Cuadrángulo de Mare Australe

El cuadrángulo Mare Australe es uno de una serie de 30 mapas de cuadrángulos de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo Mare Australe también se conoce como MC-30 (Mars Chart-30). ^{[ 1 ]} El cuadrángulo cubre toda el área de Marte al sur de los 65°, incluyendo el casquete polar sur y su área circundante. El nombre del cuadrángulo deriva de un nombre antiguo para una característica que ahora se llama Planum Australe , una gran llanura que rodea el casquete polar. ^{[ 2 ]} El módulo de aterrizaje polar de Marte se estrelló en esta región. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Alrededor del casquete glaciar meridional se encuentra una superficie, denominada Formación Dorsa Argentea , que podría ser un antiguo depósito rico en hielo. Contiene un grupo de crestas sinuosas y ramificadas que se asemejan a eskers, formaciones que se crean cuando los arroyos se encuentran bajo los glaciares. ^{[ 5 ]} La formación suele contener simas: dos de las principales se denominan Cavi Angusti y Cavi Sisyphi . Estas simas tienen laderas empinadas y forma irregular. Alcanzan hasta 50  km de diámetro y 1  km de profundidad. ^{[ 6 ]}

El cuadrilátero también contiene Angustus Labyrinthus , una formación de valles o crestas que se entrecruzan, apodada la "Ciudad Inca". ^{[ 7 ]} Los investigadores se sorprendieron al ver que algunas partes de la superficie tenían una apariencia de queso suizo. Además, algunas áreas presentaban extrañas formas con forma de araña, que se determinó que eran causadas por el dióxido de carbono que levantaba polvo en ciertas épocas del año.

Algunos cráteres en Mare Australe muestran barrancos. 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 semejanza con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes del Mars Global Surveyor , aparecen 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 hilo de canal inciso que une ambos, dándole al barranco una forma de reloj de arena. ^{[ 8 ]} Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, o ninguno. También se encuentra una subclase de barrancos tallados en las caras de las dunas de arena, que a su vez se consideran bastante jóvenes. Basándose en su forma, orientación, posición y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creían que los procesos que esculpieron los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa. Tan pronto como se descubrieron los barrancos, ^{[ 8 ]} los investigadores comenzaron a fotografiar muchos barrancos repetidamente, buscando posibles cambios. Para 2006, se encontraron algunos cambios. ^{[ 9 ]} 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. ^{[ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]} Con observaciones continuas, se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y otros. ^{[ 13 ]} Con más observaciones repetidas, se han encontrado cada vez más cambios; dado que los cambios ocurren en invierno y primavera, los expertos tienden a creer que los barrancos se formaron a partir de hielo seco. 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. ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]} En algunos años, heladas, tal vez de hasta 1 metro de espesor.

Los depósitos estratificados del polo sur (SPLD) son la estructura geológica subyacente permanente, compuesta principalmente de hielo de agua con polvo. ^{[ 17 ]} En contraste, el casquete polar de Marte es una capa estacional de escarcha de dióxido de carbono (CO2) que se forma sobre los SPLD en invierno. Los SPLD son mucho más gruesos, contienen depósitos estratificados que se han acumulado durante millones de años e incluyen hielo de CO2 enterrado. El casquete polar es una capa delgada y transitoria de CO2 que se sublima en verano. ^{[ 18 ] [ 19 ]}

En julio de 2018, los científicos informaron del descubrimiento de un lago de agua líquida bajo el casquete polar sur. Las mediciones se obtuvieron con el radar avanzado de Marte para el sondeo subsuperficial y ionosférico ( MARSIS ) a bordo de la nave espacial orbital Mars Express de la Agencia Espacial Europea. Los reflejos del radar mostraron un punto brillante en las capas de hielo que, según un análisis posterior, resultó ser un lago de agua líquida. Se cree que el agua permanece líquida, incluso a una temperatura de -68 grados Celsius, debido a la alta concentración de sal disuelta que reduce el punto de congelación. El lago tiene unos 20 kilómetros de ancho y al menos 10 centímetros de profundidad. Podría contener 10 mil millones de litros de agua líquida. ^{[ 20 ] [ 21 ]} Es muy probable que existan muchos pequeños cuerpos de agua bajo el casquete polar; sin embargo, son difíciles de detectar con MARSIS. Además, la cobertura de datos brutos necesaria para estas detecciones es limitada: solo un pequeño porcentaje del área cuenta con un conjunto completo de datos. ^{[ 21 ]}

Se cree que la Formación Dorsa Argentea (DAF) es un gran sistema de eskers que se encontraban bajo un antiguo casquete polar en la región polar sur de Marte. ^{[ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]} Se cree que esta gran capa de hielo polar cubrió aproximadamente 1,5 millones de kilómetros cuadrados. Esa área es el doble del área del estado de Texas . ^{[ 26 ] [ 27 ]} La capa de hielo se formó cerca del límite de la era Noeica -Hesperiana y retrocedió a principios de la era Hesperiana . ^{[ 25 ] [ 28 ]} Una gruesa capa de hielo pudo formarse más fácilmente en la región polar sur que en el polo norte porque el polo sur está a mayor altitud. ^{[ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ]} Es posible que hubiera mucha más agua disponible en la atmósfera marciana cuando se desarrolló la capa de hielo. ^{[ 34 ]}

Este grupo de crestas se extiende desde los 270–100 E y los 70–90 S, alrededor del polo sur de Marte. Se encuentra bajo los Depósitos Estratificados del Polo Sur del Amazonas Tardío (SPLD). La cantidad de estas crestas es enorme; un estudio analizó siete sistemas de crestas diferentes que contenían casi 4000 crestas con una longitud total de 51 000  km. ^{[ 35 ]}

Se cree que la mayoría de los eskers se formaron dentro de túneles con paredes de hielo por corrientes de agua que fluían dentro y debajo de los glaciares. Tras el derretimiento de las paredes de hielo que los contenían, los depósitos de los arroyos quedaron como largas crestas sinuosas.

Los datos del radar MARSIS sugieren que en la actualidad aún existen áreas significativas de partes estratificadas, potencialmente ricas en hielo, de la Formación Dorsa Argentea. ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

Un equipo de investigadores utilizó un modelo climático global primitivo de Marte junto con el Modelo de Capa de Hielo de la Universidad de Maine para determinar cómo se formaron los eskers. Concluyeron que, para alcanzar una temperatura suficientemente alta en la atmósfera marciana que permitiera la formación de la capa de hielo, se requería un gas de efecto invernadero, además de una atmósfera de dióxido de carbono más densa, para calentar la superficie cerca de los polos al menos 20 grados centígrados. Asimismo, para que se produjera la forma de la capa de hielo, era necesaria la presencia de al menos una parte de los volcanes de Tharsis. ^{[ 39 ]}

Se hallaron pruebas contundentes de la existencia de un antiguo océano a partir de datos recopilados en los polos norte y sur. En marzo de 2015, un equipo de científicos publicó resultados que mostraban que esta región estaba altamente enriquecida con deuterio (hidrógeno pesado), siete veces más que la Tierra. Esto significa que Marte ha perdido un volumen de agua 6,5 ​​veces mayor que el que se almacena actualmente en los casquetes polares. Durante un tiempo, esta agua habría formado un océano en la zona baja del Mare Boreum. La cantidad de agua podría haber cubierto el planeta unos 140 metros, pero probablemente se trataba de un océano que en algunos lugares habría alcanzado casi 1,6 kilómetros de profundidad.

Este equipo internacional utilizó el Very Large Telescope del ESO , junto con instrumentos del Observatorio WM Keck y del Telescopio Infrarrojo de la NASA , para cartografiar diferentes formas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años. ^{[ 40 ] [ 41 ]}