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Red de valles (Marte)

Red de valles ramificados en el cuadrángulo de Thaumasia , vista por el orbitador Viking. El campo de visión abarca aproximadamente 200 km. Las redes de valles son redes ramific...

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Red de valles ramificados en el cuadrángulo de Thaumasia , vista por el orbitador Viking. El campo de visión abarca aproximadamente 200 km.

Las redes de valles son redes ramificadas de valles en Marte que se asemejan superficialmente a las cuencas hidrográficas terrestres . [ 1 ] Se encuentran principalmente excavadas en el terreno de las tierras altas del sur de Marte y suelen ser, aunque no siempre, de la era Noeica (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, la distribución y la evolución implícita de las redes de valles son de gran importancia por lo que pueden revelarnos sobre la historia del agua líquida en la superficie marciana y, por ende, sobre 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 Marte primitivo, [ 2 ] aunque esto sigue siendo controvertido. [ 3 ] Las objeciones surgen principalmente de los resultados repetidos de modelos de paleoclima marciano que sugieren que temperaturas y presiones lo suficientemente altas como para mantener agua líquida en la superficie nunca fueron posibles en Marte. [ 4 ]

La llegada de imágenes de muy alta resolución de la superficie, procedentes de las cámaras de los satélites HiRISE , THEMIS y Context (CTX), así como de los modelos digitales de terreno del altímetro láser orbital de Marte (MOLA), ha mejorado drásticamente nuestra comprensión de las redes en la última década.

Forma

Parte de una red de valles cerca de Warrego Valles , captada por THEMIS. La longitud de la imagen es de aproximadamente 50 km.

Los valles de las redes suelen ser estrechos (<0,5–4  km) y de 50–200 m de profundidad, sin que ninguno de estos valores varíe consistentemente a lo largo de su longitud. Su forma de sección transversal tiende a evolucionar de forma de V en las cabeceras a forma de U en los tramos inferiores. Los valles individuales forman redes ramificadas interconectadas, generalmente de menos de 200  km de longitud y que drenan en depresiones topográficas locales. [ 1 ] La forma de los valles tributarios se describe comúnmente como "corta" o un término similar, lo que implica longitudes cortas lejos de los cauces principales y terminaciones en forma de anfiteatro en sus cabeceras. [ 1 ] [ 5 ] Muchos autores han descrito la densidad de drenaje de las redes como típicamente mucho menor que la que se observaría en la Tierra, [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] aunque también se ha planteado en la literatura hasta qué punto esto puede ser un artefacto de la resolución de la imagen, la degradación del paisaje o el sesgo del observador. [ 1 ] [ 2 ]

Sin embargo, imágenes más recientes también han enfatizado que el término "red de valles" incorpora una gran variedad de formas de valles diferentes en varias escalas diferentes en diferentes entornos geológicos marcianos. [ 2 ] Cualquier sistema de valles ramificados en una escala menor que un canal de salida puede denominarse red de valles, probablemente incorporando una gran variedad de procesos de formación geomorfológica . Algunas redes de valles se extienden por más de 2000  km a través del paisaje marciano. Algunas pueden cambiar de ancho aguas abajo. Algunas 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, los procesos eólicos posteriores han depositado sedimentos arrastrados por el viento en el fondo de los valles, ocultando la naturaleza del canal que debió haberlos excavado. En la Tierra, un valle es una depresión con un fondo plano, a través del cual migra un canal que transporta 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 donde 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 ambos en la interpretación de estas estructuras. [ 2 ]

Distribución y edad

Redes de valles a menor escala cerca de Candor Chasma , vistas por HiRISE (haga clic para ampliar). El campo de visión  abarca aproximadamente 3,5 km. La superficie en la que se forman los valles parece estar erosionándose.

Las redes de valles se concentran principalmente en las tierras altas craterizadas del sur de Marte. Las llanuras de lava de la era hesperiana del hemisferio norte, en general, están casi completamente intactas. Sin embargo, existen numerosas excepciones a esta generalización; en particular, muchos volcanes hesperianos y más recientes presentan redes de valles, al igual que otras áreas. [ 1 ] Estos valles también parecen cualitativamente más "frescos" y menos degradados que los de las tierras altas (por ejemplo, Nanedi Vallis).

Sin embargo, a escalas más finas, la distribución de los valles, cuando están presentes, es muy irregular y discontinua. En las tierras altas, no es raro encontrar laderas muy erosionadas inmediatamente adyacentes a superficies casi completamente inalteradas, tanto a escala de valle como de cuenca. Los valles también se agrupan regionalmente, con poca erosión en el noroeste de Arabia y el suroeste y sureste de Hellas , pero mucha en Terra Cimmeria y justo al sur del ecuador, desde los 20°E hasta los 180°E. También son mucho más prominentes en laderas más empinadas, [ 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 hacen que datar las redes de valles mediante técnicas convencionales de conteo de cráteres sea extremadamente difícil (aunque no imposible [ 11 ] ). La concentración de los valles en las tierras altas del sur de edad Noachiana y su escasez en las llanuras del norte de Hesperiana, combinada circunstancialmente con estimaciones independientes de una disminución de varios órdenes de magnitud en las tasas de erosión global marciana al final del Noachiano, [ 12 ] probablemente indica que la mayoría de las redes se cortaron durante este intervalo temprano. [ 1 ] Sin embargo, los canales en las superficies Hesperianas demuestran inequívocamente que los procesos de formación de valles continuaron al menos en algunas ubicaciones al menos durante parte del tiempo posterior al Noachiano. Algunas evidencias de conteo de cráteres incluso sugieren que algunas redes de tierras altas pudieron haberse formado en el Amazoniano . [ 11 ]

Formación e implicaciones para la historia climática de Marte.

El delta de Eberswalde , visto por MGS . Nótese los meandros con atajos, ahora visibles en relieve invertido .

Los mecanismos y los entornos implícitos para la formación de los valles siguen siendo objeto de controversia. Procesos tan diversos como la glaciación, los movimientos de masas, las fallas y la erosión por CO₂ , el viento y la lava se han invocado en algún momento en la formación de algunas redes, y pueden desempeñar papeles importantes localmente en algunas regiones de Marte. Sin embargo , la mayoría de los autores coinciden en que el agua líquida debe haber desempeñado un papel en la formación de la mayor parte de los valles, principalmente sobre la base tanto de la conocida distribución generalizada de hielo en Marte como también de las propiedades físicas del agua líquida (por ejemplo, la viscosidad ) que le permiten casi exclusivamente fluir miles de kilómetros cuesta abajo en forma de arroyos. [ 1 ] Las características de los canales en lo que se interpreta como deltas erosionados al pie de algunas redes (por ejemplo, en el cráter Eberswalde ) también están singularmente asociadas con la formación por agua corriente; por ejemplo, canales meandriformes y sinuosos con cortes de meandro , que tienen geometrías hidráulicas internamente consistentes que corresponden muy de cerca a lo que se esperaría en los canales fluviales en la Tierra. [ 13 ] Líneas de evidencia independientes también sugieren la existencia de agua líquida en la superficie o muy cerca de ella en varios momentos de la historia marciana, por ejemplo, evaporitas en Meridiani Planum y alteración acuosa generalizada de rocas en Columbia Hills , ambas investigadas por los Mars Exploration Rovers .

Además, se han propuesto diversos escenarios para explicar la forma y distribución espacial y temporal de los valles. Cada uno tiene sus propias implicaciones respecto al paleoclima de Marte en el momento de la formación de estas redes. Algunos de ellos se resumen a continuación. Cabe destacar también que, al igual que en la Tierra, es probable que diferentes mecanismos de formación operen en distintos momentos y lugares de la superficie marciana.

En agosto de 2020, los científicos informaron que las redes de valles en las tierras altas del sur de Marte podrían haberse formado principalmente bajo glaciares, no bajo ríos de agua de flujo libre, lo que indica que el Marte primitivo era más frío de lo que se pensaba y que probablemente ocurrió una glaciación extensa en su pasado. [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]

1. Todo sigue igual, las aguas subterráneas están congeladas: Marte, frío y seco.

Este escenario busca describir la formación de las redes de valles sin recurrir a condiciones o procesos diferentes de los que ya se sabe que existen en Marte hoy en día. Los modelos indican que podrían producirse filtraciones de agua subterránea en la superficie incluso en condiciones actuales, pero se congelarían muy rápidamente. Sin embargo, según esta hipótesis, la capa de hielo podría aislar el agua que fluye debajo lo suficientemente bien como para permitir el transporte a larga distancia (y la erosión asociada), de forma similar a como 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 subterránea ; por ejemplo, cabeceras en forma de anfiteatro, ancho constante del valle aguas abajo, fondos 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 excavar todos los valles formados en el Noeico. A pesar de esto, este modelo básico puede seguir siendo útil para comprender los valles más limitados formados posteriormente en el Hesperiano y el Amazónico. [ 1 ]

2. Fuentes de agua subterránea, ciclo hidrológico: Marte, frío y húmedo.

Estos modelos amplían el modelo de Marte frío y seco al contemplar 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 del agua sostenido de algún tipo a largo plazo en el Noeico, pero no requieren explícitamente que esta agua sea líquida o caiga en forma de precipitación . Esto significa que Marte no necesita ser cálido (es decir, por encima del punto de congelación) en su historia temprana, de acuerdo con los modelos climáticos actuales. [ 4 ]

Circulación global de aguas subterráneas

Se ha propuesto [ 20 ] que los acuíferos podrían recargarse en escalas de tiempo geológicas mediante una secuencia de sublimación de las filtraciones congeladas, circulación atmosférica del vapor hacia el casquete polar sur, redeposición de este sobre el casquete, fusión basal bajo la masa de hielo y circulación de agua subterránea a escala global. Este mecanismo resulta atractivo, ya que requiere poca conjetura sobre un clima pasado radicalmente diferente y encaja bien con teorías independientes sobre los orígenes de los canales de salida marcianos en terrenos caóticos como importantes rupturas de acuíferos. Sin embargo, la carga hidrostática suministrada por este mecanismo no podría alimentar los numerosos canales situados a elevaciones superiores a la base del casquete polar sur. [ 21 ]

Circulación local de aguas subterráneas

Un modelo relacionado sugiere que el calor generado localmente podría producir filtraciones y recarga de agua subterránea a escala local, ya sea por vulcanismo intrusivo [ 22 ] o por calentamiento por impacto. [ 23 ] [ 24 ] Sin embargo, esta versión tiene dificultades para explicar las redes de valles más largas y extensas: si el agua fluye a cientos o miles de kilómetros de la fuente de calor, el suelo volverá a congelarse y la recarga no será posible nuevamente. [ 1 ]

3. Ciclo hidrológico activo completo: Marte cálido y húmedo

Muchas de las redes de valles del Noachiano presentan características que indican claramente un origen a partir de precipitaciones distribuidas: redes ramificadas, valles que comienzan en crestas estrechas, perfiles transversales en forma de V y comportamiento difusivo de las laderas. Por el contrario, utilizando únicamente evidencia geomorfológica, resulta muy difícil construir un argumento sólido en contra del origen por precipitación. [ 2 ] La precipitación también proporciona un mecanismo de recarga directo para los acuíferos subterráneos, que sin duda existen y son importantes en algunos casos (como en la Tierra). Esta precipitación pudo haber ocurrido como lluvia o nieve (con posterior deshielo en el suelo), pero ambas requieren una atmósfera significativamente más húmeda y, por lo tanto, más cálida y densa que la que existe actualmente. Un Noachiano más cálido y húmedo también está respaldado por observaciones independientes de las tasas de meteorización de las rocas, lagos de cráter de edad Noachiana y la geología Noachiana en los sitios de aterrizaje.

La principal dificultad de este modelo radica en que las simulaciones climáticas marcianas tienen dificultades para simular de forma fiable un Noachiano cálido y húmedo, debido en gran medida a la distancia entre el Sol y Marte en comparación con la Tierra, y a la menor actividad solar inferida en los inicios del sistema solar. [ 4 ] Además, una atmósfera de efecto invernadero de CO₂ - H₂O que calentara el clima debería haber dejado extensos depósitos de rocas carbonatadas , los cuales no se han encontrado. También existen problemas para mantener dicha atmósfera el tiempo suficiente para permitir la formación de los valles, ya que los basaltos no erosionados, tan frecuentes en Marte, deberían constituir sumideros de carbono extremadamente eficaces , especialmente si la superficie es húmeda, [ 25 ] y los continuos impactos del espacio en la historia temprana de Marte deberían haber eliminado rápidamente cualquier atmósfera. [ 26 ]

Las soluciones a esta aparente contradicción podrían incluir mecanismos exóticos que no requieran un efecto invernadero sostenido de CO₂ - H₂O , como el calentamiento episódico debido al vulcanismo o los impactos. Otras posibilidades (además de la mala interpretación de la geología y la geomorfología) son defectos en la física o las condiciones límite de los modelos climáticos: un Sol más potente de lo que predice la teoría actual, suposiciones erróneas sobre gases de efecto invernadero traza (pero potentes) o fallos en la parametrización de las nubes de CO₂ . [ 1 ]

Sin embargo, es posible que otros gases traza, junto con el CO₂ , hubieran resuelto esta paradoja. Ramírez et al. (2014) [ 27 ] demostraron que un efecto invernadero de CO₂ - H₂ sería lo suficientemente fuerte como para producir las temperaturas superiores al punto de congelación necesarias para la formación de valles. Posteriormente, se ha descubierto que este efecto invernadero de CO₂-H₂ es incluso más efectivo que lo demostrado originalmente en Ramírez et al. (2014), [ 28 ] con soluciones cálidas posibles a concentraciones de hidrógeno y presiones de CO₂ tan bajas como 1% y 0,55 bar, respectivamente. [ 29 ]

Referencias

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Carr, MH (2006), La superficie de Marte. Serie de Ciencias Planetarias de Cambridge, Cambridge University Press.
  2. 1 2 3 4 5 6 Craddock, RA y Howard, AD (2002), El caso de la lluvia en un Marte primitivo cálido y húmedo, J. Geophys. Res., 107(E11), doi : 10.1029/2001JE001505
  3. 1 2 Malin, MC y Carr, MH (1999), Formación de aguas subterráneas en valles marcianos, Nature , 397, 589-592
  4. 1 2 3 Haberle, RM (1998), Early Climate Models, J. Geophys. Res., 103(E12),28467-79.
  5. ↑ Baker, VR y Partridge, J. (1986), Pequeños valles marcianos: Morfología prístina y degradada, J. Geophys. Res., 91, 3561–3572
  6. ↑ Pieri, D. (1976), Distribución de pequeños canales en la superficie marciana, Icarus, 27, 25–50
  7. ↑ Brakenridge, GR, HE Newsom y Baker, VR (1985), Antiguas fuentes termales en Marte: Orígenes y significado paleoambiental de pequeños valles marcianos, Geology , 13, 859–862
  8. ↑ Clifford, SM (1993), Un modelo para el comportamiento hidrológico y climático del agua en Marte, J. Geophys. Res., 98, 10,973–11,016
  9. ↑ Hynek, BM y Phillips, RJ (2001), Evidencia de denudación extensa de las tierras altas marcianas, Geology , 29, 407-10
  10. ↑ Jaumann, R. (2005), Redes de valles marcianos y características fluviales asociadas vistas por la cámara de alta resolución (HRSC) de Mars Express, LPSC XXXVI, Resumen 1815
  11. 1 2 Dohm, JM y Scott, DH (1993), Relación entre edades y elevación de canales marcianos (resumen), Lunar Planet. Sci., XXIV, 407– 408
  12. ↑ Golombek, MP y Bridges, NT (2000), Tasas de erosión en Marte e implicaciones para el cambio climático: limitaciones del sitio de aterrizaje de Pathfinder, J. Geophys. Res., 105(E1), 1841-1853
  13. ↑ Irwin, RP y Grant, J., enviaron manuscrito
  14. ↑ "El Marte primitivo estaba cubierto de capas de hielo, no de ríos caudalosos: estudio" . phys.org . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
  15. ↑ Crane, Leah. "Los antiguos valles de Marte podrían haber sido esculpidos por glaciares" . New Scientist . Consultado el 6 de septiembre de 2020 .
  16. ↑ Grau Galofre, Anna; Jellinek, A. Mark; Osinski, Gordon R. (3 de agosto de 2020). "Formación de valles en Marte primitivo por erosión subglacial y fluvial" . Nature Geoscience . 13 (10): 663– 668. Bibcode : 2020NatGe..13..663G . doi : 10.1038/s41561-020-0618-x . ISSN 1752-0908 . S2CID 220939044. Recuperado el 6 de septiembre de 2020 .  
  17. ↑ Squyres, SW y Kasting, JF (1994), Marte primitivo: ¿Qué tan cálido y húmedo era?, Science , 265, 744-8.
  18. ↑ Lamb, MP, Howard, AD, Johnson, J., Whipple, KX, Dietrich, WE y Perron, T. (2006), ¿Pueden los manantiales excavar cañones en la roca?, J. Geophys. Res., 111, E07002, doi : 10.1029/2005JE002663
  19. ↑ Sharp, RP y Malin, MC (1975), Canales en Marte, Geol. Soc. Am. Bull., 86, 593-609.
  20. ↑ Clifford, SM (1993), Un modelo para el comportamiento hidrológico y climático del agua en Marte, J. Geophys. Res., 98, 10973-1016
  21. ↑ Carr, MH (2002), Elevación de características erosionadas por el agua en Marte: Implicaciones para la circulación de agua subterránea, J. Geophys. Res., 107(E12), 5131, doi : 10.1029/2002JE001963 .
  22. ↑ Gulick, VC (1998), Intrusiones magmáticas y un origen hidrotermal de los valles fluviales en Marte, J. Geophys. Res., 103, 19365-87.
  23. ↑ Newsome, HE (1980), Alteración hidrotermal de láminas fundidas por impacto con implicaciones para Marte, Icarus, 44, 207-16.
  24. ↑ Salese, F., G. Di Achille, A. Neesemann, GG Ori y E. Hauber (2016), Análisis hidrológicos y sedimentarios de sistemas paleofluviales-paleolacustos bien conservados en Moa Valles, Marte, J. Geophys. Res. Planets, 121, 194–232, doi:10.1002/2015JE004891
  25. ↑ Pollack, JB, Kasting, JF, Richardson, SM y Poliakoff, K. (1987), El caso de un clima cálido y húmedo en el Marte primitivo, Icarus, 71, 203-24.
  26. ↑ Carr, MH (1999), Retención de una atmósfera en Marte primitivo, J. Geophys. Res., 104, 21897-909.
  27. ↑ Ramirez, RM, Kopparapu, R., Zugger, ME, Robinson, TD, Freedman, R., & Kasting, JF (2014). Calentamiento del Marte primitivo con CO 2 y H2. Nature Geoscience, 7(1), 59-63.
  28. ↑ Wordsworth, R., Kalugina, Y., Lokshtanov, S., Vigasin, A., Ehlmann, B., Head, J., ... & Wang, H. (2017). Calentamiento transitorio de efecto invernadero reductor en Marte primitivo. Geophysical Research Letters, 44(2), 665-671
  29. ↑ Ramirez, RM (2017) Una solución más cálida y húmeda para el Marte primitivo y los desafíos del calentamiento transitorio. Icarus, 297, 71-82
  • Vídeo (04:32) - Evidencia: El agua fluyó "con fuerza" en Marte - Septiembre de 2012