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Barrancos en Marte

Barrancos en las tierras altas del sur de Marte, al sur de Argyre Planitia . Imagen de 2014 tomada por la cámara HiRISE del Orbitador de Reconocimiento de Marte . Los barrancos ...

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Barrancos en las tierras altas del sur de Marte, al sur de Argyre Planitia . Imagen de 2014 tomada por la cámara HiRISE del Orbitador de Reconocimiento de Marte .

Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos asociados ladera abajo , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes del Mars Global Surveyor , se presentan en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un único canal inciso que une ambos, dándole al barranco una forma de reloj de arena. [ 1 ] Se estima que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, o ninguno. También se encuentra una subclase de barrancos excavados en las caras de las dunas de arena, [ 2 ] que a su vez se consideran bastante jóvenes. Los barrancos lineales de dunas se consideran ahora características estacionales recurrentes. [ 3 ]

La mayoría de los barrancos se encuentran a 30 grados hacia el polo en cada hemisferio, con mayor número en el hemisferio sur. Algunos estudios han encontrado que los barrancos se encuentran en pendientes que miran en todas las direcciones; [ 4 ] otros han encontrado que el mayor número de barrancos se encuentra en pendientes que miran hacia el polo, especialmente de 30° a 44° S. [ 5 ] Aunque se han encontrado miles, parecen estar restringidos solo a ciertas áreas del planeta. En el hemisferio norte, se han encontrado en Arcadia Planitia , Tempe Terra , Acidalia Planitia y Utopia Planitia . [ 6 ] En el sur, se encuentran altas concentraciones en el borde norte de la cuenca de Argyre, en el norte de Noachis Terra y a lo largo de las paredes de los canales de salida de Hellas. [ 6 ] Un estudio reciente examinó 54 040 imágenes CTX que cubrían el 85 % de la superficie marciana y encontró 4861 formas de relieve con barrancos separadas (por ejemplo, cráteres individuales, montículos, valles, etc.), que sumaban decenas de miles de barrancos individuales. Se estima que CTX puede resolver el 95 % de los barrancos. [ 7 ]

Este artículo ofrece una historia del descubrimiento y la investigación sobre barrancos. A medida que avanza la investigación, la causa de los barrancos marcianos ha pasado de ser agua líquida reciente a trozos de hielo seco que se mueven por pendientes pronunciadas, pero la investigación continúa. Basándose en su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores piensan que los procesos que esculpen los barrancos involucran agua líquida. [ 8 ] [ 9 ] Cuando se comparan los volúmenes de los delantales con el resto del barranco, parece que hay mucho menos volumen en el delantal; por lo tanto, gran parte del material puede haber contenido agua y hielo que desapareció. [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]

Una prueba adicional de la participación del agua es que algunos barrancos se forman en pendientes que no son lo suficientemente pronunciadas para un flujo seco, pero sí lo serían si hubiera agua involucrada. [ 14 ] [ 15 ] Además, algunos barrancos erosionan más de 40 metros en la roca madre, lo que requiere un largo período de erosión, tal vez más del que podría producir el hielo seco. [ 13 ]

Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa. Dado que los barrancos son tan recientes, esto sugeriría que hubo agua líquida en Marte en su pasado geológico más reciente, con consecuencias para la posible habitabilidad de la superficie actual. El 10 de julio de 2014, la NASA informó que los barrancos en la superficie de Marte se formaron principalmente por la congelación estacional del dióxido de carbono (CO₂ ) , y no por la del agua líquida como se creía anteriormente. [ 16 ]

Formación

Imagen de barrancos con sus partes principales etiquetadas. Las partes principales de un barranco marciano son la alcoba, el canal y el delantal. Dado que no hay cráteres en este barranco, se cree que es bastante joven. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis .
Grupo de barrancos en la pared norte del cráter Newton, situado al oeste. Se han señalado la alcoba y el borde de uno de los barrancos. Estos barrancos presentan crestas similares a morrenas en sus extremos inferiores, lo que sugiere que se formaron en el lugar donde fluía hielo, ahora ausente . Nótese que están excavados en un manto mucho más liso que el material subyacente de textura rugosa. Imagen tomada por la sonda Mars Global Surveyor .

Tras su descubrimiento, se plantearon numerosas hipótesis para explicar los barrancos. [ 17 ] Sin embargo, como suele ocurrir en la evolución de la ciencia, algunas ideas resultaron más plausibles que otras al realizar más observaciones, utilizar otros instrumentos y aplicar análisis estadísticos. Si bien algunos barrancos se asemejaban a los flujos de detritos terrestres, se observó que muchos se encontraban en pendientes insuficientes para la presencia de flujos de detritos típicos. Los cálculos demostraron que la presión y la temperatura no eran las adecuadas para el dióxido de carbono líquido. Además, la forma sinuosa de los barrancos sugería que los flujos eran más lentos que los que se producirían en flujos de detritos o erupciones de dióxido de carbono líquido. El dióxido de carbono líquido explotaría desde el suelo en la tenue atmósfera marciana. Dado que el dióxido de carbono líquido lanzaría material a más de 100 metros, los canales deberían ser discontinuos, pero no lo son. [ 18 ] Finalmente, la mayoría de las hipótesis se redujeron a involucrar agua líquida proveniente de un acuífero , del derretimiento en la base de antiguos glaciares (o mantos de nieve), o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [ 18 ] [ 19 ]

Las imágenes de primer plano tomadas con HiRISE mostraron detalles que respaldan la idea de que un fluido estuvo involucrado. Las imágenes muestran que los canales se formaron varias veces. Se encontraron canales más pequeños en valles más grandes, lo que sugiere que después de que se formó un valle, otro se formó en un momento posterior. Muchos casos mostraron que los canales tomaron diferentes caminos en diferentes momentos. Formas aerodinámicas como islas con forma de gota de té eran comunes en algunos canales. [ 20 ] El siguiente grupo de imágenes de barrancos ilustra algunas de las formas que llevan a los investigadores a pensar que el agua estuvo involucrada en la creación de al menos algunos de los barrancos.

Sin embargo, otros estudios abren otras posibilidades; un estudio publicado en octubre de 2010 propone que algunos barrancos, los de las dunas de arena, pueden producirse por la acumulación de dióxido de carbono sólido durante los fríos meses de invierno. [ 21 ] [ 22 ]

El 10 de julio de 2014, la NASA informó que los barrancos en la superficie de Marte se formaron principalmente por la congelación estacional del dióxido de carbono (hielo de CO₂ o "hielo seco"), y no por la del agua líquida como se pensaba anteriormente. [ 16 ]

La causa o causas exactas de estos barrancos aún están en debate. Un estudio respaldó la formación por el derretimiento del hielo subterráneo o la nieve acumulada como la causa principal. Se examinaron más de 54 000 imágenes CTX que cubrían aproximadamente el 85 % de la superficie del planeta. [ 23 ]

Acuíferos

La mayoría de las cabeceras de los barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como cabría esperar si el agua proviniera de un acuífero . Diversas mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en los acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [ 18 ] Una variante de este modelo plantea que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo del suelo y provocado el flujo de agua en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten el flujo de agua. Pueden estar compuestos de arenisca porosa. La capa del acuífero se asentaría sobre otra capa que impide que el agua descienda (en términos geológicos se denominaría impermeable). Debido a que el agua en un acuífero no puede descender, la única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. Eventualmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero encuentra una ruptura, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared para crear barrancos. [ 24 ] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [ 25 ] Sin embargo, la idea de que los acuíferos formaron los barrancos no explica los que se encuentran en picos aislados, como lomos y los picos centrales de los cráteres. Además, parece haber un tipo de barranco presente en las dunas de arena. Los acuíferos necesitan una amplia área de recolección que no está presente en las dunas de arena ni en las pendientes aisladas. Aunque la mayoría de los barrancos originales que se vieron parecían provenir de la misma capa en la pendiente, se han encontrado algunas excepciones a este patrón. [ 26 ] Ejemplos de barrancos que provienen de diferentes niveles se muestran a continuación en la imagen del cráter Lohse y la imagen de barrancos en el cráter Ross.

mantos de nieve

Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa el terreno, pero en lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, bajo ciertas condiciones, el hielo que se encuentra mezclado en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [ 30 ] [ 20 ] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de milímetro de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [ 31 ] [ 32 ] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, se cree que es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus, tal como lo vio HiRISE .

El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos. [ 33 ] Los cambios en la órbita e inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados abundantemente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando Marte está en su máxima inclinación u oblicuidad, hasta 2  cm de hielo podrían desprenderse del casquete polar de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [ 34 ] [ 35 ] Cuando el hielo en la parte superior de la capa del manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [ 36 ]

Cuando se compararon las pendientes, orientaciones y elevaciones de miles de barrancos, surgieron patrones claros de los datos. Las mediciones de altitudes y pendientes de los barrancos respaldan la idea de que los mantos de nieve o glaciares están asociados con los barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [ 5 ] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire enrarecido de la mayor altitud. Por ejemplo, el cuadrángulo de Thaumasia está muy craterizado con muchas pendientes pronunciadas. Está en el rango de latitud correcto, pero su altitud es tan alta que no hay suficiente presión para evitar que el hielo se sublime (pase directamente de sólido a gas); por lo tanto, no tiene barrancos. [ 37 ] [ 38 ] Un estudio extenso realizado con datos de varios años del Mars Global Surveyor mostró que existe una tendencia a que los barrancos se encuentren en pendientes orientadas hacia los polos; estas pendientes tienen más sombra, lo que evitaría que la nieve se derrita y permitiría la acumulación de grandes mantos de nieve. [ 5 ]

En general, se estima que durante los periodos de alta oblicuidad, los casquetes polares se derriten, provocando un aumento de la temperatura, la presión y la humedad. Esta humedad se acumula en forma de nieve en las latitudes medias, especialmente en las zonas más sombreadas: las laderas empinadas orientadas hacia los polos. En cierta época del año, la luz solar derrite la nieve y el agua resultante forma barrancos.

Recientemente se descubrió por primera vez evidencia directa de estos mantos de nieve, lo que demuestra que este manto está compuesto de <~1% de polvo y hielo [ 39 ]. Los cambios observados dentro de los barrancos a lo largo de varios años marcianos muestran que el hielo polvoriento que se expone hoy está desapareciendo y, potencialmente, derritiéndose para formar canales dentro del manto y la roca subyacente. [ 39 ]

Fusión del hielo del suelo (poroso)

La tercera teoría es que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir que el hielo depositado por el vapor atmosférico en el suelo se derrita y así forme los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros del suelo podrían descongelarse y producir un "flujo de detritos" similar a los de la costa este seca y fría de Groenlandia. [ 40 ] Dado que los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para que comience el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo derretido del suelo podrían ser suficientes para provocar erosión. [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] Sin embargo, es probable que el hielo depositado en los poros del suelo se difunda de nuevo a la atmósfera en lugar de derretirse. [ 44 ] También se observó una difusión similar de hielo en los poros in situ en el lugar de aterrizaje de Phoenix. [ 45 ]

En apoyo a la hipótesis de que el hielo subterráneo está involucrado, un grupo de investigadores descubrió que los barrancos se distribuyen preferentemente en áreas con algo de hielo subterráneo en lugar de áreas sin hielo. En este estudio se utilizó un amplio conjunto de datos de barrancos. [ 46 ]

Cambios recientes en los barrancos

Tan pronto como se descubrieron los barrancos, [ 1 ] los investigadores comenzaron a fotografiar muchos barrancos repetidamente, buscando posibles cambios. [ 47 ] Para 2006, se encontraron algunos cambios. [ 48 ] Posteriormente, con un análisis más profundo, se determinó que los cambios podrían haber ocurrido por flujos granulares secos en lugar de ser impulsados ​​por agua corriente. [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] Con observaciones continuas, se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y otros. [ 52 ] Los canales se ensancharon entre 0,5 y 1 m; se movieron rocas del tamaño de un metro; y se movieron cientos de metros cúbicos de material. Se calculó que los barrancos podrían formarse bajo las condiciones actuales con tan solo 1 evento cada 50-500 años. Por lo tanto, aunque hoy hay poca agua líquida, los procesos geológicos/climáticos actuales aún podrían formar barrancos. [ 53 ] No se necesitan grandes cantidades de agua ni grandes cambios en el clima. [ 54 ] Sin embargo, algunos barrancos en el pasado pueden haber sido favorecidos por cambios climáticos que involucraron mayores cantidades de agua, tal vez de nieve derretida. [ 55 ] Con observaciones más repetidas, se han encontrado más y más cambios; dado que los cambios ocurren en invierno y primavera, los expertos tienden a sospechar que los barrancos se formaron a partir de hielo de dióxido de carbono (hielo seco). Estudios recientes describen el uso de la cámara High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) en MRO para examinar barrancos en 356 sitios, comenzando en 2006. Treinta y ocho de los sitios mostraron formación activa de barrancos. Las imágenes de antes y después demostraron que el momento de esta actividad coincidió con la escarcha estacional de dióxido de carbono y temperaturas que no habrían permitido el agua líquida. Cuando la escarcha de hielo seco se convierte en gas, puede lubricar el material seco para que fluya, especialmente en pendientes pronunciadas. [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ] En algunos años, la escarcha, tal vez de hasta 1 metro de espesor, desencadena avalanchas. Esta escarcha contiene principalmente hielo seco, pero también pequeñas cantidades de hielo de agua. [ 59 ]

Las observaciones con HiRISE muestran una actividad generalizada en los barrancos del hemisferio sur, especialmente en aquellos que parecen recientes. Se ha observado una incisión significativa del canal y movimientos de masa a gran escala. [ 60 ] [ 61 ] Incluso se ha visto que los canales sinuosos que se creía que necesitaban agua líquida para su formación se forman en tan solo unos pocos años, cuando no puede haber agua líquida. [ 62 ] El momento de la actividad de los barrancos es estacional y ocurre durante el período en que hay heladas estacionales y se está deshielo. [ 63 ]

Estas observaciones respaldan un modelo en el que la formación de barrancos actualmente activa está impulsada principalmente por la escarcha estacional de CO₂ . [ 60 ] [ 64 ] Las simulaciones descritas en una conferencia de 2015 muestran que el atrapamiento de gas CO₂ a alta presión en el subsuelo puede causar flujos de detritos. [ 65 ] Las condiciones que pueden conducir a esto se encuentran en latitudes donde se producen barrancos. [ 66 ] Esta investigación se describió en un artículo posterior titulado "Formación de barrancos en Marte por flujos de detritos desencadenados por la sublimación de CO₂". [ 67 ] En el modelo, el hielo de CO₂ se acumula en el frío invierno. Se acumula sobre una capa de permafrost congelado que consiste en tierra cementada con hielo. Cuando comienza la luz solar de mayor intensidad de la primavera, la luz penetra la capa translúcida de hielo seco, calentando consecuentemente el suelo. El hielo de CO₂ absorbe calor y se sublima, es decir, cambia directamente de sólido a gas. Este gas acumula presión porque está atrapado entre el hielo y el suelo congelado. Finalmente, la presión se acumula lo suficiente como para que el hielo explote, llevándose consigo partículas de tierra. Estas partículas se mezclan con el gas a presión y actúan como un fluido que puede descender por la pendiente y excavar barrancos. [ 68 ]

Las observaciones de barrancos en dunas de arena respaldan la idea de que los cambios actuales en los barrancos pueden ser causados ​​por hielo seco. [ 60 ] [ 69 ] Incluso se ha observado que algunos barrancos en dunas de arena cambian notablemente en solo un año. El hielo seco, o dióxido de carbono sólido, se acumula en el frío invierno y luego, cuando comienza a calentarse, aparecen cambios en los barrancos. Se cree que el hielo seco podría estar causando un flujo en la arena a medida que se sublima; el gas de dióxido de carbono liberado aceleraría el flujo. Un equipo de investigadores examinó los cambios en un barranco de duna de arena en el cráter Matara (49.5°S; 34.9°E - cuadrángulo de Noachis) durante 5 años. Cada año hubo cambios. Los cambios fueron en la longitud del barranco, la curvatura del barranco y cambios en el volumen tanto de la alcoba como del delantal. La alcoba perdió material, mientras que el delantal ganó. En tan solo un año marciano, el delantal pasó de una longitud de 800 metros a una longitud de casi 940 metros. [ 70 ]

El principal problema del modelo de escarcha por CO₂ radica en intentar explicar la erosión de las rocas. Si bien existe evidencia considerable de que la escarcha por CO₂ transporta materiales sueltos, parece improbable que la sublimación del gas CO₂ pueda erosionar y desgastar las rocas hasta formar barrancos. [ 39 ] [ 71 ] En cambio, la escarcha por CO₂ podría limitarse a modificar barrancos preexistentes.

Utilizando datos del espectrómetro de imágenes de reconocimiento compacto para Marte (CRISM) y del experimento científico de imágenes de alta resolución ( HiRISE ) a bordo del orbitador de reconocimiento de Marte, los investigadores estudiaron más de 100 barrancos marcianos y no encontraron evidencia de que ciertos minerales tuvieran mayor probabilidad de estar asociados con los barrancos, ni con la formación de minerales hidratados que se habrían producido por agua líquida reciente. Esta investigación aporta evidencia de que el agua líquida no estuvo involucrada en la formación de barrancos. [ 72 ] [ 73 ] Sin embargo, como se describió anteriormente, es improbable que las cantidades de agua líquida que se cree que se generan en condiciones cercanas al punto de congelación por el deshielo de la nieve causen meteorización química en primer lugar. [ 32 ]

Algunos investigadores creen que la formación de barrancos puede involucrar tanto hielo seco como agua líquida, especialmente en el pasado. [ 63 ] [ 74 ] [ 75 ]

Cómo afecta el cambio de inclinación al clima

Se estima que hace unos pocos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de sus 25 grados actuales. [ 76 ] Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos pequeñas lunas no pueden estabilizarlo, como nuestra luna, relativamente grande, lo hace con la Tierra. [ 34 ] [ 77 ] Durante tales períodos de alta inclinación, los rayos del sol de verano inciden directamente sobre las superficies de los cráteres de latitud media, por lo que la superficie permanece seca.

Cabe destacar que, con una inclinación pronunciada, los casquetes polares desaparecen, la atmósfera se vuelve más densa y aumenta la humedad atmosférica. Estas condiciones provocan la aparición de nieve y escarcha en la superficie. Sin embargo, la nieve que cae durante la noche y las horas más frías del día desaparece al subir la temperatura.

Las cosas cambian bastante con la llegada del otoño, ya que las laderas orientadas hacia el polo permanecen a la sombra todo el día. La sombra provoca la acumulación de nieve durante el otoño y el invierno.

En primavera, en ciertos momentos, el suelo estará lo suficientemente caliente y la presión atmosférica lo suficientemente alta como para que se forme agua líquida en determinados momentos del día. Puede haber suficiente agua para producir barrancos por erosión. [ 20 ] O bien, el agua puede filtrarse en el suelo y luego descender como un flujo de detritos. Los barrancos en la Tierra formados por este proceso se asemejan a los barrancos marcianos. Los grandes cambios en la inclinación de Marte explican tanto la fuerte relación de los barrancos con ciertas franjas de latitud como el hecho de que la gran mayoría de los barrancos existan en laderas sombreadas orientadas hacia los polos. Los modelos respaldan la idea de que los cambios de presión/temperatura durante los períodos de alta oblicuidad son suficientes para permitir que el agua líquida sea estable en lugares donde los barrancos son comunes.

Una investigación publicada en enero de 2015 sugiere que estos cambios estacionales podrían haber ocurrido en los últimos dos millones de años (entre 400.000 y dos millones de años atrás), creando condiciones propicias para la formación de barrancos por deshielo. [ 78 ] [ 79 ]

Hoy en día, hemos observado pequeños cambios en los barrancos, aunque no es posible que exista agua líquida. Sin embargo, en el pasado, tal vez sí hubo agua. De hecho, un amplio equipo de investigadores publicó un artículo en Science que demostraba que habría existido agua donde se formaron los barrancos cuando la inclinación de Marte alcanzó los 35 grados. Esto ha ocurrido muchas veces; la última vez hace tan solo 630 000 años. [ 80 ]

Barrancos recientes con rasgos definidos (flechas azules) y barrancos más antiguos degradados (dorados) en la misma ubicación en Marte. Esto sugiere un cambio climático cíclico en los últimos dos millones de años.

Características asociadas a los barrancos

Algunas pendientes pronunciadas muestran otras características además de barrancos. En la base de algunos barrancos puede haber crestas o depresiones curvas. Estas se han denominado "depresiones espatuladas". A lo largo de las paredes, como las de los cráteres, el hielo a menudo se acumula durante ciertas fases del ciclo climático marciano. Cuando el clima cambia, este hielo puede sublimarse en la delgada atmósfera marciana. La sublimación es cuando una sustancia pasa directamente del estado sólido al estado gaseoso. El hielo seco en la Tierra hace esto. Así, cuando el hielo en la base de una pared pronunciada se sublima, se produce una depresión espatulada. Además, más hielo de la parte superior de la pared tenderá a fluir hacia abajo. Este flujo estirará los escombros rocosos de la superficie, formando así grietas transversales. Estas formaciones se han denominado "terreno de tabla de lavar" porque se asemejan a las antiguas tablas de lavar. [ 81 ] Las partes de los barrancos y algunas características asociadas a ellos se muestran a continuación en imágenes HiRISE.

Imágenes de los alrededores de Marte

Barrancos del cuadrilátero de Phaethontis

El cuadrángulo de Phaethontis alberga numerosos barrancos que podrían deberse a la presencia reciente de agua corriente. Algunos se encuentran en el Caos de Gorgonum [ 82 ] [ 83 ] y en muchos cráteres cercanos a los grandes cráteres Copérnico y Newton (cráter marciano) . [ 84 ] [ 85 ]

barrancos del cuadrángulo de Eridania
barrancos del cuadrángulo de Argyre
barrancos del cuadrángulo de Thaumasia
Barrancos cuadrangulares de Mare Acidalium
barrancos del cuadrángulo de Arcadia
Barrancos del cuadrángulo de Diacria
barrancos del cuadrángulo de Noachis
Barrancos del cuadrángulo de Casius
Barrancos cuadrangulares de Ismenius Lacus
barrancos del cuadrángulo de Iapygia
barrancos del cuadrángulo de Hellas

Barrancos en las dunas

Se encuentran barrancos en algunas dunas. Estos son algo diferentes a los barrancos en otros lugares, como las paredes de los cráteres. Los barrancos en las dunas parecen mantener el mismo ancho a lo largo de una gran distancia y a menudo terminan en un hoyo, en lugar de una plataforma. Suelen tener solo unos pocos metros de ancho con taludes elevados a lo largo de los lados. [ 86 ] [ 55 ] Muchos de estos barrancos se encuentran en las dunas de Russell (cráter marciano) . En invierno, el hielo seco se acumula en las dunas y luego, en primavera, aparecen manchas oscuras y vetas de tonos oscuros crecen ladera abajo. Después de que el hielo seco desaparece, se hacen visibles nuevos canales. Estos barrancos pueden ser causados ​​por bloques de hielo seco que se mueven por la pendiente pronunciada o tal vez por el hielo seco que inicia el movimiento de la arena. [ 87 ] [ 88 ] En la delgada atmósfera de Marte, el hielo seco expulsará dióxido de carbono con vigor. [ 89 ] [ 86 ]

Véase también

Referencias

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  • El video muestra cómo el hielo seco puede formar barrancos en las dunas.
  • Imagen astronómica del día de la NASA: Nieve derritiéndose y los barrancos de Marte (21 de febrero de 2003)
  • Imagen astronómica del día de la NASA: Los barrancos de Marte (23 de junio de 2003)
  • Imagen astronómica del día de la NASA: Estelas de hielo seco dejadas en Marte (17 de junio de 2013)
  • Ofrece una revisión general de muchas de las teorías relacionadas con el origen de los barrancos.