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Lagos en Marte

Vista debajo del módulo de aterrizaje Phoenix , que muestra exposiciones irregulares de una superficie brillante que puede ser hielo. En el verano de 1965, las primeras imágenes...

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Vista debajo del módulo de aterrizaje Phoenix , que muestra exposiciones irregulares de una superficie brillante que puede ser hielo.

En el verano de 1965, las primeras imágenes de cerca de Marte mostraron un desierto lleno de cráteres sin signos de agua. [1] [2] [3] Sin embargo, a lo largo de las décadas, a medida que se fotografiaban más partes del planeta con mejores cámaras en satélites más sofisticados, Marte mostró evidencia de valles fluviales pasados, lagos y hielo actual en glaciares y en el suelo. [4] Se descubrió que el clima de Marte muestra enormes 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 señales de agua superficial en el pasado, los investigadores encontraron otros tipos de evidencia de agua en el pasado. 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 de Marte muestran deltas que se parecen a los de la Tierra. Además, si un lago se encuentra en una depresión, los canales que entran en él terminarán todos a la misma altura. Esta disposición es visible en los lugares de Marte que se supone que contenían grandes masas de agua, incluido 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 fluye hacia la cuenca, pero no tienen un valle de salida visible. El volumen total de las cuencas es equivalente a una profundidad de 1,2 metros distribuidos 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. Estos eran lagos con una entrada y una salida; por lo tanto, el agua debe haber ingresado a la cuenca y alcanzado la altura de la salida. Algunos de estos lagos tenían volúmenes similares al 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 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 cuarenta y ocho posibles lagos extintos en Arabia Terra . Algunos se clasificaron como sistemas de cuenca abierta porque mostraban evidencia de un canal de salida. Estos lagos variaban de decenas de metros a decenas de kilómetros de tamaño. 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. En el fondo de algunos cráteres se encuentran corrientes invertidas. El agua de los glaciares transportó desechos en canales y, en consecuencia, esos desechos quedaron atrás después de que el suelo circundante se erosionara. [32] [33]

En un estudio publicado en 2018, los investigadores encontraron 34 paleolagos y canales asociados en la cuenca del noreste de Hellas. Algunos estaban cerca del volcán Hadriacus . Los diques del volcán podrían haber creado sistemas hidrotermales, lo que permitió que el hielo se derritiera. Algunos parecían haberse formado a partir de precipitaciones, otros a partir de aguas subterráneas. [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 unos 4500 km (2800 millas) de longitud, con un área de drenaje similar a la de los ríos Misuri y Misisipi. [37] Otro, el sistema Samara/Himera Vallis, tiene 1800 km de longitud. [38] Muchas de las largas cadenas de lagos se encuentran en el cuadrángulo del seno Margaritifer . [39]

Algunos de los lagos parecen haber tenido un gran volumen en comparación con su área de drenaje; por lo tanto, se piensa que parte del agua era subterránea. Otra evidencia es la existencia de material nudoso en los fondos de la cuenca. Estos nudos 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 a nivel planetario 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 estaban ubicados 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 los pisos 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. Deltas y terrazas estaban presentes en algunos cráteres. [47] Minerales como varias arcillas y minerales de tonos claros que se forman en el agua se encuentran en algunos de los pisos de los cráteres. Además, en algunos de estos cráteres se encuentran capas. En conjunto, estas observaciones sugieren firmemente que en estos lugares había agua. [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

Océano de Marte

Una impresión artística del antiguo Marte y sus océanos basada en datos geológicos
Se plantea la hipótesis de que la región azul de baja topografía en el hemisferio norte marciano es el sitio de un océano primordial de agua líquida. [48]

La hipótesis del océano marciano postula que casi un tercio de la superficie de Marte estaba cubierta por un océano de agua líquida en los inicios de la historia geológica del planeta . [49] [50] Este océano primordial, denominado paleo-océano [48] y Oceanus Borealis, [51] habría llenado la cuenca Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra a 4-5 km (2,5-3 millas) por debajo de la elevación media planetaria, hace unos 3.800 millones de años. La evidencia de este océano incluye características geográficas que se asemejan a las antiguas costas y las propiedades químicas del suelo y la atmósfera marcianos. [52] [53] [54] Sin embargo, para que tal océano haya existido, el Marte primitivo 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 Viking 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 está 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 la existencia de un vasto océano en el norte ha aumentado y disminuido a lo largo de las décadas. A principios de 1998, los científicos Michael Malin y Kenneth Edgett se propusieron investigar, utilizando cámaras a bordo de la Mars Global Surveyor con una resolución cinco a diez veces mejor que las del orbitador Viking , en lugares que pondrían a prueba las líneas de costa propuestas por otros en la literatura científica. [57] Su análisis fue, en el mejor de los casos, inconcluyente, e informó que la línea de costa varía en elevación en varios kilómetros, subiendo y bajando de un pico al siguiente durante miles de millas. [58] Este informe puso en duda si las características realmente marcan una costa marina desaparecida hace mucho tiempo, y se ha tomado como un argumento en contra de la hipótesis de la línea de costa (y el océano) marcianos.

Una investigación publicada en 2009 muestra una densidad mucho mayor de canales fluviales de lo que se había estimado 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 informático para identificar valles mediante la búsqueda de estructuras en forma de U en los datos topográficos. [59] [60] [61] La gran extensión de las redes de valles encontradas respalda firmemente la lluvia en el planeta en el pasado. El patrón global de los valles marcianos podría explicarse por un extenso océano norteño. Un gran océano en el hemisferio norte explicaría por qué hay un límite sur para las redes de valles: las regiones más meridionales de Marte, más alejadas del depósito de agua, recibirían pocas precipitaciones y no desarrollarían valles. De manera similar, la falta de precipitaciones explicaría por qué los valles marcianos se vuelven más superficiales 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 costa propuesta para un océano marciano. [63] Esto es lo que se esperaría si todos los deltas estuvieran junto a una gran masa de agua. [64] Una investigación publicada en 2012 con datos de MARSIS, un radar a bordo de la sonda Mars Express , apoya la hipótesis de que en el pasado existió un gran océano septentrional. El instrumento reveló una constante dieléctrica de la superficie similar a la de los depósitos sedimentarios de baja densidad, los depósitos masivos de hielo subterráneo o una combinación de ambos. Las mediciones no fueron como las de una superficie rica en lava. [65]

En marzo de 2015, los científicos afirmaron 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 relación de agua y deuterio en la atmósfera marciana moderna en comparación con la relación encontrada en la Tierra y derivada de observaciones telescópicas. Se dedujo ocho veces más deuterio en los depósitos polares de Marte que el que existe en la Tierra (VSMOW), lo que sugiere que el Marte antiguo tenía niveles significativamente más altos de agua. 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

Valles Marineris es el sistema de cañones más grande del Sistema Solar, y mucha evidencia sugiere que todo o partes del sistema de cañones contenían lagos. Está ubicado en el cuadrángulo de Coprates . Las paredes de los cañones a menudo contienen 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 alguna vez llenó los cañones. [49] [68] [69] [70] Los depósitos estratificados, llamados depósitos estratificados 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 toda 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 fondo de Candor Chasma son sedimentos que llenan la cuenca y que se depositaron en un entorno húmedo similar a una playa ; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [72] Se han encontrado minerales que generalmente requieren agua para su formación en ILD, lo que sustenta el agua en el sistema. El Mars Express de la Agencia Espacial Europea encontró posible evidencia de los sulfatos epsomita y kieserita , minerales que se forman en el agua. [73] También se detectó óxido férrico en forma de hematita gris cristalina , que generalmente requiere agua para su formación. [49] [74] [75] Aunque existe mucha controversia sobre un lago en todo Valles Marineris, se puede argumentar con bastante fuerza que hay 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) por debajo de la superficie circundante. Desde aquí hasta los canales de salida hay una pendiente de aproximadamente 0,03 grados hacia arriba hasta las llanuras del norte, lo que significa que si el cañón estuviera lleno 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 Valles Marineris , [77] ubicado al este de Ius Chasma a 9,8°S, 283,6°E en el cuadrángulo de Coprates . Corta a través de depósitos estratificados 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 a la abundancia de agua pasada en Melas Chasma proviene del descubrimiento porMRO 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 formas de relieve en forma de abanico. Estos abanicos se suman a la creciente evidencia de que Melas Chasma alguna vez tuvo un lago cuyo nivel fluctuaba. [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 solo 842 m, mucho menos que los 5-10 km de profundidad de partes de Valles Marineris. Aún así, su volumen de 110.000 km 3 sería comparable al Mar Caspio de la Tierra . La principal evidencia de un lago de este tipo es la presencia de bancos en el nivel que los modelos muestran que es donde debería estar el nivel del lago. Además, el punto más bajo en Eos Chasma donde se esperaría que el agua se desbordara está marcado por características fluviales. Las características parecen como si el flujo se hubiera unido en un área pequeña y hubiera causado una erosión significativa. [84] [85]

Cuenca de Hellas

El cuadrángulo Hellas contiene parte de la Cuenca Hellas , el cráter de impacto más grande conocido en la superficie de Marte y el segundo más grande del Sistema Solar. La profundidad del cráter es de 7152 m [86] (23 000 pies) por debajo del datum topográfico estándar de Marte. La cuenca está ubicada en las tierras altas del sur de Marte y se cree que se formó hace unos 3900 millones de años, durante el Bombardeo Pesado Tardío . Se cree que existía un gran lago en la Cuenca Hellas al principio 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 los bancos y escarpes alternados visibles en las imágenes de ángulo estrecho de la cámara que orbita Marte. Un buen ejemplo de capas que se depositaron en Hellas, y luego quedaron expuestas por la erosión, es visible en el cráter Terby en el borde norte de Hellas. Se solía pensar que el cráter Terby 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 Hellas. 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 kilómetros, y en un caso en todo el contorno de la cuenca. [92]

  • Las capas del cráter Terby podrían haberse formado cuando la cuenca Hellas se llenó de agua.
    Las capas del cráter Terby podrían haberse formado cuando la cuenca Hellas se llenó de agua.
  • Parte norte del cráter Terby, que muestra numerosas capas, tal como se ve con la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Partes de esta imagen se amplían en las dos siguientes imágenes.
    Parte norte del cráter Terby, que muestra numerosas capas, tal como se ve con la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter ). Partes de esta imagen se amplían en las dos siguientes imágenes.
  • Parte norte del cráter Terby que muestra muchas capas, como las ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
    Parte norte del cráter Terby que muestra muchas capas, como las ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
  • Parte norte del cráter Terby que muestra muchas capas, como las ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
    Parte norte del cráter Terby que muestra muchas capas, como las ve 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 , visto desde THEMIS . Haga clic en la imagen para ver la relación de Dao Vallis con otras características cercanas, especialmente canales.

Dao Vallis comienza cerca de un gran volcán, llamado Hadriaca Patera, por lo que se cree que recibió agua cuando el magma caliente derritió enormes cantidades de hielo en el suelo congelado. [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 tener casi una quinta parte del área de todas las llanuras del norte. Un lago en Hellas en el clima marciano actual formaría hielo grueso en la parte superior que eventualmente se eliminaría por sublimación : el hielo pasaría directamente de estado sólido a gas, como lo hace el hielo seco (CO 2 sólido ) 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 llenara la cuenca de Hellas puede haber durado mucho tiempo, particularmente si había algunas fuentes geotérmicas de calor. En consecuencia, la vida microbiana puede haber tenido tiempo de desarrollarse allí. [87]

  • Topografía de la cuenca Hellas. La profundidad del cráter es de 7152 m[101] (23 000 pies) por debajo del nivel topográfico estándar de Marte.
    Topografía de la zona de la cuenca Hellas. La profundidad del cráter es de 7152 m [101] (23 000 pies) por debajo del nivel 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).
    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

Mapa en relieve sombreado y coloreado del cráter Gale. La zona de aterrizaje general de Curiosity en el fondo del cráter noroeste, llamada Aeolis Palus , está marcada con un círculo. (Datos de HRSC)

Gale es un cráter en Marte cerca de la parte noroeste del cuadrángulo Aeolis . Gale tiene 154 km (96 mi) 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 desde el suelo del cráter más alto que el Monte Rainier sobre Seattle. Hay pruebas sólidas que sugieren que el cráter Gale alguna vez albergó un gran lago. [103] [104] [105] El 6 de agosto de 2012, el Laboratorio Científico 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 Laboratorio Científico de Marte , Curiosity , aterrizó al pie de una montaña estratificada 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 Curiosity encontró evidencia de un antiguo lecho de un arroyo 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 basada en la quimiolitoautotrofia. Este entorno de agua líquida poseía un pH neutro, baja salinidad y hierro y azufre en formas utilizables para ciertos tipos de microorganismos. Se midieron los elementos esenciales para la vida: carbono , hidrógeno , oxígeno , azufre y nitrógeno . El antiguo lago de Gale podría haber durado cientos o decenas de miles de años. [116]

Curiosity encontró minerales arcillosos (trioctaédricos) que se forman en presencia de agua en rocas sedimentarias (lutitas) en la bahía de Yellowknife, en el cráter Gale. Las muestras de lutitas se denominaron John Klein y Cumberland. Se estima que se formaron después del período de Noé, lo que significa que el agua puede haber existido allí durante más tiempo de lo que se creía anteriormente.

El rover Curiosity examina lutita cerca de la bahía de Yellowknife en Marte (mayo de 2013).

El cráter Gale contiene una serie de abanicos aluviales y deltas que proporcionan información sobre los niveles del lago en el pasado. Estas formaciones son: Pancake Delta, Western Delta, Farah Vallis delta y Peace Vallis Fan. [117] En una conferencia de prensa celebrada el 8 de diciembre de 2014, los científicos de Marte analizaron las observaciones realizadas por el rover Curiosity que muestran que el Monte Sharp de Marte se formó a partir de sedimentos depositados en el lecho de un gran lago durante decenas de millones de años. Este hallazgo sugiere que el clima del antiguo Marte podría haber producido lagos de larga duración en muchos lugares del planeta. Las capas de roca indican que un enorme lago se llenó y se evaporó muchas veces. La evidencia fueron muchos deltas que se apilaron uno sobre otro. [118] [119] [120] [121] [122] [123] [124]

Rover Curiosity : vista de la lutita " Sheepbed "(abajo a la izquierda) y sus alrededores (14 de febrero de 2013).

Se considera que el cráter Gale es un lago de cuenca cerrada, ya que hay canales que conducen a él, pero ninguno sale de él. [27]

Los minerales llamados arcillas y sulfatos se forman únicamente en presencia de agua. También pueden conservar signos de vida pasada. La historia del agua en Gale, tal como se registra en sus rocas, está brindando a Curiosity muchas pistas para estudiar mientras trata de averiguar si Marte alguna vez pudo haber sido un hábitat para microbios. Gale es especial porque se pueden observar tanto arcillas como minerales de sulfato, que se formaron en agua en diferentes condiciones.

Evidencia de agua en Marte en el cráter Gale [111] [112] [113]
Curiosidad en camino a Glenelg (26 de septiembre de 2012).

Cráter Holden

Holden es un cráter de 140 km de ancho en el cuadrángulo del seno de Margaritifer . Recibe su nombre en honor a 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 de lagos, parecen haber sido creados por el flujo de agua. [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 el agua. [126] [127] El cráter es de gran interés para los científicos porque tiene algunos de los depósitos de lagos mejor expuestos. [128] El Mars Reconnaissance Orbiter ha descubierto que una de las capas contiene arcillas . [79] [126] [129] [130] Las arcillas solo se forman en presencia de agua. Se sospecha que una gran cantidad de agua pasó por esta área; un flujo fue causado por un cuerpo de agua más grande que el Lago Huron de la Tierra . Esto sucedió cuando el agua estalló a través del 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 sedimento 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 a partir de depósitos de ríos y lagos. [133] El cráter Holden está en el sistema de salida Uzboi-Landon-Morava (ULM) .

Historia geológica del cráter Holden

Los estudios de toda la región alrededor del cráter Holden han dado como resultado una comprensión de una compleja secuencia de eventos que dieron forma al cráter, que incluía dos lagos diferentes. [134] Una gran serie de ríos llamada el sistema Uzboi-Ladon-Morava (ULM) drenaba agua de la cuenca de Argyre , sitio de un gran lago. [135] [136] [137] Cuando se produjo 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, con posiblemente una contribución del agua subterránea, se acumuló para formar el primer lago. [87] [138] [139] Este lago era profundo y de larga duración. El nivel más bajo de rocas sedimentarias se depositó en este lago. Mucha agua ingresó en Uzboi Vallis porque el borde del cráter Holden bloqueó el flujo. Parte del agua estancada provino de Nirgal Vallis , que tuvo una descarga de 4800 metros cúbicos / segundo. [140] En un momento determinado, el agua almacenada atravesó el borde de Holden y creó un segundo lago de menor duración, de 200 a 250 m de profundidad. [141] El agua con una profundidad de al menos 50 m entró en Holden a un ritmo de 5 a 10 veces el caudal del río Misisipi. [142] [143] [144] [145] [146] Las terrazas y la presencia de grandes rocas (de decenas de metros de diámetro) respaldan estos altos índices de caudal. [87] [143] [147] [148] [149]

Paleolake de Planitia Elysium Occidental

Hay evidencia de un gran lago en Western Elysium; sin embargo, algunos investigadores piensan 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 km2 y está cubierta de placas fracturadas y crestas sinuosas que parecen un paquete de hielo en la Tierra. [151] [152] [153] Los patrones de erosión y el suelo con patrones ordenados en el terreno poligonal de la región sostienen material rico en hielo; de ahí un lago. Además, la presencia de islas aerodinámicas, cataratas y sistemas de canales dendríticos sugieren la formación por agua de un lago. [154] Algunas superficies aquí muestran "conos sin raíces", que son montículos con hoyos. Pueden ser causados ​​​​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 un 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 unos 10 m en una distancia de 500 km, que es aproximadamente tan nivelada como el océano de la Tierra. [158] Esta pendiente muy suave contradice un flujo de lava. [159] En algunos lugares, se ha encontrado que la superficie del 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 paleolago occidental de Elysium está en la parte sur del cuadrángulo de Elysium , al sur del campo volcánico de Elysium y cerca de Cerberus Fossae . Se ha propuesto que el agua de este paleolago emergió de canales en 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]

  • Valles del grupo Cerberus Fossae, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish.
    Valles del grupo Cerberus Fossae, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish .
  • Parte de una fosa en Elysium, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las fosas forman parte del grupo Cerberus Fossae.
    Parte de una fosa en Elysium , vista por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las fosas forman 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 cuadrángulo de Argyre . Al menos tres valles fluviales (Surius Vallis, Dzigal Vallis y Palacopus Vallis) drenan en ella desde el sur. Después de que el lago Argyre se congelara, el hielo formó eskers que son visibles hoy. [165] [166] Un artículo escrito por 22 investigadores en Icarus concluyó que el impacto que formó la cuenca de Argyre probablemente golpeó una capa de hielo o una gruesa capa 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 puede haber tardado más de cien mil años en congelarse, pero con la ayuda del calor del impacto, el calentamiento geotérmico y los solutos disueltos puede haber tenido agua líquida durante muchos millones de años. La vida puede haberse desarrollado en este tiempo. Esta región muestra una gran cantidad de evidencia de actividad glacial con características de flujo, fracturas similares a grietas, líneas de tambores , eskers , estanques , aristas , circos , cuernos , valles en forma de U y terrazas. Debido a las formas de las crestas sinuosas de Argyre, los autores concluyeron que son eskers . [167]

  • Mapas MOLA que muestran el contexto geográfico de Argyre.
    Mapas MOLA que muestran el contexto geográfico de Argyre.
  • Mapa de MOLA que muestra los límites de Argyre Planitia y otras regiones
    Mapa de MOLA que muestra los límites de Argyre Planitia y otras regiones
  • Escena en el cuadrángulo de Argyre con barrancos, abanicos aluviales y hoyos, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. A continuación se muestran ampliaciones de partes de esta imagen.
    Escena en el cuadrángulo de Argyre con barrancos, abanicos aluviales y hondonadas, como se ve en HiRISE con el programa HiWish . A continuación se muestran ampliaciones de partes de esta imagen.
  • Varios niveles de abanicos aluviales, tal como se observan con HiRISE en el programa HiWish. Las ubicaciones de estos abanicos se indican en la imagen anterior. Los abanicos se forman con la acción del agua.
    Varios niveles de abanicos aluviales, tal como se observan con HiRISE en el programa HiWish. Las ubicaciones de estos abanicos se indican en la imagen anterior. Los abanicos se forman con la acción del agua.
  • Abanico aluvial pequeño y bien formado, como se observa con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación de este abanico se muestra en la imagen que aparece arriba. El agua interviene en la formación del abanico.
    Abanico aluvial pequeño y bien formado, como se observa con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación de este abanico se muestra en la imagen que aparece arriba. El agua interviene en la formación del abanico.

Cráter Ritchey

Ritchey es un cráter en el cuadrángulo Coprates . Tiene 79 km de diámetro y recibió su nombre en honor a George W. Ritchey , un astrónomo estadounidense (1864-1945). [168] Hay evidencia sólida de que alguna vez fue un lago. [169] [170] Se ha sugerido que el cráter Ritchey fue un lugar de aterrizaje para un rover marciano. [170] En el cráter se encuentra una gruesa secuencia de depósitos sedimentarios que incluyen arcilla. [169] [171] 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 depósitos aluviales/fluviales, respaldan la idea de que hubo mucha agua en algún momento del pasado.

  • Lado occidental del cráter Ritchey, visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
    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 (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
    Abanico a lo largo de la pared occidental del cráter Ritchey, visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.

Cráter Jezero

Orbitador Viking 1

Jezero es un cráter de Marte ubicado en 18°51′18″N 77°31′08″E / 18.855, -77.519 [172] en el cuadrángulo de Syrtis Major . El diámetro del cráter es de aproximadamente 49,0 km (30,4 mi). Se cree que alguna vez estuvo inundado de agua, el cráter contiene un depósito en forma de abanico -delta rico en arcillas . [173]

Lugar de aterrizaje de Mars 2020 dentro del cráter Jezero.

El cráter Jezero, considerado en su día como emplazamiento del Laboratorio Científico de Marte , es el lugar de aterrizaje del rover Perseverance en Marte. [174] Se han detectado minerales arcillosos en el interior y los alrededores del cráter. [175] [176] [177] El Mars Reconnaissance Orbiter identificó arcillas de esmectita . [178] Las arcillas se forman en presencia de agua, por lo que es probable que esta zona alguna vez contuviera agua y tal vez vida en la antigüedad. En algunos lugares la superficie está agrietada en patrones poligonales. Estas formas suelen formarse cuando la arcilla se seca. [172]

En un artículo publicado en marzo de 2015, los investigadores describieron cómo existía un antiguo sistema de lagos marcianos en el cráter Jezero. El estudio adelantó la idea de que el agua llenó el cráter al menos en dos ocasiones distintas. [175] [179] [180] [181] Hay dos canales en los lados norte y oeste del cráter que probablemente lo abastecieron de agua; ambos canales tienen depósitos similares a deltas cerca del lugar de aterrizaje donde los sedimentos fueron transportados por la banda de agua depositada en el lago. [182] Las imágenes muestran capas y meandros. [183] ​​[184]

Un objetivo principal de la misión Mars 2020 es buscar señales de vida antigua . Se espera que una misión posterior pueda traer muestras de sitios identificados como que probablemente contienen restos de vida. Para que la nave pueda descender de manera segura, se necesita un área circular plana, lisa y de 12 millas (20 km) de ancho. Los geólogos esperan examinar lugares donde alguna vez hubo agua estancada. [185] Les gustaría examinar capas de sedimentos .

Lago Eridania

El lago Eridania es un lago teóricamente antiguo con una superficie de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros cuadrados. [186] [187] [188] [189] 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 demás lagos marcianos juntos. El mar de Eridania contenía más de 9 veces más agua que todos los Grandes Lagos de América del Norte . [190] [191] [192] Se suponía que la superficie superior del lago estaba a la altura de las redes de valles que rodean el lago; todos terminan a la misma altura, lo que sugiere que desembocaban en un lago. [193] [194] [195]

  • Mapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene aproximadamente 530 millas de ancho.
    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
    Características alrededor del mar de Eridania etiquetadas

Tres cuencas conforman el lago Ariadnes (centrado en 175 E, 35 S), Atlantis (centrado en 182 E, 32 S) y Gorgonum (centrado en 192 E, 37 S). [196] [197] [198] Está ubicado en la fuente del canal de salida de Ma'adim Vallis y se extiende hacia el cuadrángulo de Eridania y el cuadrángulo de Phaethontis . [199] [200] Cuando el lago Eridania se secó a finales de la época de Noé, se dividió en una serie de lagos más pequeños. [87] [201] [202] [203] Se han encontrado arcillas que requieren agua para su formación dentro de los límites de este supuesto lago. Se identificaron como filosilicatos que contienen Mg/Fe y filosilicatos ricos en Al , utilizando datos hiperespectrales de CRISM . [204] Un estudio posterior, publicado en 2016, utilizando tanto OMEGA (espectrómetro de mapeo mineralógico visible e infrarrojo en Mars Express ) como CRISM, encontró que una capa de recubrimiento se encuentra sobre una capa de arcilla rica en Al (probablemente Al- esmectita y/o caolines ). Debajo de esta capa hay arcilla rica en Fe, llamada esmectita nontronita , y luego una capa de zeolita o sulfato hidratado . También se descubrieron pequeños depósitos de alunita y jarosita . Los minerales de arcilla proporcionan condiciones favorables para la preservación de rastros de vida marciana pasada. [197]

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 ), serpentina de Fe y Mg, carbonato de Mg-Fe-Ca 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, puede haber sido un lugar donde comenzó la vida. [192] La saponita, el talco, el talco-saponita, la nontronita, la glauconita y la serpentina son comunes en los fondos marinos de la Tierra. [205] [206] [207] La ​​evidencia más temprana de vida en la Tierra aparece en depósitos del fondo marino que son similares a los encontrados en la cuenca de Eridania. [208] Entonces, las muestras de material de Eridania pueden darnos una idea del entorno de la Tierra primitiva. Se encontraron depósitos de cloruro en lugares donde existía una línea de costa. Se depositaron a medida que el agua se evaporaba del mar. Se cree que estos depósitos de cloruro son delgados (menos de 30 metros), porque algunos cráteres no muestran la sustancia química en sus eyecciones. Las eyecciones de un cráter contienen material de debajo de la superficie, por lo tanto, si los depósitos de cloruro eran muy profundos, habrían aparecido en las eyecciones. [209]

  • Depósitos de cuencas profundas del fondo del mar de Eridania. Las mesetas del fondo están allí porque estaban protegidas contra la intensa erosión por una capa profunda de agua y hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden proceder de depósitos hidrotermales del fondo marino. Es posible que la vida se haya originado en este mar.
    Depósitos de cuencas profundas del fondo del mar de Eridania. Las mesetas del fondo están allí porque estaban protegidas contra la intensa erosión por una capa profunda de agua y hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden proceder de depósitos hidrotermales del fondo marino. Es posible que la vida se haya originado en este mar.
  • Diagrama que muestra cómo la actividad volcánica pudo haber provocado la deposición de minerales en el fondo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.
    Diagrama que muestra cómo la actividad volcánica pudo haber provocado la deposición de minerales en el fondo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.

En una conferencia de ciencia planetaria celebrada en Texas en 2018, se presentó un artículo que sugería que las aguas lacustres profundas de Eridania podrían haber albergado vida antigua. Este entorno 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. [210]

Cráter Columbus

El cráter Columbus es un cráter en el cuadrángulo de Memnonia , tiene 119 km de diámetro y recibió su nombre en honor a Cristóbal Colón , explorador italiano (1451-1506). [125] [211] 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] [212] [213] [214] Además, debido a que algunas capas contenían yeso , un sulfato que se forma en agua relativamente dulce, podría haberse formado vida en el cráter. [215] El instrumento CRISM en el Mars Reconnaissance Orbiter encontró caolinita , sulfatos hidratados que incluyen alunita y posiblemente jarosita . [79] Estudios posteriores concluyeron 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 estaban en el rango de las decenas de por ciento. Estos minerales sugieren que había agua presente en el cráter. [213] [216] Los científicos están entusiasmados por encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque generalmente se forman en presencia de agua. [217] Los lugares que contienen arcillas y/u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [218] Se encontraron minerales de sulfato sobre arcillas ricas en aluminio; esto implica que al principio, cuando se formaron las arcillas, el agua era más neutral y probablemente más fácil para el desarrollo de la vida. Los sulfatos generalmente se forman con la presencia de aguas más ácidas. [219]

  • Capas del cráter Columbus, tal como las ve HiRISE. Esta imagen en falso color tiene unos 240 metros de ancho. Algunas de las capas contienen minerales hidratados.
    Capas del cráter Columbus, vistas por HiRISE . Esta imagen en falso color tiene unos 240 metros de ancho. Algunas de las capas contienen minerales hidratados.

Canales de Navua Valles al noreste de la cuenca Hellas que también pueden haber albergado un gran lago cubierto de hielo en el pasado. [198]

Lago subglacial del casquete polar sur

Sitio del cuerpo de agua subglacial del polo sur

En 2018, se anunció que se había descubierto un lago subglacial debajo de la capa de hielo del polo sur de Marte. El lago fue detectado por la sonda Mars Express y tiene 20 km (10 mi) de largo, se encuentra bajo aproximadamente 1,5 km (1 mi) de cubierta glacial, con una temperatura del agua estimada en -68 °C (-90 °F) y una salmuera extremadamente salada . [220] [221] [222]

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 el mismo cuerpo de agua [como se sugirió anteriormente en una detección inicial preliminar], pero también encontramos otros tres cuerpos de agua alrededor del principal... Es un sistema complejo”. [223] [224]

Véase también

Referencias

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  • Agua en Marte - James Secosky - Convención virtual de la Mars Society 2021 - Cuenta dónde había agua y dónde hay hielo hoy en Marte (34 minutos)
  • – Lagos, abanicos, deltas y arroyos: restricciones geomorfológicas...
  • Lagos en Marte - Nathalie Cabrol (SETI Talks) Lagos en Marte - Nathalie Cabrol (SETI Talks)
  • Hielo marciano – Jim Secosky – 16.ª Convención anual de la Mars Society International
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