de los valles, en gran parte sobre la base tanto de la conocida distribución generalizada de hielo en Marte como de las propiedades físicas del agua líquida (por ejemplo, la viscosidad ) que Permitir que fluya casi exclusivamente miles de kilómetros cuesta abajo como arroyos. [1] Las características del canal en lo que se interpretan como deltas erosionados al pie de algunas redes (p. Ej., En el cráter Eberswalde ) también están asociadas de manera única con la formación por el flujo de agua, por ejemplo, canales serpenteantes y sinuosos con cortes de meandro , que tienen consistencia interna geometrías hidráulicas que corresponden muy de cerca a lo que se esperaría en los canales fluviales de la Tierra. [13] Líneas independientes de evidencia también sugieren la existencia de agua líquida en o muy cerca de la superficie en varios momentos de la historia marciana, por ejemplo, evaporitas en Meridiani Planum y alteración acuosa generalizada de rocas en las Colinas de Columbia , ambas investigadas por Marte. Exploración Rovers .
Más allá de esto, hay varios escenarios diferentes que se han avanzado para dar cuenta de la forma y distribución tanto en el espacio como en el tiempo de los valles. Cada uno tiene su propio conjunto de implicaciones con respecto al paleoclima de Marte en el momento de la formación de las redes. Algunos de ellos se resumen a continuación. También vale la pena enfatizar que, al igual que en la Tierra, es probable que operen diferentes mecanismos de formación en diferentes momentos y lugares de la superficie de Marte.
En agosto de 2020, los científicos informaron que las redes de valles en las tierras altas del sur de Marte pueden haberse formado principalmente bajo glaciares, no ríos de agua que fluyen libremente, lo que indica que Marte temprano era más frío de lo que se pensaba y que es probable que ocurriera una extensa glaciación en el pasado. [14] [15] [16]
1. Como siempre, agua subterránea bajo hielo: Marte frío y seco
Este escenario busca describir la formación de las redes de valles sin apelar a condiciones o procesos diferentes a los que ya se sabe que existen en Marte en la actualidad. El modelado indica que podrían ocurrir filtraciones de agua subterránea en la superficie incluso en las condiciones modernas, pero se congelarán muy rápidamente. Sin embargo, bajo esta sugerencia, la capa de hielo podría aislar el agua que fluye debajo de ella lo suficientemente bien como para permitir el transporte a larga distancia (y la erosión asociada), al igual que un tubo de lava aísla la lava fundida en su interior. [17]
Los valles suelen tener muchas características que en la Tierra se asocian comúnmente (aunque no exclusivamente [18] ) con la erosión de las aguas subterráneas , por ejemplo, cabeceras tipo anfiteatro, ancho de valle constante aguas abajo, pisos planos o en forma de U y paredes empinadas. [19] Sin embargo, sin algún mecanismo de recarga para los supuestos acuíferos que producen esta filtración, es decir, un ciclo hidrológico de algún tipo, es extremadamente improbable que se filtre suficiente agua para cortar todos los valles formados en el Noé. A pesar de esto, este modelo básico puede seguir siendo útil para comprender los valles más limitados que se formaron más tarde en el Hespérico y el Amazonas. [1]
2. Fuentes de agua subterránea, ciclo hidrológico: Marte frío y húmedo.
Estos modelos amplían el modelo de Marte frío y seco imaginando mecanismos mediante los cuales los acuíferos subterráneos que proporcionan agua subterránea podrían recargarse en la historia temprana de Marte. Por lo tanto, requieren un ciclo de agua sostenido de algún tipo a largo plazo en el Noé, pero no requieren explícitamente que esta agua sea líquida o caiga en forma de precipitación . Esto significa que Marte no necesita estar caliente (es decir, por encima del punto de congelación) en su historia temprana, de acuerdo con los modelos climáticos actuales. [4]
Circulación mundial de aguas subterráneas
Se ha propuesto [20] que los acuíferos podrían recargarse en escalas de tiempo geológico mediante una secuencia de sublimación de las filtraciones congeladas, circulación atmosférica del vapor al casquete polar sur, redeposición de este sobre el casquete, fusión basal bajo el masa de hielo y circulación de aguas subterráneas a escala mundial. Este mecanismo es atractivo ya que requiere pocas conjeturas sobre climas pasados radicalmente diferentes, y encaja bien con teorías independientes sobre los orígenes de los canales de salida de Marte en terrenos caóticos como grandes brechas en el acuífero. Sin embargo, la cabeza hidrostática suministrada por este mecanismo no pudo alimentar los numerosos canales en elevaciones mayores que la base del casquete polar sur. [21]
Circulación local de aguas subterráneas
Un modelo relacionado sugiere que el calor generado localmente podría producir una filtración y recarga de agua subterránea a escala local, ya sea por vulcanismo intrusivo [22] o calentamiento por impacto. [23] [24] Sin embargo, esta versión tiene dificultades para explicar las redes de valles más largas y más grandes: si el agua fluye a cientos o miles de kilómetros de la fuente de calor, el suelo se congelará nuevamente y la recarga no será posible una vez más. [1]
3. Ciclo hidrológico activo completo: Marte cálido y húmedo
Muchas de las redes de valles de Noé tienen características fuertemente indicativas de un origen de precipitación distribuida: redes ramificadas, valles que comienzan en crestas estrechas, perfiles cruzados en forma de V, comportamiento difusional de las laderas. Por el contrario, utilizando solo evidencia geomórfica, es muy difícil construir un argumento sólido contra el origen por precipitación. [2] La precipitación también proporciona un mecanismo de recarga sencillo para los acuíferos subterráneos, que sin duda existen y son importantes en algunos casos (como en la Tierra). Esta precipitación puede haber ocurrido como lluvia o nieve (con posterior derretimiento en el suelo), pero exige una atmósfera significativamente más húmeda y, por lo tanto, más cálida y espesa de la que existe actualmente. Un Noachiano más cálido y húmedo también está respaldado por observaciones independientes de las tasas de meteorización de las rocas, los lagos de cráteres de la era Noé y la geología de Noé en los sitios de aterrizaje.
La principal dificultad con este modelo es que las simulaciones del clima marciano tienen dificultades para simular de manera confiable un Noajiano cálido y húmedo, en gran parte debido a la distancia entre el Sol y Marte en comparación con la Tierra, y el Sol más débil inferido en el sistema solar temprano. [4] Además, una atmósfera de invernadero de CO 2 -H 2 O para calentar el clima debería haber dejado extensos depósitos de rocas carbonatadas , que no se han encontrado. También existen problemas para mantener esa atmósfera durante el tiempo suficiente para permitir que se formen los valles, ya que los basaltos no meteorizados tan frecuentes en Marte deberían formar sumideros de carbono extremadamente efectivos , especialmente si la superficie está húmeda, [25] y los continuos impactos desde el espacio en Marte. 'La historia temprana debería despojar rápidamente de cualquier atmósfera. [26]
Las soluciones a esta aparente contradicción pueden incluir mecanismos exóticos que no requieren un invernadero sostenido de CO 2 -H 2 O, como el calentamiento episódico debido al vulcanismo o impactos. Otras posibilidades (además de la mala interpretación de la geología y la geomorfología) son defectos en la física o condiciones de frontera para los modelos climáticos: un Sol más fuerte de lo que predice la teoría actual, suposiciones defectuosas sobre trazas (pero poderosas) de gases de efecto invernadero o fallas en la parametrización de las nubes de CO 2 . [1]
Sin embargo, es posible que otros gases traza, junto con el CO 2 , hayan resuelto esta paradoja. Ramirez et al. (2014) [27] habían demostrado que un invernadero de CO 2 -H 2 sería lo suficientemente fuerte como para producir las temperaturas por encima del punto de congelación necesarias para la formación de valles. Posteriormente se ha descubierto que este invernadero de CO 2 -H 2 es incluso más eficaz de lo que se demostró originalmente en Ramirez et al. (2014), [28] con soluciones calientes posibles a concentraciones de hidrógeno y presiones de CO 2 tan bajas como 1% y 0,55 bar, respectivamente. [29]
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enlaces externos
- Video (04:32) - Evidencia: El agua fluyó "vigorosamente" en Marte - Septiembre de 2012