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Presencia de agua en Marte

Noviembre 10, 2021

La presencia de agua en Marte se investiga desde hace mucho tiempo. La geografía del planeta parece indicar fuertes accidentes que habrían sido producidos por el agua en tiempos pasados, en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales. Hoy la atmósfera de Marte se estima que tiene un 0,01 % de agua en forma de vapor y se sabe que hay también agua helada en el subsuelo. La presión atmosférica marciana es muy inferior a la de la Tierra y la temperatura también; estas condiciones ambientales hacen que el ciclo del agua en Marte sea diferente al de la Tierra, puesto que esta pasa directamente de estado sólido a gaseoso y viceversa sin pasar por el estado líquido.

Impresión artística de una hipotética superficie marciana en el pasado, basada en datos geológicos.

En julio de 2018, científicos italianos informaron sobre el descubrimiento de un lago subglacial en Marte, a 1,5 km (0,93 mi) debajo del casquete glacial meridional y extendiéndose unos 20 km (12 mi), el primer cuerpo de agua estable conocido en el planeta.[1]​

Casi toda el agua en Marte hoy existe como hielo, aunque también existe en pequeñas cantidades como vapor en la atmósfera [2]​ y ocasionalmente como salmueras líquidas de bajo volumen en suelos poco profundos de Marte. [3]​[4]​ El único lugar donde el hielo de agua es visible en la superficie está en el casquete polar del norte. [5]​ Abundante hielo de agua también está presente debajo del casquete polar permanente de dióxido de carbono en el polo sur marciano y en el subsuelo poco profundo en condiciones más templadas.[6]​ [7]​ Se han identificado más de cinco millones de km³ de hielo en la superficie del Marte o cerca de ella, lo suficiente como para cubrir todo el planeta a una profundidad de 35 m (115 pies). [8]​ Es probable que aún más hielo esté encerrado en el subsuelo profundo.[9]​

En la actualidad, puede existir algo de agua líquida transitoriamente en la superficie marciana, pero limitada a restos de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son ambientes desafiantes para la vida conocida. [4]​[10]​[11]​ No existen grandes cuerpos de agua líquida en la superficie del planeta, porque la presión atmosférica promedia solo 600 pascales (0.087 psi) - alrededor del 0.6% de la presión media del nivel del mar - lo que lleva a una rápida evaporación (sublimación) o congelamiento rápido. Antes de hace 3.800 millones de años, Marte pudo haber tenido una atmósfera más densa y temperaturas superficiales más altas, [12]​[13]​ permitiendo grandes cantidades de agua líquida en la superficie,[14]​ [15]​[16]​[17]​ posiblemente incluyendo un gran océano [18]​[19]​[20]​[21]​ que pudo haber cubierto un tercio del planeta. [22]​[23]​ [24]​ Aparentemente, el agua también fluyó a través de la superficie durante períodos cortos a diversos intervalos más recientemente en la historia de Marte. [25]​[26]​ [27]​ El 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que, en base a la evidencia del rover Curiosity que estudiaba Aeolis Palus, Gale Crater contenía un antiguo lago de agua dulce que podría haber sido un ambiente hospitalario para la vida microbiana. [28]​[29]​

Muchas líneas de evidencia indican que el hielo de agua es abundante en Marte y ha jugado un papel importante en la historia geológica del planeta. [30]​ [31]​ El inventario actual de agua en Marte puede estimarse a partir de imágenes de naves espaciales, técnicas de teledetección (mediciones espectroscópicas, [32]​[33]​ radar, [34]​ etc.) e investigaciones de superficie de aterrizadores y rovers.[35]​ [36]​La evidencia geológica del agua pasada incluye canales de salida enormes tallados por inundaciones, [37]​redes antiguas de ríos,[38]​ [39]​deltas,[40]​ y lechos de los lagos; [41]​ y la detección de rocas y minerales en la superficie que solo podrían haberse formado en agua líquida.[42]​ Numerosas características geomórficas sugieren la presencia de hielo molido (permafrost) [43]​[44]​[45]​ [46]​y el movimiento del hielo en los glaciares, tanto en el pasado reciente[47]​[48]​[49]​[50]​ como en el presente. [51]​ Los barrancos y las líneas de laderas a lo largo de los acantilados y las paredes del cráter sugieren que el agua que fluye continúa formando la superficie de Marte, aunque en un grado mucho menor que en el pasado antiguo.

Aunque la superficie de Marte estuvo periódicamente húmeda y podría haber sido hospitalaria para la vida microbiana hace miles de millones de años,[52]​ el ambiente actual en la superficie es seco y se congela, probablemente presentando un obstáculo insuperable para los organismos vivos. Además, a Marte le falta una atmósfera gruesa, capa de ozono y campo magnético, lo que permite que la radiación solar y cósmica golpee la superficie sin obstáculos. Los efectos dañinos de la radiación ionizante sobre la estructura celular es otro de los principales factores limitantes en la supervivencia de la vida en la superficie.[53]​ [54]​ Por lo tanto, las mejores ubicaciones posibles para descubrir la vida en Marte pueden ser en entornos subsuperficiales. [55]​[56]​[57]​El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en Marte; el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior. [58]​[59]​[60]​

Comprender el alcance y la situación del agua en Marte es vital para evaluar el potencial del planeta para albergar vida y para proporcionar recursos utilizables para futuras exploraciones humanas. Por esta razón, "Seguir el agua" fue el tema de ciencia del Programa de Exploración de Marte (MEP) de la NASA en la primera década del siglo XXI. Los descubrimientos realizados por Mars Odyssey 2001, Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) y Mars Phoenix han sido fundamentales para responder preguntas clave sobre la abundancia y distribución del agua en Marte. El orbitador Mars Express de la ESA también ha proporcionado datos esenciales en esta misión. [61]​ Mars Odyssey, Mars Express, MER Opportunity rover, MRO y Mars Science Lander Curiosity rover todavía están enviando datos desde Marte, y se siguen haciendo descubrimientos.

Antecedentes históricos

 
Mapa histórico de Marte, obra de Giovanni Schiaparelli  
 
Canales de Marte ilustrados por el astrónomo Percival Lowell (1898).  

La noción de agua en Marte precedió a la era espacial por cientos de años. Los primeros observadores, utilizando telescopios ópticos, asumieron correctamente que los casquetes y las nubes polares de color blanco eran indicadores de la presencia de agua. Estas observaciones, junto con el hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevó al astrónomo William Herschel a declarar en 1784 que Marte probablemente ofrecería a sus hipotéticos habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra".[62]​

A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocían que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no se aceptaba, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con solo una escasa cantidad de agua. Las áreas oscuras, que se podía ver como cambiaban estacionalmente, fueron consideradas entonces como extensiones de vegetación.[63]​ La persona responsable de popularizar esta visión de Marte fue Percival Lowell (1855 – 1916), quien imaginó una raza de marcianos construyendo una red de canales para llevar agua desde los polos a los habitantes establecidos en el ecuador del planeta. A pesar de generar un tremendo entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. El consenso científico establecido por entonces es probablemente mejor resumido por el astrónomo inglés Edward Maunder (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con "las condiciones sobre un pico de seis mil metros de altura en una isla del Ártico, donde solamente se podría esperar que sobreviviesen los líquenes".[64]​

Mientras tanto, muchos astrónomos estaban refinando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composición de la atmósfera de Marte. Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham del Observatorio del Monte Wilson intentaron identificar el oxígeno y el vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocida con certeza fue el dióxido de carbono (CO2) identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947.[65]​ El vapor de agua no fue detectado inequívocamente en Marte hasta 1963.[66]​

 
Imagen tomada por el Mariner 4, mostrando un planeta estéril (1965)

La composición de los casquetes polares de Marte, se había asumido que estaban formados por hielo de agua desde los tiempos de Cassini (1666). Sin embargo, esta idea fue cuestionada por algunos científicos en el siglo XIX, que pensaron en el hielo de CO2 debido a la baja temperatura total del planeta y a la apreciable carencia evidente de agua. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966.[67]​ Actualmente se sabe que los casquetes invernales en ambos polos se componen principalmente de hielo de CO2, pero que permanece una capa permanente (o perenne) de hielo de agua durante el verano en el Polo Norte. En el Polo Sur, un pequeño casquete de hielo de CO2 permanece durante el verano, pero esta capa también está cubierta por el hielo de agua.

La pieza final del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el Mariner 4 en 1965. Las granuladas imágenes de televisión enviadas por la nave espacial mostraron una superficie dominada por cráteres de impacto, lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no había experimentado el nivel de erosión y actividad tectónica presente en la Tierra. Poca erosión significaba que el agua líquida no había desempeñado probablemente un papel grande en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años.[68]​ Además, las variaciones en las señales de radio de la nave espacial a medida que pasaba detrás del planeta permitían a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la tierra en al nivel del mar, excluía de forma efectiva la existencia de agua líquida, que rápidamente herviría o se congelaría a presiones tan bajas.[69]​ Estos datos generaron una visión de Marte como un mundo muy parecido a la Luna, pero con una tenue atmósfera capaz de mover el polvo alrededor alrededor del planeta. Esta visión de Marte duraría casi otra década, hasta que el Mariner 9 mostró un Marte mucho más dinámico, con indicios de que el ambiente del pasado del planeta fue menos inclemente que el actual.

El 24 de enero de 2014, la NASA informó acerca de que los vehículos exploradores Curiosity y Opportunity estaban buscando evidencias de antigua vida en Marte, incluyendo indicios de una biosfera basada en microorganismos de nutrición autótrofa, quimiótrofa y/o litótrofa, así como la antigua presencia agua, incluyendo planicies lacustres (llanuras relacionadas con ríos antiguos o lagos) que pudieran haber sido habitables.[70]​[71]​[72]​[73]​

Durante muchos años se pensó que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberación de un acúmulo de agua global, pero una investigación publicada en 2015 revela depósitos regionales de sedimentos y de hielo formados 450 millones de años antes de convertirse en flujos de agua.[74]​ Así, "la deposición de sedimentos de los ríos y el derretimiento glacial rellenaron cañones gigantes en el fondo del antiguo océano primordial que había ocupado las tierras bajas del norte del planeta", y "fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que fue liberada más tarde formando grandes inundaciones, cuyos efectos pueden ser vistos hoy."[75]​[74]​

Primeros indicios

Marte – Utopia Planitia
 
Terreno festoneado de Marte
 
Mapa del terreno
El terreno festoneado condujo al descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo, con suficiente agua como para llenar el Lago Superior (22 de noviembre de 2016)[76]​[77]​[78]​

Hasta encontrar hielo, cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte, los bordes de esa excavación deberían haberse hundido, como cuando se hace un surco en la arena. Sin embargo, los bordes de las incisiones practicadas en la superficie marciana no se hundían, como si el suelo estuviera húmedo. Esto hacía suponer que entre las partículas del suelo había quizás agua congelada, un fenómeno que, por otro lado, es común en las regiones muy frías de la Tierra, donde desde las grandes glaciaciones del Cuaternario, el suelo está profundamente helado (permafrost).

En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó hidrógeno superficial. Esto hizo pensar en la posibilidad de que este hidrógeno se pudiera combinar con grupos hidroxilo para formar agua helada. El hielo formaría una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad de la superficie y comprendería desde los casquetes polares hasta los 60° de latitud.

Primera detección de agua en el suelo

En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detectó agua en el polo sur del planeta, pero congelada.[79]​ La observación de líneas espectrales de vapor de agua se hizo al final del verano, cuando el "hielo seco" se sublima y deja un casquete residual de agua.

El 31 de julio de 2008, la NASA hizo público que el día anterior, 30 de julio de 2008, el vehículo explorador Phoenix había realizado pruebas de laboratorio que habían confirmado la existencia de agua en Marte.[80]​[81]​ Según William Boynton, del analizador térmico del Phoenix en la Universidad de Arizona, "esta es la primera vez que se comprueba de manera concreta y segura la presencia de agua en el planeta. Ya se habían detectado indicios de agua congelada en observaciones hechas por la nave Mars Odyssey y en otras muestras que se diluyeron mientras eran observadas por el rover Phoenix el mes pasado. Pero esta es la primera vez que el agua marciana se ha tocado y se ha probado". El miércoles, 30 de julio, el brazo robótico del Phoenix depositó una muestra que la instrumentación identificó como vapor de agua. La muestra, en forma de una capa dura de material congelado, fue extraída de una perforación de cerca de cinco centímetros en el suelo marciano y expuesta durante dos días al ambiente de Marte, hasta que el agua que contenía empezó a evaporarse, circunstancia que según el comunicado facilitó la observación.[82]​

Presencia actual de hielo de agua

 
 
Proporción de hielo de agua presente en el metro superior de la superficie marciana para latitudes bajas (imagen superior) y latitudes altas (imagen inferior). Los porcentajes se obtienen a través de cálculos estequiométricos basados en flujos de neutrones epitermales. Estos flujos fueron detectados por el Espectrómetro de Neutrones a bordo de la nave Mars Odyssey 2001.

Una cantidad significativa de hidrógeno de superficie ha sido observada globalmente por el Espectrómetro de Neutrones del Mars Odyssey y por el Espectrómetro de Rayos Gamma.[83]​ Se piensa que este hidrógeno se incorpora a la estructura molecular del hielo. Mediante cálculos estequiométricos a partir de los flujos observados, se han deducido las concentraciones de hielo de agua en el metro superior de la superficie marciana. Este proceso ha revelado que el hielo es común y abundante en la superficie actual. Por debajo de los 60 grados de latitud, el hielo se concentra en varias zonas regionales, particularmente alrededor de los volcanes Elysium, Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum, y existe en concentraciones de hasta el 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Alrededor de los polos por encima de los 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% casi en todas partes, y se aproximan al 100% en los polos.[84]​ Más recientemente, los instrumentos de sondeo por radar SHARAD y MARSIS han comenzado a ser capaces de confirmar si elementos individuales de la superficie son ricos en hielo. Debido a la inestabilidad conocida del hielo en las condiciones superficiales actuales de Marte, se piensa que casi todo este hielo debe estar cubierto por una capa de materiales granulares o en forma de polvo.

Las observaciones del espectrómetro de neutrones del Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyera uniformemente, daría una capa de agua equivalente de por lo menos ≈ 14 cm . La superficie marciana promedio en el planeta posee aproximadamente un 14% de agua.[85]​ El hielo de agua actualmente bloqueado en ambos polos marcianos corresponde a una capa de agua equivalente de 30 m, y la evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua de superficie a lo largo de la historia geológica, con espesores equivalentes de hasta 500 m.[85]​ Se cree que parte de esta agua del pasado se ha perdido en el subsuelo profundo, y parte en el espacio, aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo mal entendido.[86]​ El actual depósito atmosférico de agua es importante como un conducto que permite la migración gradual del hielo de una parte de la superficie a otra, tanto en épocas estacionales como en épocas más largas. Es insignificante en volumen, con un espesor equivalente de no más de 10 micrómetros.[85]​

Zonas de hielo

El 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada;[87]​ y algunas fuentes interpretaron el descubrimiento como un "lago de hielo".[88]​ Las imágenes del cráter tomadas por la Cámara Estereoscópica de Alta Resolución en órbita a bordo de la nave Mars Express de la Agencia Espacial Europea muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un cráter sin nombre, ubicado en Vastitas Borealis, situado aproximadamente en las coordenadas 70,5° norte y 103° este. El cráter tiene 35 km de diámetro y cerca de 2 km de profundidad. La diferencia de altura entre el suelo del cráter y la superficie del hielo de agua es de unos 200 m. Los científicos de la ESA han atribuido la mayor parte de esta diferencia de altura a las dunas de arena bajo el hielo de agua, que son parcialmente visibles. Mientras que los científicos no se refieren a esta superficie como un "lago", la zona de hielo de agua es notable por su tamaño y por estar presente durante todo el año. Se han encontrado depósitos de hielo de agua y capas de escarcha en muchos lugares diferentes del planeta.

A medida que más y más de la superficie de Marte ha sido inspeccionada por la generación moderna de orbitadores, se ha hecho gradualmente más evidente que probablemente existen muchas más zonas de hielo dispersas a través de la superficie marciana. Muchos de estos supuestos parches de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas (≈30-60° N/S del ecuador). Por ejemplo, muchos científicos creen que los elementos observados en esas bandas de latitud que se describen de manera diversa como "manto dependiente de la latitud" o "terreno coherente" consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o de desechos que se degradan lentamente. Una cubierta de materiales detríticos sirve para explicar las superficies opacas observadas en las imágenes que no reflejan la luz como el hielo, y también para permitir que estos parches de hielo se mantengan durante un largo período de tiempo sin sublimarse por completo. Estos parches se han sugerido como posibles fuentes de agua para explicar algunos de los enigmáticos elementos de flujo canalizados similares a barrancos que también se han localizado en estas latitudes.

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó del descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo en el planeta Marte -el volumen de agua detectada es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior.[76]​[77]​[78]​[78]​

Mar congelado ecuatorial

En la Elysium Planitia meridional se han descubierto rasgos superficiales consistentes con el hielo a la deriva.[89]​ Lo que parecen ser placas, varían en tamaño de 30 m a 30 km, y se encuentran en los canales que conducen a una zona inundada de aproximadamente la misma profundidad y ancho que el Mar del Norte. Estas placas muestran signos de ruptura y rotación que claramente las distinguen de las placas de lava de otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es una fuga geológica cercana a Cerberus Fossae que arrojó agua en su momento, así como la lava de unos 2 a 10 millones de años. Se sugirió que el agua salía del Cerberus Fossae y luego se agrupaba y se congelaba en las llanuras de bajo nivel, y que esos lagos aún pueden existir bajo la superficie,[90]​ pero no todos los científicos están de acuerdo con estas conclusiones.[86]​[91]​[92]​

Casquetes de hielo polar

 
Imagen del casquete polar marciano norte tomada por el Mars Global Surveyor durante el verano boreal.

Se cree que tanto la capa polar norte (Planum Boreum) como la capa polar sur (Planum Australe) crecen en espesor durante el invierno y se subliman parcialmente durante el verano. En 2004, el radar de la sonda MARSIS del satélite Mars Express apuntó al casquete polar sur y pudo confirmar que el hielo se extiende a una profundidad de 3,7 km bajo la superficie.[93]​ En el mismo año, el instrumento OMEGA del mismo orbitador reveló que el casquete se divide en tres partes distintas, con contenidos variables de agua congelada dependiendo de la latitud. La primera parte es la zona brillante del casquete polar vista en las imágenes, centrada en el polo, formada por una mezcla de 85% de hielo de CO2 y 15% de hielo de agua.[94]​ La segunda parte comprende laderas empinadas conocidas como escarpas, formadas casi enteramente de hielo de agua, que se unen y descienden lejos del casquete polar hacia las llanuras circundantes.[94]​ La tercera parte abarca los vastos campos de permafrost que se extienden a decenas de kilómetros de distancia de las escarpas, y que obviamente no forman parte del casquete hasta que se analiza la composición de la superficie.[94]​[95]​ Los científicos de la NASA calculan que el volumen de hielo de agua en la capa polar del sur, si se fundiese, sería suficiente para cubrir toda la superficie planetaria con una profundidad de 11 m.[93]​[96]​ Las observaciones sobre ambos polos y más ampliamente sobre el planeta sugieren que la fusión de todo el hielo superficial producirá una capa global de agua equivalente a 35 m de profundidad.[97]​

 
Corte transversal de una porción de la capa de hielo polar norte de Marte, deducida de sondeos de radar por satélite.

En julio de 2008, la NASA anunció que la sonda Phoenix había confirmado la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje cerca del casquete polar norte (a 68.2° de latitud). Esta fue la primera observación directa de hielo desde la superficie.[98]​ Dos años más tarde, el radar de profundidad a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter tomó medidas de la capa de hielo polar del norte y determinó que el volumen total de hielo de agua en el casquete es de 821.000 km³. Eso equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia en la Tierra, o lo suficiente para cubrir la superficie de Marte con una profundidad de 5,6 m.[99]​ Ambas cubiertas polares revelan abundantes capas internas finas cuando se examinan en imágenes de HiRISE del Mars Global Surveyor. Muchos investigadores han intentado utilizar esta estratificación para poder comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de los casquetes polares marcianos,[86]​ aunque su interpretación no es sencilla.[100]​

El lago Vostok en la Antártida podría ser una buena referencia para pensar en la posible existencia de agua líquida en Marte, porque si el agua estuviera presente antes de formarse las capas polares en el planeta rojo, es posible que todavía haya agua líquida debajo de las capas de hielo.[101]​

Hielo en el terreno

Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas se parecen a las regiones periglaciales de la Tierra.[102]​ Por analogía con estos elementos terrestres, se ha argumentado durante muchos años que estas regiones son zonas de permafrost. Esto sugiere que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie. Una característica común en las latitudes más altas, la aparición de patrones geométricos sobre el suelo, aparece en una serie de formas distintas, incluyendo rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo.[103]​ Existen otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el suavizado del terreno, que rodea rasgos topográficos agudos.[104]​ Los cálculos y análisis teóricos han tendido a demostrar la posibilidad de que estos rasgos morfológicos se formen por los efectos del hielo molido. La evidencia del Espectrómetro de Rayos Gamma del Mars Odyssey y las mediciones directas con el lander Phoenix han corroborado que muchas de estas características están íntimamente asociadas con la presencia de hielo en el terreno.

Algunas áreas de Marte están cubiertas con conos que se asemejan a los de la Tierra, donde la lava ha fluido sobre el suelo congelado. El calor de la lava derrite el hielo y luego lo transforma en vapor. La poderosa fuerza del vapor se abre camino a través de la lava y produce estos conos. Este tipo de elementos se puede encontrar, por ejemplo, en el valle de Athabasca, asociado con la lava que fluye a lo largo de un canal de salida. Los conos más grandes pueden formarse cuando el vapor pasa a través de las capas más gruesas de lava.[105]​

Topografía festoneada

Artículo principal: Topografía festoneada
 
Etapas en la formación de festones en el cuadrángulo Hellas

Ciertas regiones de Marte muestran depresiones en forma de festón. Se sospecha que las depresiones son los restos degradados de un manto formado por depósitos rico en hielo. Los festones son causados por el hielo que se sublima del terreno congelado. Un estudio publicado en la revista Icarus, encontró que las formas de relieve de la topografía festoneada pueden formarse por la pérdida del hielo de agua del subsuelo por sublimación en las actuales condiciones climáticas marcianas. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad.[106]​ Este material del manto fue depositado probablemente de la atmósfera como hielo formado sobre el polvo en suspensión cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del eje de Marte. Los festones presentan normalmente decenas de m de profundidad y desde unos pocos cientos a unos pocos miles de metros de diámetro. Pueden ser casi circulares o alargados. Algunos parecen haber coalescido causando la formación de extensos terrenos repletos de depresiones. El proceso de formación de estos terrenos puede comenzar con la sublimación de una grieta. A menudo se localizan zonas con grietas poligonales donde se forman festones, y la presencia de topografía festoneada parece indicar que el terreno está congelado.[107]​[108]​

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó de la detección de una gran cantidad de hielo subterráneo en la región Utopia Planitia de Marte.[109]​ Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el lago Superior.[110]​[111]​ La estimación del volumen de hielo de agua en la región se basó en las mediciones del instrumento de radar de penetración en tierra a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter, llamado SHARAD. A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la "permitividad dieléctrica", o la constante dieléctrica del terreno. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua.[112]​[113]​[114]​

Estos elementos festoneados son superficialmente similares a las marcas del queso suizo, encontradas alrededor del casquete polar sur marciano. Se cree que estas marcas del queso suizo son debidas a que las cavidades se forman en una capa superficial de dióxido de carbono sólido, en lugar de hielo de agua, aunque el fondo de estos agujeros probablemente sea rico en H2O.[115]​

Glaciares

 
Vista de un depósito de lóbulos glaciares de 5 km de ancho, que se inclina hacia arriba sobre la caja de un cañón. La superficie presenta 'morrenas', depósitos de rocas que muestran cómo avanzó el glaciar.

Muchas grandes áreas de Marte parecen albergar glaciares, o contienen evidencias de que solían estar presentes. Se sospecha que gran parte de las áreas en altas latitudes, especialmente el cuadrángulo de Ismenius Lacus, todavía contienen enormes cantidades de hielo de agua.[116]​[117]​ La evidencia reciente ha llevado a muchos científicos planetarios a creer que el hielo de agua sigue existiendo en forma de glaciares a través de gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegido de la sublimación por capas finas de roca aislante y/o polvo.[118]​[119]​ En enero de 2009, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de los glaciares, concretamente sobre los llamados lóbulos de derrubios delanteros en un área denominada Deuteronilus Mensae, que encontró evidencia generalizada de hielo situado por debajo de unos metros de escombros de roca.[119]​ Los glaciares se asocian con el terreno accidentado y con el relieve de muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciales sobre Hecates Tholus,[120]​ Arsia Mons,[121]​ Pavonis Mons,[122]​ y el Olympus Mons.[123]​ Los glaciares también han sido reportados sobre una serie de grandes cráteres marcianos en las latitudes medias y superiores.

 
Reull Vallis con depósitos lineales. La ubicación es el cuadrángulo Hellas

Elementos similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas maneras como fenómenos de flujo viscoso,[124]​ rasgos de flujo marcianos, lóbulos de derrubios frontales o rellenos de valles lineales, dependiendo de su forma característica y de su ubicación. Muchos de los pequeños glaciares, pero no todos, parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y en el material del manto. Los depósitos lineales conocidos como rellenos de valles lineales son probablemente glaciares cubiertos de roca que se encuentran en los lechos de los canales del terreno alterado que aparecen alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvían alrededor de obstáculos. Los depósitos de lineales en los lechos pueden estar relacionados con detritos frontales lobulados, que se ha comprobado que contienen grandes cantidades de hielo mediante observaciones de radar en órbita. Durante muchos años, los investigadores interpretaron que estos detritos frontales lóbulados eran flujos glaciares y se pensó que el hielo podía existir bajo una capa aislante de rocas.[125]​[126]​[127]​ Con las nuevas lecturas del instrumento, se ha confirmado que los lóbulos de desechos frontales contienen hielo casi puro cubierto por una capa de rocas.[118]​[119]​

 
Una cresta interpretada como la morrena terminal de un glaciar alpino. La ubicación es el cuadrángulo Ismenius Lacus

El hielo en movimiento transporta materiales rocosos, que se depositan cuando el hielo desaparece. Esto sucede típicamente en la nariz o en los bordes del glaciar. En la Tierra, tales características serían llamadas morrenas, pero en Marte se las conoce típicamente como crestas similares a morrenas, crestas concéntricas o crestas arqueadas. Debido a que en Marte el hielo tiende a sublimarse en lugar de derretirse, y debido a que las bajas temperaturas del planeta tienden a hacer que los glaciares "se asienten en frío" (congelados en sus lechos e incapaces de deslizarse), los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no aparecen exactamente igual que en los glaciares normales en la Tierra. En particular, las morrenas marcianas tienden a ser depositadas sin ser desviadas por la topografía subyacente, lo que se cree refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos está normalmente congelado (no llega a fundirse parcialmente por efecto de la presión) y no puede deslizarse. Los acúmulos laterales de escombros en la superficie de los glaciares indican la dirección del movimiento del hielo. La superficie de algunos glaciares tiene texturas rugosas debido a la sublimación del hielo enterrado. El hielo se evapora sin fundirse y deja atrás un espacio vacío. El material superpuesto se colapsa en el hueco. A veces trozos de hielo caen del glaciar y se entierran en la superficie del terreno, y cuando se derriten, dejan un agujero más o menos redondo. Se han identificado muchos de estos "agujeros de caldera" en Marte.[128]​

A pesar de la fuerte evidencia del flujo glacial en Marte, hay pocas pruebas convincentes de formas de relieve talladas por la erosión glacial, como por ejemplo, valles en forma de U, colinas redondeadas, aristas, o drumlins. Estas características son abundantes en las regiones glaciares de la Tierra, por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante. Se cree que la falta de estos relieves está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes de Marte. Debido a que la insolación que llega al planeta, la temperatura y la densidad de la atmósfera, y el flujo de calor geotérmico son todos más bajos en Marte que en la Tierra, el modelado sugiere que la temperatura de la interfase entre un glaciar y su lecho permanece por debajo de cero, por lo que el hielo se mantiene literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice a través de su lecho, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie.

Edades de hielo

 
Depósitos de hielo y polvo en el polo norte.

Marte ha experimentado cambios a gran escala en la cantidad y distribución de hielo en su superficie en su pasado geológico relativamente reciente, y como en la Tierra, se conocen como edades glaciales.[129]​ Las edades de hielo en Marte son muy diferentes de las que experimenta la Tierra. Durante una era de hielo marciana, los polos se calientan y el hielo de agua sale de las capas de hielo y se vuelve a depositar en latitudes medias. La humedad de las capas de hielo se desplaza a latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de finas partículas de polvo, el vapor de agua se condensa en estas partículas que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja atrás el polvo que sirve para aislar el hielo restante. El volumen total de agua eliminada es un pequeño porcentaje de las capas de hielo, o lo suficiente para cubrir toda la superficie del planeta bajo un metro de agua. Gran parte de esta humedad de las capas de hielo resulta en un manto liso grueso con una mezcla de hielo y polvo.[130]​[131]​[132]​ Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, suaviza la tierra en latitudes más bajas, pero en algunos lugares muestra una textura llena de baches. Probablemente se produjeron múltiples etapas de las glaciaciones.[133]​ Debido a que hay pocos cráteres en el manto actual, se cree que es relativamente joven. Se cree que este manto fue puesto en su lugar durante una era de hielo relativamente reciente.

Las edades glaciales son impulsadas por los cambios en la órbita e inclinación de Marte, que pueden ser comparados con los ciclos terrestres de Milankovitch. Los cálculos orbitales muestran que Marte oscila en su eje mucho más que la Tierra. La Tierra está estabilizada por su luna proporcionalmente grande, por lo que solo oscila unos pocos grados. Marte puede cambiar su inclinación-también conocida como su oblicuidad- por muchas decenas de grados. Cuando esta oblicuidad es alta, sus polos reciben mucha más luz directa del sol y calor; Esto hace que las capas de hielo se calienten y se vuelvan más pequeñas a medida que el hielo se sublima. Sumando a la variabilidad del clima, la excentricidad de la órbita de Marte cambia dos veces más que la excentricidad de la Tierra. A medida que los polos se subliman, el hielo se redeposita más cerca del ecuador, que reciben un poco menos de insolación solar en estas elevadas oblicuidades. Las simulaciones por ordenador han demostrado que una inclinación de 45 ° del eje marciano resultaría en acumulación de hielo en áreas que muestran formas de relieve glaciales.[134]​ Un estudio de 2008 proporcionó evidencia de múltiples fases glaciales durante la glaciación del Amazonas tardío en el límite de la dicotomía en Marte.[135]​

Evidencia de flujos recientes

 
Flujos de la estación cálida en pendiente en el cráter de Newton
 
Barrancos ramificados
 
Grupo de barrancos profundos

El agua líquida pura no puede existir en forma estable en la superficie de Marte con su actual baja presión atmosférica y baja temperatura, excepto en las elevaciones más bajas durante unas horas.[95]​[136]​ Por lo tanto, un misterio geológico comenzó en 2006 cuando las observaciones de la nave Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depósitos de barranco que no estaban allí diez años antes, posiblemente causados por la salmuera líquida que fluye durante los meses más cálidos en Marte.[137]​[138]​[139]​ Las imágenes eran de dos cráteres llamados Terra Sirenum y Centauri Montes que parecen mostrar la presencia de flujos de agua líquida en Marte en algún momento entre 1999 y 2001.[138]​[140]​[141]​[142]​

Hay desacuerdo en la comunidad científica sobre si las barrancas han sido formadas o no por agua líquida. También es posible que los flujos que tallan las barrancas estén secos,[143]​ o quizás sean lubricados por el dióxido de carbono. Algunos estudios atestiguan que las barrancas que se forman en las tierras altas del sur no pueden ser formadas por agua debido a condiciones atmosféricas inadecuadas. La baja presión y la ausencia de efectos geotérmicos en las regiones más frías no daría lugar a agua líquida en ningún momento del año, pero sería ideal para el dióxido de carbono sólido. El dióxido de carbono que se derrite en el verano más cálido produciría dióxido de carbono líquido, que entonces formaría las barrancas.[144]​[145]​ Incluso si las barrancas son talladas por el flujo de agua en la superficie, la fuente exacta del agua y los mecanismos detrás de su movimiento no son bien comprendidos.[146]​

En agosto de 2011, la NASA anunció el descubrimiento por el estudiante de pregrado estadounidense de origen nepalí Lujendra Ojha[147]​ de los cambios estacionales actuales en pendientes empinadas por debajo de afloramientos rocosos cerca de los bordes de un cráter en el hemisferio sur. Estas rayas oscuras, llamadas ahora líneas recurrentes de la pendiente, se vieron crecer talud abajo durante la parte más caliente del verano marciano, descolorandose gradualmente durante el resto del año, progresando cíclicamente entre años. Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con el agua salada (salmueras) que fluía hacia abajo y luego se evaporaba, dejando posiblemente algún tipo de residuo.[148]​[149]​ El instrumento espectroscópico CRISM ha hecho desde entonces observaciones directas de sales hidratadas que aparecen al mismo tiempo que se forman estas líneas de pendiente recurrentes, confirmando en 2015 que estas líneas son producidas por el flujo de salmueras líquidas a través de suelos poco profundos. Las líneas contienen clorato hidratado y sales de perclorato (ClO4-), que incluyen moléculas de agua líquida.[150]​ Las líneas fluyen cuesta abajo en el verano marciano, cuando la temperatura está por encima de -23 °C (-9 °F, 250 K).[151]​ Sin embargo, la fuente del agua sigue siendo desconocida.[152]​[153]​[154]​[155]​

Hallazgos de sondas

Mariner 9

Artículo principal: Mariner 9
 
Meandro en Scamander Vallis, según lo visto por Mariner 9. Tales imágenes implicaron que las grandes cantidades de agua fluyeron una vez en la superficie de Marte.

Las imágenes adquiridas por el orbitador de Marte Mariner 9, lanzado en 1971, revelaron la primera evidencia directa del agua del pasado en forma de lechos de ríos secos, cañones (incluyendo el Valles Marineris, un sistema de cañones de unos 4.020 km), Evidencia de erosión y deposición de agua, frentes meteorológicos, nieblas y más.[156]​ Los hallazgos de las misiones de Mariner 9 respaldaron el programa posterior Viking. El enorme sistema de barrancos Valles Marineris lleva el nombre de Mariner 9 en honor a sus logros.

Programa Viking

Artículo principal: Programa Viking
 
Las islas aerodinámicas en Maja Valles sugieren que grandes inundaciones ocurrieron en Marte

Al descubrir muchas formas geológicas que normalmente se forman a partir de grandes cantidades de agua, los dos orbitadores vikingos y los dos módulos de aterrizaje causaron una revolución en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte. Se encontraron canales de salida enormes en muchas áreas. Ellos mostraron que las inundaciones de agua rompieron a través de presas, tallaron valles profundos, erosionaron los surcos en la roca madre, y viajaron miles de kilómetros.[157]​ Grandes áreas en el hemisferio sur contenían redes de vías ramificadas, lo que sugiere que la lluvia cayó una vez.[158]​ Muchos cráteres parecen como si el impactador cayera en el barro. Cuando se formaron, el hielo en el suelo pudo derretirse, convirtió el suelo en barro, y luego el lodo fluyó a través de la superficie.[159]​[160]​[161]​[162]​ Las regiones, llamadas "Terreno Caótico", parecían haber perdido rápidamente grandes volúmenes de agua que causaban la formación de grandes cauces aguas abajo. Las estimaciones para algunos caudales del canal corren a diez mil veces el flujo del río Misisipi.[163]​ El volcanismo subterráneo puede haber derretido hielo congelado; El agua entonces fluyó lejos y el suelo se derrumbó para dejar el terreno caótico. Además, el análisis químico general realizado por los dos desembarcadores de Viking sugirió que la superficie ha sido expuesta o sumergida en el agua en el pasado.[164]​[165]​

Mars Global Surveyor

Artículo principal: Mars Global Surveyor
 
Mapa que muestra la distribución de la hematita en el Sinus Meridiani. Estos datos se utilizaron para apuntar el aterrizaje del rover Opportunity que encontró evidencia definitiva de agua pasada.

El Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) del Mars Global Surveyor es un instrumento capaz de determinar la composición mineral en la superficie de Marte. La composición mineral da información sobre la presencia o ausencia de agua en la antigüedad. TES identificó un área grande (30.000 km² (12.000 sq mi)) en la formación de Nili Fossae que contiene el mineral olivine.[166]​ Se cree que el impacto del asteroide antiguo que creó la cuenca Isidis resultó en fallas que expusieron el olivino. El descubrimiento del olivino es una fuerte evidencia de que algunas partes de Marte han estado extremadamente secas durante mucho tiempo. El olivino también fue descubierto en muchos otros pequeños afloramientos dentro de 60 grados al norte y al sur del ecuador.[167]​ La sonda ha representado varios canales que sugieren flujos de líquidos sostenidos pasados, dos de ellos se encuentran en Nanedi Valles y en Nirgal Vallis.[168]​

 
Canal interior (cerca de la parte superior de la imagen) en el piso de Nanedi Valles que sugiere que el agua fluyó durante un período bastante largo. Imagen de Lunae Palus quadrangle.

Mars Pathfinder

Artículo principal: Mars Pathfinder

El Mars Pathfinder registró la variación del ciclo de temperatura diurna. Estaba más frío justo antes del amanecer, alrededor de -78 °C (195 °F), y más cálido justo después del mediodía de Marte, alrededor de -8 °C (18 °F, 265 K). En este lugar, la temperatura más alta nunca alcanzó el punto de congelación del agua (0 °C (273 K)), demasiado frío para que exista agua pura en la superficie.

La presión atmosférica medida por el Pathfinder en Marte es muy baja, alrededor del 0,6% de la Tierra, y no permitiría que existiera agua líquida pura en la superficie.[169]​

Otras observaciones fueron consistentes con el agua presente en el pasado. Algunas de las rocas en el sitio de Mars Pathfinder se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos llamaban imbricados. Se sospecha que las aguas fuertes de la inundación en el pasado empujaron las rocas alrededor hasta que se afrontaran lejos del flujo. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haber caído en un arroyo. Partes del suelo son crujientes, tal vez debido a cementación por un líquido que contiene minerales. Había evidencia de nubes y quizás de niebla.[170]​

Mars Odyssey (españolː Odisea de Marte)

Artículo principal: Mars Odyssey

La Mars Odyssey encontró en 2001 mucha evidencia de agua en Marte en forma de imágenes, y con su espectrómetro, demostró que gran parte del suelo está cargado con hielo de agua. Marte tiene suficiente hielo justo debajo de la superficie para llenar el lago Míchigan dos veces. En ambos hemisferios, desde 55 ° de latitud hasta los polos, Marte tiene una alta densidad de hielo justo debajo de la superficie; Un kilogramo de tierra contiene aproximadamente 500 gramos (18 onzas) de hielo de agua. Pero cerca del ecuador, solo hay 2% a 10% de agua en el suelo. Los científicos piensan que gran parte de esta agua también está encerrada en la estructura química de los minerales, como la arcilla y los sulfatos.[171]​[172]​ Aunque la superficie superior contiene un pequeño porcentaje de agua ligada químicamente, el hielo se encuentra a pocos metros más profundo, como se ha demostrado en Arabia Terra, cuadrilátero Amazonis y cuadrilátero Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua.[173]​ El análisis de los datos sugiere que el hemisferio sur puede tener una estructura estratificada, sugestiva de depósitos estratificados debajo de una masa de agua ahora extinta grande.[174]​

 
Bloques en Aram mostrando una posible fuente antigua de agua. La ubicación es cuadrilátero de Oxia Palus

Los instrumentos a bordo de la Mars Odyssey solo pueden estudiar el metro superior del suelo, mientras que el radar a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter puede medir algunos kilómetros de profundidad. En 2002, los datos disponibles se utilizaron para calcular que si todas las superficies del suelo estuvieran cubiertas por una capa de agua uniforme, esto correspondería a una capa de agua global (GLW) de 0,5 a 1,5 km (0,31-0,93 mi).[175]​

Miles de imágenes devueltas desde la órbita de Odyssey también apoyan la idea de que Marte alguna vez tuvo grandes cantidades de agua fluyendo a través de su superficie. Algunas imágenes muestran patrones de valles ramificados; Otros muestran capas que pueden haberse formado bajo lagos; Incluso los deltas del río y del lago se han identificado.[176]​[177]​ Durante muchos años los investigadores pensaron que los glaciares existían bajo una capa de rocas aislantes. El llenado lineal del valle es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de roca. Se encuentran en los pisos de algunos canales. Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvían alrededor de obstáculos. Los depósitos de piso lineal pueden estar relacionados con delantales de detritos lobatos, que han sido mostrados por radar en órbita para contener grandes cantidades de hielo

Phoenix

Artículo principal: Phoenix (sonda)
 
Polígonos del Permafrost fotografiados por el aterrizador Phoenix

El Phoenix Lander también confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en la región norte de Marte.[178]​[179]​ Este hallazgo fue predicho por los datos orbitales anteriores y la teoría, ,[180]​ y se midió desde la órbita de los instrumentos de Odisea de Marte. El 19 de junio de 2008, la NASA anunció que los trozos de material brillante en la zanja "Dodo-Goldilocks", cavados por el brazo robótico, se habían evaporado en el transcurso de cuatro días, indicando claramente que los grupos brillantes estaban compuestos de agua Hielo que sublima después de la exposición. Aunque el CO2 (hielo seco) también se sublima bajo las condiciones presentes, lo haría a una velocidad mucho más rápida que la observada.[181]​ El 31 de julio de 2008, la NASA anunció que Phoenix confirmó además la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje. Durante el ciclo de calentamiento inicial de una muestra, el espectrómetro de masas detectó vapor de agua cuando la temperatura de la muestra alcanzó 0 °C (273 K).[182]​ El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte con su baja presión atmosférica y temperatura actuales, excepto en las elevaciones más bajas durante períodos cortos.[183]​[184]​[185]​[186]​

Perclorato (ClO4), un oxidante fuerte, se confirmó que estaba en el suelo. El producto químico, cuando se mezcla con el agua, puede bajar el punto de congelación del agua de una manera similar a cómo se aplica la sal a los caminos para derretir el hielo.

 
Vista debajo del aterrizador Phoenix mostrando hielo de agua expuesto por los retrocohetes de aterrizaje.

Cuando Phoenix aterrizó, los retrocargadores salpicaron suelo y hielo derretido en el vehículo.[187]​ Las fotografías mostraban que el aterrizaje había dejado manchas de material pegadas a los puntales de aterrizaje.[188]​ Las burbujas se expandieron a una velocidad consistente con la delicuescencia, oscurecida antes de desaparecer (consistente con licuefacción seguida de goteo), y parecían fundirse. Estas observaciones, combinadas con pruebas termodinámicas, indicaron que las gotas eran gotas de salmuera líquidas.[188]​[189]​ Otros investigadores sugirieron que las gotas podrían ser "grumos de escarcha".[190]​[191]​[192]​ En 2015 se confirmó que el perclorato juega un papel en la formación de líneas de laderas recurrentes en las barrancas empinadas.[193]​[194]​

Por lo que respecta a la cámara, el sitio de aterrizaje es plano, pero conformado en polígonos de entre 2 y 3 m de diámetro que están limitados por canales de 2 a 5 dm ( 7,9-19,7 pulgadas) de profundidad. Estas formas se deben al hielo en el suelo que se expande y que se contrae debido a cambios importantes de la temperatura. El microscopio mostró que el suelo en la parte superior de los polígonos está compuesto de partículas redondeadas y partículas planas, probablemente un tipo de arcilla.[195]​ El hielo está presente unos pocos centímetros por debajo de la superficie en el centro de los polígonos, ya lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas (200 mm) de profundidad.

Se observó que la nieve caía de las nubes cirrus. Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera que estaba alrededor de -65 °C (208 ºK), por lo que las nubes tendrían que estar compuestas de hielo-agua, en lugar de dióxido de carbono-hielo (CO2 o hielo seco) ), Porque la temperatura para formar el hielo del dióxido de carbono es mucho más baja que -120 °C (-184 °F; 153 K). Como resultado de las observaciones de la misión, ahora se sospecha que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más tarde en el año en este lugar.[196]​ La temperatura más alta medida durante la misión, que tuvo lugar durante el verano marciano, fue -19,6 °C (25,36 ° F), mientras que la más fría fue de -97,7 °C (-143,9 °F; 175,5 K). Por lo tanto, en esta región la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelación (0 °C (273 K)) del agua.[197]​

Rovers de Exploración de Marte

Artículo principal: Mars Exploration Rover
 
Primer plano de un afloramiento de roca
 
Capas de roca delgadas, no todas paralelas entre sí
 
Esférulas de hematites
 
Esférulas parcialmente incrustadas

Los Rovers de Marte, Spirit y Opportunity encontraron una gran cantidad de evidencia para el agua del pasado en Marte. El Rover Spirit aterrizó en lo que se creía que era una gran cama de lago. El lecho del lago había sido cubierto con flujos de lava, por lo que la evidencia del agua del pasado fue inicialmente difícil de detectar. El 5 de marzo de 2004, la NASA anunció que Spirit había encontrado indicios de la historia del agua en Marte en una roca llamada "Humphrey".[198]​

Mientras Spirit viajaba a la inversa en diciembre de 2007, tirando de una rueda agarrada detrás, la rueda raspó la capa superior del suelo, descubriendo un parche de tierra blanca rica en sílice. Los científicos piensan que debe haber sido producido en una de dos maneras.[199]​ Uno: los depósitos de aguas termales producidos cuando el agua disolvió sílice en un lugar y luego se llevó a otro (es decir, un géiser). Dos: el vapor ácido que se levantaba a través de las grietas en las rocas les quitaba los componentes minerales, dejando atrás el sílice.[200]​ El Spirit rover también encontró evidencia de agua en las colinas Columbia del cráter Gusev. En el grupo de rocas Clovis, el espectrómetro Mössbauer (MB) detectó goethita,[201]​ que solo se forma en presencia de agua. ,[202]​[203]​[204]​ hierro en la forma oxidada Fe3+,[205]​ rocas ricas en carbonato, lo que significa que las regiones del planeta una vez albergó el agua.[206]​[207]​ El rover Opportunity se dirigió a un sitio que había mostrado grandes cantidades de hematita desde la órbita. La hematita se forma a menudo del agua. De hecho, el rover encontró rocas estratificadas y concreciones hematitas de mármol o arándano. En otra parte de su recorrido, Opportunity investigó la estratigrafía de dunas eólicas en el acantilado Burns en el Crater Endurance. Sus operadores concluyeron que la preservación y cementación de estos afloramientos había sido controlada por el flujo de aguas subterráneas poco profundas. En sus años de operación continua, Opportunity sigue enviando evidencia de que esta área en Marte estaba empapada en agua líquida en el pasado. Los rovers de MER habían estado encontrando evidencia de antiguos ambientes húmedos que eran muy ácidos. De hecho, lo que Opportunity ha descubierto en su mayoría, o encontrado evidencia para, fue ácido sulfúrico, un producto químico duro para la vida. Pero el 17 de mayo de 2013, la NASA anunció que Opportunity encontró depósitos de arcilla que normalmente se forman en ambientes húmedos que están cerca de la acidez neutra. Este descubrimiento proporciona pruebas adicionales acerca de un ambiente húmedo antiguo posiblemente favorable para la vida.

Explorador Curiosity (del español Curiosidad)

 
"Hottah" afloramiento de roca - un antiguo arroyo descubierto por el equipo de Curiosity rover (14 de septiembre de 2012) (o) (acercamient) (versión tridimensional).
 
El afloramiento de la roca en Marte - comparado con un conglomerado fluvial terrestre - sugiriendo el agua "vigorosa" que fluye en una corriente.[208]​[209]​[210]​

Muy temprano en su misión en curso, el vehículo explorador Curiosity de la NASA descubrió sedimentos fluviales inequívocos en Marte. Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugerían un flujo vigoroso anterior en un lecho de río, con flujo entre el tobillo y la cintura. Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de ventilador aluvial que descendía de la pared del cráter, que había sido previamente identificado desde la órbita.

En octubre de 2012, el primer análisis de difracción de rayos X de un suelo marciano fue realizado por Curiosity. Los resultados revelaron la presencia de varios minerales, incluyendo feldespato, piroxenos y olivina, y sugirieron que el suelo marciano en la muestra era similar a los suelos basálticos degradados de los volcanes hawaianos. La muestra utilizada está compuesta de polvo distribuido de tormentas de polvo globales y arena fina local. Hasta el momento, los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de depósitos en Gale Crater registrando una transición a través del tiempo desde un ambiente húmedo a seco.[211]​

En diciembre de 2012, la NASA informó que Curiosity realizó su primer análisis extensivo del suelo, revelando la presencia de moléculas de agua, azufre y cloro en el suelo marciano.[212]​[213]​ Y en marzo de 2013, la NASA reportó pruebas de hidratación mineral, probablemente sulfato de calcio hidratado, en varias muestras de roca, incluyendo fragmentos rotos de roca "Tintina" y "Sutton Inlier", así como en venas y nódulos en otras rocas como roca "Knorr" y roca "Wernicke".[214]​[215]​[216]​El análisis utilizando el instrumento DAN del rover proporcionó evidencia de agua subsuperficial, que alcanzaba hasta un 4% de contenido de agua, hasta una profundidad de 60 cm (2,0 pies), en el trayecto desde el sitio de aterrizaje de Bradbury hasta el área de la bahía de Yellowknife en la zona Terreno de Glenelg.

El 26 de septiembre de 2013, los científicos de la NASA informaron que el rover de la Curiosity de Marte detectó abundante agua ligada químicamente (1,5 a 3 por ciento en peso) en muestras de suelo en la región de Rocknest de Aeolis Palus en el Crater de Gale[217]​[218]​[219]​[220]​[221]​[222]​ Además, la NASA informó que el rover encontró dos tipos principales de suelo: un tipo máfico de grano fino y un tipo félsica de grano grueso de origen local.[223]​[224]​[225]​ El tipo máfico, similar a otros suelos marcianos y el polvo marciano, se asoció con la hidratación de las fases amorfas del suelo. Además, los percloratos, cuya presencia puede dificultar la detección de moléculas orgánicas relacionadas con la vida, se encontraron en el sitio de aterrizaje del Curiosity rover (y más temprano en el sitio más polar del aterrizador Phoenix), lo que sugiere una "distribución global de estas sales". La NASA también informó que la roca de Jake M, una roca encontrada por Curiosity en el camino a Glenelg, era una mugearita y muy similar a las rocas de mugearita terrestres.[226]​

El 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que el planeta Marte tenía un gran lago de agua dulce (que podría haber sido un ambiente hospitalario para la vida microbiana) basado en la evidencia del vehículo explorador Curiosity al estudiar la llanura Aeolis Palus cerca de Monte Sharp en Gale Cráter.

El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó de detectar un aumento inusual, a continuación, disminuir, en las cantidades de metano en la atmósfera del planeta Marte; Además, se detectaron productos químicos orgánicos en polvo perforado de una roca por el rover Curiosity. También, sobre la base de los estudios de relación de deuterio a hidrógeno, gran parte del agua en Gale Crater en Marte se encontró que se había perdido en tiempos antiguos, antes de que se formara el lecho del lago en el cráter; Después, grandes cantidades de agua continuaron perdiéndose.[227]​[228]​[229]​

El 13 de abril de 2015, Nature publicó un análisis de los datos de humedad y temperatura del suelo recopilados por Curiosity, mostrando que las películas de agua salada líquida se forman en los 5 cm superiores de la subsuperficie de Marte por la noche. La actividad del agua y la temperatura permanecen por debajo de los requisitos para la reproducción y el metabolismo de los microorganismos terrestres conocidos.[230]​

El 8 de octubre de 2015, la NASA confirmó que los lagos y arroyos existían en el cráter de Gale hace 3,3 a 3,8 mil millones de años ofreciendo sedimentos para construir las capas más bajas del Monte Sharp.[231]​[232]​

Agua en la atmósfera

También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 %) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formariá una película líquida de aproximadamente la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa en un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja (de 0,0007 a 0,0009 atmósferas, diez mil veces inferior a la de la Tierra) que el vapor de agua se sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva nuevamente por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso: se convierte en vapor sin pasar por el estado líquido.

Un pasado con ríos y agua abundante

Según algunas hipótesis, en tiempos pasados Marte tuvo abundantes cursos de agua, hecho posible porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, disminuyó la presión y bajó la temperatura, cosa que hizo desaparecer el agua de la superficie de Marte. Ahora bien, el agua todavía subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos (mayoritariamente CO2 congelado), y según parece, en el subsuelo.

Hay muestras claras de erosión en varios lugares de Marte tanto a causa del viento como del agua. La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos tallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Sugieren un pasado, con unas condiciones ambientales en las que el agua modeló el terreno por medio de inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos y de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que esto ocurrió hace unos 4000 millones de años y solo por un breve periodo de tiempo.

Alrededor de algunos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos, que solo pueden explicarse admitiendo que el suelo de Marte está congelado: el calor producido por el impacto de un meteorito puede provocar la vaporización del hielo y el vapor en expansión debió transportar cantidades de materia en el impacto, provocando la formación del referido relieve en forma de lóbulos. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidentes geográficos perfectamente explicados por la existencia de un gelisol. Se trata de un derrumbamiento del suelo de la depresión de la que parte un lecho seco con la impronta de sus brazos separados por bancos de aluviones. Parece que en la zona de la depresión, el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo y el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie.

Como la evaporación del líquido, aunque inevitable, no es instantánea, el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo porque el curso del agua así creado por la fusión del permafrost pudo excavar un lecho.

En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no da nunca el Sol, unos accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos.[233]​ Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur, y recuerdan a surgencias superficiales de agua parecidas a un acuífero. Este acuífero estaría situado a unos 100-400 m de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y forma una presa de hielo que acaba por romperse y entonces se produce un torrente que dura muy poco, hasta que el agua se evapora, puesto que no puede existir en las condiciones ambientales del planeta.

Mapa interactivo de Marte

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba PateraAmazonis PlanitiaArabia TerraArgyre PlanitiaChryse PlanitiaCydonia MensaeElysium MonsElysium PlanitiaGale (cráter)Hellas PlanitiaHolden (cráter)Isidis PlanitiaJezero (cráter)Lomonosov (cráter marciano)Lyot (cráter marciano)Lunae PlanumMalea PlanumMaraldi (cráter marciano)Mie (cráter)Milankovic (cráter marciano)Noachis TerraOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeTerra SirenumSyria PlanumTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas Borealis 
Mapa interactivo de la topografía global de Marte. Mueva el ratón para ver los nombres de más de 25 elementos geográficos prominentes, y haga clic para consultar sobre ellos. El color del mapa base indica elevaciones relativas, basadas en datos del Altímetro Láser del Orbitador de Marte dentro del programa Mars Global Surveyor de la NASA. Rojos y rosas son zonas elevadas (+3 km a +8 km); el amarillo representa 0 km de altura; verdes y azules representan la elevación más baja (hasta -8 km). Los blancos (> +12 km) y marrones (> +8 km) son las mayores elevaciones. Los ejes son latitud y longitud; los polos no se muestran.

Véase también

Referencias

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  3. Martín-Torres, F. Javier; Zorzano, María-Paz; Valentín-Serrano, Patricia; Harri, Ari-Matti; Genzer, Maria (13 de abril de 2015). «Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars». Nature Geoscience 8 (5): 357-361. Bibcode:2015NatGe...8..357M. doi:10.1038/ngeo2412. Consultado el 14 de abril de 2015. 
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  •   Datos: Q1985733
  •   Multimedia: Water on Mars

Noviembre 10, 2021
presencia, agua, marte, presencia, agua, marte, investiga, desde, hace, mucho, tiempo, geografía, planeta, parece, indicar, fuertes, accidentes, habrían, sido, producidos, agua, tiempos, pasados, condiciones, ambientales, diferentes, actuales, atmósfera, marte. La presencia de agua en Marte se investiga desde hace mucho tiempo La geografia del planeta parece indicar fuertes accidentes que habrian sido producidos por el agua en tiempos pasados en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales Hoy la atmosfera de Marte se estima que tiene un 0 01 de agua en forma de vapor y se sabe que hay tambien agua helada en el subsuelo La presion atmosferica marciana es muy inferior a la de la Tierra y la temperatura tambien estas condiciones ambientales hacen que el ciclo del agua en Marte sea diferente al de la Tierra puesto que esta pasa directamente de estado solido a gaseoso y viceversa sin pasar por el estado liquido Impresion artistica de una hipotetica superficie marciana en el pasado basada en datos geologicos En julio de 2018 cientificos italianos informaron sobre el descubrimiento de un lago subglacial en Marte a 1 5 km 0 93 mi debajo del casquete glacial meridional y extendiendose unos 20 km 12 mi el primer cuerpo de agua estable conocido en el planeta 1 Casi toda el agua en Marte hoy existe como hielo aunque tambien existe en pequenas cantidades como vapor en la atmosfera 2 y ocasionalmente como salmueras liquidas de bajo volumen en suelos poco profundos de Marte 3 4 El unico lugar donde el hielo de agua es visible en la superficie esta en el casquete polar del norte 5 Abundante hielo de agua tambien esta presente debajo del casquete polar permanente de dioxido de carbono en el polo sur marciano y en el subsuelo poco profundo en condiciones mas templadas 6 7 Se han identificado mas de cinco millones de km de hielo en la superficie del Marte o cerca de ella lo suficiente como para cubrir todo el planeta a una profundidad de 35 m 115 pies 8 Es probable que aun mas hielo este encerrado en el subsuelo profundo 9 En la actualidad puede existir algo de agua liquida transitoriamente en la superficie marciana pero limitada a restos de humedad disuelta de la atmosfera y peliculas delgadas que son ambientes desafiantes para la vida conocida 4 10 11 No existen grandes cuerpos de agua liquida en la superficie del planeta porque la presion atmosferica promedia solo 600 pascales 0 087 psi alrededor del 0 6 de la presion media del nivel del mar lo que lleva a una rapida evaporacion sublimacion o congelamiento rapido Antes de hace 3 800 millones de anos Marte pudo haber tenido una atmosfera mas densa y temperaturas superficiales mas altas 12 13 permitiendo grandes cantidades de agua liquida en la superficie 14 15 16 17 posiblemente incluyendo un gran oceano 18 19 20 21 que pudo haber cubierto un tercio del planeta 22 23 24 Aparentemente el agua tambien fluyo a traves de la superficie durante periodos cortos a diversos intervalos mas recientemente en la historia de Marte 25 26 27 El 9 de diciembre de 2013 la NASA informo que en base a la evidencia del rover Curiosity que estudiaba Aeolis Palus Gale Crater contenia un antiguo lago de agua dulce que podria haber sido un ambiente hospitalario para la vida microbiana 28 29 Muchas lineas de evidencia indican que el hielo de agua es abundante en Marte y ha jugado un papel importante en la historia geologica del planeta 30 31 El inventario actual de agua en Marte puede estimarse a partir de imagenes de naves espaciales tecnicas de teledeteccion mediciones espectroscopicas 32 33 radar 34 etc e investigaciones de superficie de aterrizadores y rovers 35 36 La evidencia geologica del agua pasada incluye canales de salida enormes tallados por inundaciones 37 redes antiguas de rios 38 39 deltas 40 y lechos de los lagos 41 y la deteccion de rocas y minerales en la superficie que solo podrian haberse formado en agua liquida 42 Numerosas caracteristicas geomorficas sugieren la presencia de hielo molido permafrost 43 44 45 46 y el movimiento del hielo en los glaciares tanto en el pasado reciente 47 48 49 50 como en el presente 51 Los barrancos y las lineas de laderas a lo largo de los acantilados y las paredes del crater sugieren que el agua que fluye continua formando la superficie de Marte aunque en un grado mucho menor que en el pasado antiguo Aunque la superficie de Marte estuvo periodicamente humeda y podria haber sido hospitalaria para la vida microbiana hace miles de millones de anos 52 el ambiente actual en la superficie es seco y se congela probablemente presentando un obstaculo insuperable para los organismos vivos Ademas a Marte le falta una atmosfera gruesa capa de ozono y campo magnetico lo que permite que la radiacion solar y cosmica golpee la superficie sin obstaculos Los efectos daninos de la radiacion ionizante sobre la estructura celular es otro de los principales factores limitantes en la supervivencia de la vida en la superficie 53 54 Por lo tanto las mejores ubicaciones posibles para descubrir la vida en Marte pueden ser en entornos subsuperficiales 55 56 57 El 22 de noviembre de 2016 la NASA informo haber encontrado una gran cantidad de hielo subterraneo en Marte el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior 58 59 60 Comprender el alcance y la situacion del agua en Marte es vital para evaluar el potencial del planeta para albergar vida y para proporcionar recursos utilizables para futuras exploraciones humanas Por esta razon Seguir el agua fue el tema de ciencia del Programa de Exploracion de Marte MEP de la NASA en la primera decada del siglo XXI Los descubrimientos realizados por Mars Odyssey 2001 Mars Exploration Rovers MER Mars Reconnaissance Orbiter MRO y Mars Phoenix han sido fundamentales para responder preguntas clave sobre la abundancia y distribucion del agua en Marte El orbitador Mars Express de la ESA tambien ha proporcionado datos esenciales en esta mision 61 Mars Odyssey Mars Express MER Opportunity rover MRO y Mars Science Lander Curiosity rover todavia estan enviando datos desde Marte y se siguen haciendo descubrimientos Indice 1 Antecedentes historicos 2 Primeros indicios 3 Primera deteccion de agua en el suelo 4 Presencia actual de hielo de agua 4 1 Zonas de hielo 4 2 Mar congelado ecuatorial 4 3 Casquetes de hielo polar 4 4 Hielo en el terreno 4 4 1 Topografia festoneada 4 5 Glaciares 5 Edades de hielo 6 Evidencia de flujos recientes 7 Hallazgos de sondas 7 1 Mariner 9 7 2 Programa Viking 7 3 Mars Global Surveyor 7 4 Mars Pathfinder 7 5 Mars Odyssey espanolː Odisea de Marte 7 6 Phoenix 7 7 Rovers de Exploracion de Marte 7 8 Explorador Curiosity del espanol Curiosidad 8 Agua en la atmosfera 9 Un pasado con rios y agua abundante 10 Mapa interactivo de Marte 11 Vease tambien 12 ReferenciasAntecedentes historicos Editar Mapa historico de Marte obra de Giovanni Schiaparelli Canales de Marte ilustrados por el astronomo Percival Lowell 1898 La nocion de agua en Marte precedio a la era espacial por cientos de anos Los primeros observadores utilizando telescopios opticos asumieron correctamente que los casquetes y las nubes polares de color blanco eran indicadores de la presencia de agua Estas observaciones junto con el hecho de que Marte tiene un dia de 24 horas llevo al astronomo William Herschel a declarar en 1784 que Marte probablemente ofreceria a sus hipoteticos habitantes una situacion en muchos aspectos similar a la nuestra 62 A principios del siglo XX la mayoria de los astronomos reconocian que Marte era mucho mas frio y seco que la Tierra La presencia de oceanos ya no se aceptaba por lo que el paradigma cambio a una imagen de Marte como un planeta moribundo con solo una escasa cantidad de agua Las areas oscuras que se podia ver como cambiaban estacionalmente fueron consideradas entonces como extensiones de vegetacion 63 La persona responsable de popularizar esta vision de Marte fue Percival Lowell 1855 1916 quien imagino una raza de marcianos construyendo una red de canales para llevar agua desde los polos a los habitantes establecidos en el ecuador del planeta A pesar de generar un tremendo entusiasmo publico las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoria de los astronomos El consenso cientifico establecido por entonces es probablemente mejor resumido por el astronomo ingles Edward Maunder 1851 1928 quien comparo el clima de Marte con las condiciones sobre un pico de seis mil metros de altura en una isla del Artico donde solamente se podria esperar que sobreviviesen los liquenes 64 Mientras tanto muchos astronomos estaban refinando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composicion de la atmosfera de Marte Entre 1925 y 1943 Walter Adams y Theodore Dunham del Observatorio del Monte Wilson intentaron identificar el oxigeno y el vapor de agua en la atmosfera marciana con resultados generalmente negativos El unico componente de la atmosfera marciana conocida con certeza fue el dioxido de carbono CO2 identificado espectroscopicamente por Gerard Kuiper en 1947 65 El vapor de agua no fue detectado inequivocamente en Marte hasta 1963 66 Imagen tomada por el Mariner 4 mostrando un planeta esteril 1965 La composicion de los casquetes polares de Marte se habia asumido que estaban formados por hielo de agua desde los tiempos de Cassini 1666 Sin embargo esta idea fue cuestionada por algunos cientificos en el siglo XIX que pensaron en el hielo de CO2 debido a la baja temperatura total del planeta y a la apreciable carencia evidente de agua Esta hipotesis fue confirmada teoricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966 67 Actualmente se sabe que los casquetes invernales en ambos polos se componen principalmente de hielo de CO2 pero que permanece una capa permanente o perenne de hielo de agua durante el verano en el Polo Norte En el Polo Sur un pequeno casquete de hielo de CO2 permanece durante el verano pero esta capa tambien esta cubierta por el hielo de agua La pieza final del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el Mariner 4 en 1965 Las granuladas imagenes de television enviadas por la nave espacial mostraron una superficie dominada por crateres de impacto lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no habia experimentado el nivel de erosion y actividad tectonica presente en la Tierra Poca erosion significaba que el agua liquida no habia desempenado probablemente un papel grande en la geomorfologia del planeta durante miles de millones de anos 68 Ademas las variaciones en las senales de radio de la nave espacial a medida que pasaba detras del planeta permitian a los cientificos calcular la densidad de la atmosfera Los resultados mostraron una presion atmosferica inferior al 1 de la tierra en al nivel del mar excluia de forma efectiva la existencia de agua liquida que rapidamente herviria o se congelaria a presiones tan bajas 69 Estos datos generaron una vision de Marte como un mundo muy parecido a la Luna pero con una tenue atmosfera capaz de mover el polvo alrededor alrededor del planeta Esta vision de Marte duraria casi otra decada hasta que el Mariner 9 mostro un Marte mucho mas dinamico con indicios de que el ambiente del pasado del planeta fue menos inclemente que el actual El 24 de enero de 2014 la NASA informo acerca de que los vehiculos exploradores Curiosity y Opportunity estaban buscando evidencias de antigua vida en Marte incluyendo indicios de una biosfera basada en microorganismos de nutricion autotrofa quimiotrofa y o litotrofa asi como la antigua presencia agua incluyendo planicies lacustres llanuras relacionadas con rios antiguos o lagos que pudieran haber sido habitables 70 71 72 73 Durante muchos anos se penso que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberacion de un acumulo de agua global pero una investigacion publicada en 2015 revela depositos regionales de sedimentos y de hielo formados 450 millones de anos antes de convertirse en flujos de agua 74 Asi la deposicion de sedimentos de los rios y el derretimiento glacial rellenaron canones gigantes en el fondo del antiguo oceano primordial que habia ocupado las tierras bajas del norte del planeta y fue el agua preservada en estos sedimentos de los canones la que fue liberada mas tarde formando grandes inundaciones cuyos efectos pueden ser vistos hoy 75 74 Primeros indicios EditarMarte Utopia Planitia Terreno festoneado de Marte Mapa del terrenoEl terreno festoneado condujo al descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterraneo con suficiente agua como para llenar el Lago Superior 22 de noviembre de 2016 76 77 78 Hasta encontrar hielo cuando las pequenas palas mecanicas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte los bordes de esa excavacion deberian haberse hundido como cuando se hace un surco en la arena Sin embargo los bordes de las incisiones practicadas en la superficie marciana no se hundian como si el suelo estuviera humedo Esto hacia suponer que entre las particulas del suelo habia quizas agua congelada un fenomeno que por otro lado es comun en las regiones muy frias de la Tierra donde desde las grandes glaciaciones del Cuaternario el suelo esta profundamente helado permafrost En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detecto hidrogeno superficial Esto hizo pensar en la posibilidad de que este hidrogeno se pudiera combinar con grupos hidroxilo para formar agua helada El hielo formaria una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad de la superficie y comprenderia desde los casquetes polares hasta los 60 de latitud Primera deteccion de agua en el suelo EditarEn enero de 2004 la sonda europea Mars Express detecto agua en el polo sur del planeta pero congelada 79 La observacion de lineas espectrales de vapor de agua se hizo al final del verano cuando el hielo seco se sublima y deja un casquete residual de agua El 31 de julio de 2008 la NASA hizo publico que el dia anterior 30 de julio de 2008 el vehiculo explorador Phoenix habia realizado pruebas de laboratorio que habian confirmado la existencia de agua en Marte 80 81 Segun William Boynton del analizador termico del Phoenix en la Universidad de Arizona esta es la primera vez que se comprueba de manera concreta y segura la presencia de agua en el planeta Ya se habian detectado indicios de agua congelada en observaciones hechas por la nave Mars Odyssey y en otras muestras que se diluyeron mientras eran observadas por el rover Phoenix el mes pasado Pero esta es la primera vez que el agua marciana se ha tocado y se ha probado El miercoles 30 de julio el brazo robotico del Phoenix deposito una muestra que la instrumentacion identifico como vapor de agua La muestra en forma de una capa dura de material congelado fue extraida de una perforacion de cerca de cinco centimetros en el suelo marciano y expuesta durante dos dias al ambiente de Marte hasta que el agua que contenia empezo a evaporarse circunstancia que segun el comunicado facilito la observacion 82 Presencia actual de hielo de agua Editar Proporcion de hielo de agua presente en el metro superior de la superficie marciana para latitudes bajas imagen superior y latitudes altas imagen inferior Los porcentajes se obtienen a traves de calculos estequiometricos basados en flujos de neutrones epitermales Estos flujos fueron detectados por el Espectrometro de Neutrones a bordo de la nave Mars Odyssey 2001 Una cantidad significativa de hidrogeno de superficie ha sido observada globalmente por el Espectrometro de Neutrones del Mars Odyssey y por el Espectrometro de Rayos Gamma 83 Se piensa que este hidrogeno se incorpora a la estructura molecular del hielo Mediante calculos estequiometricos a partir de los flujos observados se han deducido las concentraciones de hielo de agua en el metro superior de la superficie marciana Este proceso ha revelado que el hielo es comun y abundante en la superficie actual Por debajo de los 60 grados de latitud el hielo se concentra en varias zonas regionales particularmente alrededor de los volcanes Elysium Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum y existe en concentraciones de hasta el 18 de hielo en el subsuelo Por encima de los 60 grados de latitud el hielo es muy abundante Alrededor de los polos por encima de los 70 grados de latitud las concentraciones de hielo superan el 25 casi en todas partes y se aproximan al 100 en los polos 84 Mas recientemente los instrumentos de sondeo por radar SHARAD y MARSIS han comenzado a ser capaces de confirmar si elementos individuales de la superficie son ricos en hielo Debido a la inestabilidad conocida del hielo en las condiciones superficiales actuales de Marte se piensa que casi todo este hielo debe estar cubierto por una capa de materiales granulares o en forma de polvo Las observaciones del espectrometro de neutrones del Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyera uniformemente daria una capa de agua equivalente de por lo menos 14 cm La superficie marciana promedio en el planeta posee aproximadamente un 14 de agua 85 El hielo de agua actualmente bloqueado en ambos polos marcianos corresponde a una capa de agua equivalente de 30 m y la evidencia geomorfica favorece cantidades significativamente mayores de agua de superficie a lo largo de la historia geologica con espesores equivalentes de hasta 500 m 85 Se cree que parte de esta agua del pasado se ha perdido en el subsuelo profundo y parte en el espacio aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo mal entendido 86 El actual deposito atmosferico de agua es importante como un conducto que permite la migracion gradual del hielo de una parte de la superficie a otra tanto en epocas estacionales como en epocas mas largas Es insignificante en volumen con un espesor equivalente de no mas de 10 micrometros 85 Zonas de hielo Editar El 28 de julio de 2005 la Agencia Espacial Europea anuncio la existencia de un crater parcialmente lleno de agua congelada 87 y algunas fuentes interpretaron el descubrimiento como un lago de hielo 88 Las imagenes del crater tomadas por la Camara Estereoscopica de Alta Resolucion en orbita a bordo de la nave Mars Express de la Agencia Espacial Europea muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un crater sin nombre ubicado en Vastitas Borealis situado aproximadamente en las coordenadas 70 5 norte y 103 este El crater tiene 35 km de diametro y cerca de 2 km de profundidad La diferencia de altura entre el suelo del crater y la superficie del hielo de agua es de unos 200 m Los cientificos de la ESA han atribuido la mayor parte de esta diferencia de altura a las dunas de arena bajo el hielo de agua que son parcialmente visibles Mientras que los cientificos no se refieren a esta superficie como un lago la zona de hielo de agua es notable por su tamano y por estar presente durante todo el ano Se han encontrado depositos de hielo de agua y capas de escarcha en muchos lugares diferentes del planeta A medida que mas y mas de la superficie de Marte ha sido inspeccionada por la generacion moderna de orbitadores se ha hecho gradualmente mas evidente que probablemente existen muchas mas zonas de hielo dispersas a traves de la superficie marciana Muchos de estos supuestos parches de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas 30 60 N S del ecuador Por ejemplo muchos cientificos creen que los elementos observados en esas bandas de latitud que se describen de manera diversa como manto dependiente de la latitud o terreno coherente consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o de desechos que se degradan lentamente Una cubierta de materiales detriticos sirve para explicar las superficies opacas observadas en las imagenes que no reflejan la luz como el hielo y tambien para permitir que estos parches de hielo se mantengan durante un largo periodo de tiempo sin sublimarse por completo Estos parches se han sugerido como posibles fuentes de agua para explicar algunos de los enigmaticos elementos de flujo canalizados similares a barrancos que tambien se han localizado en estas latitudes El 22 de noviembre de 2016 la NASA informo del descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterraneo en el planeta Marte el volumen de agua detectada es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior 76 77 78 78 Mar congelado ecuatorial Editar En la Elysium Planitia meridional se han descubierto rasgos superficiales consistentes con el hielo a la deriva 89 Lo que parecen ser placas varian en tamano de 30 m a 30 km y se encuentran en los canales que conducen a una zona inundada de aproximadamente la misma profundidad y ancho que el Mar del Norte Estas placas muestran signos de ruptura y rotacion que claramente las distinguen de las placas de lava de otras partes de la superficie de Marte Se cree que la fuente de la inundacion es una fuga geologica cercana a Cerberus Fossae que arrojo agua en su momento asi como la lava de unos 2 a 10 millones de anos Se sugirio que el agua salia del Cerberus Fossae y luego se agrupaba y se congelaba en las llanuras de bajo nivel y que esos lagos aun pueden existir bajo la superficie 90 pero no todos los cientificos estan de acuerdo con estas conclusiones 86 91 92 Casquetes de hielo polar Editar Imagen del casquete polar marciano norte tomada por el Mars Global Surveyor durante el verano boreal Se cree que tanto la capa polar norte Planum Boreum como la capa polar sur Planum Australe crecen en espesor durante el invierno y se subliman parcialmente durante el verano En 2004 el radar de la sonda MARSIS del satelite Mars Express apunto al casquete polar sur y pudo confirmar que el hielo se extiende a una profundidad de 3 7 km bajo la superficie 93 En el mismo ano el instrumento OMEGA del mismo orbitador revelo que el casquete se divide en tres partes distintas con contenidos variables de agua congelada dependiendo de la latitud La primera parte es la zona brillante del casquete polar vista en las imagenes centrada en el polo formada por una mezcla de 85 de hielo de CO2 y 15 de hielo de agua 94 La segunda parte comprende laderas empinadas conocidas como escarpas formadas casi enteramente de hielo de agua que se unen y descienden lejos del casquete polar hacia las llanuras circundantes 94 La tercera parte abarca los vastos campos de permafrost que se extienden a decenas de kilometros de distancia de las escarpas y que obviamente no forman parte del casquete hasta que se analiza la composicion de la superficie 94 95 Los cientificos de la NASA calculan que el volumen de hielo de agua en la capa polar del sur si se fundiese seria suficiente para cubrir toda la superficie planetaria con una profundidad de 11 m 93 96 Las observaciones sobre ambos polos y mas ampliamente sobre el planeta sugieren que la fusion de todo el hielo superficial producira una capa global de agua equivalente a 35 m de profundidad 97 Corte transversal de una porcion de la capa de hielo polar norte de Marte deducida de sondeos de radar por satelite En julio de 2008 la NASA anuncio que la sonda Phoenix habia confirmado la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje cerca del casquete polar norte a 68 2 de latitud Esta fue la primera observacion directa de hielo desde la superficie 98 Dos anos mas tarde el radar de profundidad a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter tomo medidas de la capa de hielo polar del norte y determino que el volumen total de hielo de agua en el casquete es de 821 000 km Eso equivale al 30 de la capa de hielo de Groenlandia en la Tierra o lo suficiente para cubrir la superficie de Marte con una profundidad de 5 6 m 99 Ambas cubiertas polares revelan abundantes capas internas finas cuando se examinan en imagenes de HiRISE del Mars Global Surveyor Muchos investigadores han intentado utilizar esta estratificacion para poder comprender la estructura la historia y las propiedades de flujo de los casquetes polares marcianos 86 aunque su interpretacion no es sencilla 100 El lago Vostok en la Antartida podria ser una buena referencia para pensar en la posible existencia de agua liquida en Marte porque si el agua estuviera presente antes de formarse las capas polares en el planeta rojo es posible que todavia haya agua liquida debajo de las capas de hielo 101 Hielo en el terreno Editar Durante muchos anos varios cientificos han sugerido que algunas superficies marcianas se parecen a las regiones periglaciales de la Tierra 102 Por analogia con estos elementos terrestres se ha argumentado durante muchos anos que estas regiones son zonas de permafrost Esto sugiere que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie Una caracteristica comun en las latitudes mas altas la aparicion de patrones geometricos sobre el suelo aparece en una serie de formas distintas incluyendo rayas y poligonos En la Tierra estas formas son causadas por la congelacion y descongelacion del suelo 103 Existen otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte como el suavizado del terreno que rodea rasgos topograficos agudos 104 Los calculos y analisis teoricos han tendido a demostrar la posibilidad de que estos rasgos morfologicos se formen por los efectos del hielo molido La evidencia del Espectrometro de Rayos Gamma del Mars Odyssey y las mediciones directas con el lander Phoenix han corroborado que muchas de estas caracteristicas estan intimamente asociadas con la presencia de hielo en el terreno Algunas areas de Marte estan cubiertas con conos que se asemejan a los de la Tierra donde la lava ha fluido sobre el suelo congelado El calor de la lava derrite el hielo y luego lo transforma en vapor La poderosa fuerza del vapor se abre camino a traves de la lava y produce estos conos Este tipo de elementos se puede encontrar por ejemplo en el valle de Athabasca asociado con la lava que fluye a lo largo de un canal de salida Los conos mas grandes pueden formarse cuando el vapor pasa a traves de las capas mas gruesas de lava 105 Topografia festoneada Editar Articulo principal Topografia festoneada Etapas en la formacion de festones en el cuadrangulo Hellas Ciertas regiones de Marte muestran depresiones en forma de feston Se sospecha que las depresiones son los restos degradados de un manto formado por depositos rico en hielo Los festones son causados por el hielo que se sublima del terreno congelado Un estudio publicado en la revista Icarus encontro que las formas de relieve de la topografia festoneada pueden formarse por la perdida del hielo de agua del subsuelo por sublimacion en las actuales condiciones climaticas marcianas Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro hasta muchas decenas de metros de profundidad 106 Este material del manto fue depositado probablemente de la atmosfera como hielo formado sobre el polvo en suspension cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinacion del eje de Marte Los festones presentan normalmente decenas de m de profundidad y desde unos pocos cientos a unos pocos miles de metros de diametro Pueden ser casi circulares o alargados Algunos parecen haber coalescido causando la formacion de extensos terrenos repletos de depresiones El proceso de formacion de estos terrenos puede comenzar con la sublimacion de una grieta A menudo se localizan zonas con grietas poligonales donde se forman festones y la presencia de topografia festoneada parece indicar que el terreno esta congelado 107 108 El 22 de noviembre de 2016 la NASA informo de la deteccion de una gran cantidad de hielo subterraneo en la region Utopia Planitia de Marte 109 Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el lago Superior 110 111 La estimacion del volumen de hielo de agua en la region se baso en las mediciones del instrumento de radar de penetracion en tierra a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter llamado SHARAD A partir de los datos obtenidos de SHARAD se determino la permitividad dielectrica o la constante dielectrica del terreno El valor de la constante dielectrica fue consistente con una gran concentracion de hielo de agua 112 113 114 Estos elementos festoneados son superficialmente similares a las marcas del queso suizo encontradas alrededor del casquete polar sur marciano Se cree que estas marcas del queso suizo son debidas a que las cavidades se forman en una capa superficial de dioxido de carbono solido en lugar de hielo de agua aunque el fondo de estos agujeros probablemente sea rico en H2O 115 Glaciares Editar Vista de un deposito de lobulos glaciares de 5 km de ancho que se inclina hacia arriba sobre la caja de un canon La superficie presenta morrenas depositos de rocas que muestran como avanzo el glaciar Muchas grandes areas de Marte parecen albergar glaciares o contienen evidencias de que solian estar presentes Se sospecha que gran parte de las areas en altas latitudes especialmente el cuadrangulo de Ismenius Lacus todavia contienen enormes cantidades de hielo de agua 116 117 La evidencia reciente ha llevado a muchos cientificos planetarios a creer que el hielo de agua sigue existiendo en forma de glaciares a traves de gran parte de las latitudes medias y altas de Marte protegido de la sublimacion por capas finas de roca aislante y o polvo 118 119 En enero de 2009 los cientificos publicaron los resultados de un estudio de radar de los glaciares concretamente sobre los llamados lobulos de derrubios delanteros en un area denominada Deuteronilus Mensae que encontro evidencia generalizada de hielo situado por debajo de unos metros de escombros de roca 119 Los glaciares se asocian con el terreno accidentado y con el relieve de muchos volcanes Los investigadores han descrito depositos glaciales sobre Hecates Tholus 120 Arsia Mons 121 Pavonis Mons 122 y el Olympus Mons 123 Los glaciares tambien han sido reportados sobre una serie de grandes crateres marcianos en las latitudes medias y superiores Reull Vallis con depositos lineales La ubicacion es el cuadrangulo Hellas Elementos similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas maneras como fenomenos de flujo viscoso 124 rasgos de flujo marcianos lobulos de derrubios frontales o rellenos de valles lineales dependiendo de su forma caracteristica y de su ubicacion Muchos de los pequenos glaciares pero no todos parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los crateres y en el material del manto Los depositos lineales conocidos como rellenos de valles lineales son probablemente glaciares cubiertos de roca que se encuentran en los lechos de los canales del terreno alterado que aparecen alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvian alrededor de obstaculos Los depositos de lineales en los lechos pueden estar relacionados con detritos frontales lobulados que se ha comprobado que contienen grandes cantidades de hielo mediante observaciones de radar en orbita Durante muchos anos los investigadores interpretaron que estos detritos frontales lobulados eran flujos glaciares y se penso que el hielo podia existir bajo una capa aislante de rocas 125 126 127 Con las nuevas lecturas del instrumento se ha confirmado que los lobulos de desechos frontales contienen hielo casi puro cubierto por una capa de rocas 118 119 Una cresta interpretada como la morrena terminal de un glaciar alpino La ubicacion es el cuadrangulo Ismenius Lacus El hielo en movimiento transporta materiales rocosos que se depositan cuando el hielo desaparece Esto sucede tipicamente en la nariz o en los bordes del glaciar En la Tierra tales caracteristicas serian llamadas morrenas pero en Marte se las conoce tipicamente como crestas similares a morrenas crestas concentricas o crestas arqueadas Debido a que en Marte el hielo tiende a sublimarse en lugar de derretirse y debido a que las bajas temperaturas del planeta tienden a hacer que los glaciares se asienten en frio congelados en sus lechos e incapaces de deslizarse los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no aparecen exactamente igual que en los glaciares normales en la Tierra En particular las morrenas marcianas tienden a ser depositadas sin ser desviadas por la topografia subyacente lo que se cree refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos esta normalmente congelado no llega a fundirse parcialmente por efecto de la presion y no puede deslizarse Los acumulos laterales de escombros en la superficie de los glaciares indican la direccion del movimiento del hielo La superficie de algunos glaciares tiene texturas rugosas debido a la sublimacion del hielo enterrado El hielo se evapora sin fundirse y deja atras un espacio vacio El material superpuesto se colapsa en el hueco A veces trozos de hielo caen del glaciar y se entierran en la superficie del terreno y cuando se derriten dejan un agujero mas o menos redondo Se han identificado muchos de estos agujeros de caldera en Marte 128 A pesar de la fuerte evidencia del flujo glacial en Marte hay pocas pruebas convincentes de formas de relieve talladas por la erosion glacial como por ejemplo valles en forma de U colinas redondeadas aristas o drumlins Estas caracteristicas son abundantes en las regiones glaciares de la Tierra por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante Se cree que la falta de estos relieves esta relacionada con la naturaleza fria del hielo en los glaciares mas recientes de Marte Debido a que la insolacion que llega al planeta la temperatura y la densidad de la atmosfera y el flujo de calor geotermico son todos mas bajos en Marte que en la Tierra el modelado sugiere que la temperatura de la interfase entre un glaciar y su lecho permanece por debajo de cero por lo que el hielo se mantiene literalmente congelado hasta el suelo Esto evita que se deslice a traves de su lecho lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie Edades de hielo Editar Depositos de hielo y polvo en el polo norte Marte ha experimentado cambios a gran escala en la cantidad y distribucion de hielo en su superficie en su pasado geologico relativamente reciente y como en la Tierra se conocen como edades glaciales 129 Las edades de hielo en Marte son muy diferentes de las que experimenta la Tierra Durante una era de hielo marciana los polos se calientan y el hielo de agua sale de las capas de hielo y se vuelve a depositar en latitudes medias La humedad de las capas de hielo se desplaza a latitudes mas bajas en forma de depositos de escarcha o nieve mezclados con polvo La atmosfera de Marte contiene una gran cantidad de finas particulas de polvo el vapor de agua se condensa en estas particulas que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmosfera deja atras el polvo que sirve para aislar el hielo restante El volumen total de agua eliminada es un pequeno porcentaje de las capas de hielo o lo suficiente para cubrir toda la superficie del planeta bajo un metro de agua Gran parte de esta humedad de las capas de hielo resulta en un manto liso grueso con una mezcla de hielo y polvo 130 131 132 Este manto rico en hielo de unos pocos metros de espesor suaviza la tierra en latitudes mas bajas pero en algunos lugares muestra una textura llena de baches Probablemente se produjeron multiples etapas de las glaciaciones 133 Debido a que hay pocos crateres en el manto actual se cree que es relativamente joven Se cree que este manto fue puesto en su lugar durante una era de hielo relativamente reciente Las edades glaciales son impulsadas por los cambios en la orbita e inclinacion de Marte que pueden ser comparados con los ciclos terrestres de Milankovitch Los calculos orbitales muestran que Marte oscila en su eje mucho mas que la Tierra La Tierra esta estabilizada por su luna proporcionalmente grande por lo que solo oscila unos pocos grados Marte puede cambiar su inclinacion tambien conocida como su oblicuidad por muchas decenas de grados Cuando esta oblicuidad es alta sus polos reciben mucha mas luz directa del sol y calor Esto hace que las capas de hielo se calienten y se vuelvan mas pequenas a medida que el hielo se sublima Sumando a la variabilidad del clima la excentricidad de la orbita de Marte cambia dos veces mas que la excentricidad de la Tierra A medida que los polos se subliman el hielo se redeposita mas cerca del ecuador que reciben un poco menos de insolacion solar en estas elevadas oblicuidades Las simulaciones por ordenador han demostrado que una inclinacion de 45 del eje marciano resultaria en acumulacion de hielo en areas que muestran formas de relieve glaciales 134 Un estudio de 2008 proporciono evidencia de multiples fases glaciales durante la glaciacion del Amazonas tardio en el limite de la dicotomia en Marte 135 Evidencia de flujos recientes Editar Flujos de la estacion calida en pendiente en el crater de Newton Barrancos ramificados Grupo de barrancos profundos El agua liquida pura no puede existir en forma estable en la superficie de Marte con su actual baja presion atmosferica y baja temperatura excepto en las elevaciones mas bajas durante unas horas 95 136 Por lo tanto un misterio geologico comenzo en 2006 cuando las observaciones de la nave Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depositos de barranco que no estaban alli diez anos antes posiblemente causados por la salmuera liquida que fluye durante los meses mas calidos en Marte 137 138 139 Las imagenes eran de dos crateres llamados Terra Sirenum y Centauri Montes que parecen mostrar la presencia de flujos de agua liquida en Marte en algun momento entre 1999 y 2001 138 140 141 142 Hay desacuerdo en la comunidad cientifica sobre si las barrancas han sido formadas o no por agua liquida Tambien es posible que los flujos que tallan las barrancas esten secos 143 o quizas sean lubricados por el dioxido de carbono Algunos estudios atestiguan que las barrancas que se forman en las tierras altas del sur no pueden ser formadas por agua debido a condiciones atmosfericas inadecuadas La baja presion y la ausencia de efectos geotermicos en las regiones mas frias no daria lugar a agua liquida en ningun momento del ano pero seria ideal para el dioxido de carbono solido El dioxido de carbono que se derrite en el verano mas calido produciria dioxido de carbono liquido que entonces formaria las barrancas 144 145 Incluso si las barrancas son talladas por el flujo de agua en la superficie la fuente exacta del agua y los mecanismos detras de su movimiento no son bien comprendidos 146 En agosto de 2011 la NASA anuncio el descubrimiento por el estudiante de pregrado estadounidense de origen nepali Lujendra Ojha 147 de los cambios estacionales actuales en pendientes empinadas por debajo de afloramientos rocosos cerca de los bordes de un crater en el hemisferio sur Estas rayas oscuras llamadas ahora lineas recurrentes de la pendiente se vieron crecer talud abajo durante la parte mas caliente del verano marciano descolorandose gradualmente durante el resto del ano progresando ciclicamente entre anos Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con el agua salada salmueras que fluia hacia abajo y luego se evaporaba dejando posiblemente algun tipo de residuo 148 149 El instrumento espectroscopico CRISM ha hecho desde entonces observaciones directas de sales hidratadas que aparecen al mismo tiempo que se forman estas lineas de pendiente recurrentes confirmando en 2015 que estas lineas son producidas por el flujo de salmueras liquidas a traves de suelos poco profundos Las lineas contienen clorato hidratado y sales de perclorato ClO4 que incluyen moleculas de agua liquida 150 Las lineas fluyen cuesta abajo en el verano marciano cuando la temperatura esta por encima de 23 C 9 F 250 K 151 Sin embargo la fuente del agua sigue siendo desconocida 152 153 154 155 Hallazgos de sondas EditarMariner 9 Editar Articulo principal Mariner 9 Meandro en Scamander Vallis segun lo visto por Mariner 9 Tales imagenes implicaron que las grandes cantidades de agua fluyeron una vez en la superficie de Marte Las imagenes adquiridas por el orbitador de Marte Mariner 9 lanzado en 1971 revelaron la primera evidencia directa del agua del pasado en forma de lechos de rios secos canones incluyendo el Valles Marineris un sistema de canones de unos 4 020 km Evidencia de erosion y deposicion de agua frentes meteorologicos nieblas y mas 156 Los hallazgos de las misiones de Mariner 9 respaldaron el programa posterior Viking El enorme sistema de barrancos Valles Marineris lleva el nombre de Mariner 9 en honor a sus logros Programa Viking Editar Articulo principal Programa Viking Las islas aerodinamicas en Maja Valles sugieren que grandes inundaciones ocurrieron en Marte Al descubrir muchas formas geologicas que normalmente se forman a partir de grandes cantidades de agua los dos orbitadores vikingos y los dos modulos de aterrizaje causaron una revolucion en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte Se encontraron canales de salida enormes en muchas areas Ellos mostraron que las inundaciones de agua rompieron a traves de presas tallaron valles profundos erosionaron los surcos en la roca madre y viajaron miles de kilometros 157 Grandes areas en el hemisferio sur contenian redes de vias ramificadas lo que sugiere que la lluvia cayo una vez 158 Muchos crateres parecen como si el impactador cayera en el barro Cuando se formaron el hielo en el suelo pudo derretirse convirtio el suelo en barro y luego el lodo fluyo a traves de la superficie 159 160 161 162 Las regiones llamadas Terreno Caotico parecian haber perdido rapidamente grandes volumenes de agua que causaban la formacion de grandes cauces aguas abajo Las estimaciones para algunos caudales del canal corren a diez mil veces el flujo del rio Misisipi 163 El volcanismo subterraneo puede haber derretido hielo congelado El agua entonces fluyo lejos y el suelo se derrumbo para dejar el terreno caotico Ademas el analisis quimico general realizado por los dos desembarcadores de Viking sugirio que la superficie ha sido expuesta o sumergida en el agua en el pasado 164 165 Mars Global Surveyor Editar Articulo principal Mars Global Surveyor Mapa que muestra la distribucion de la hematita en el Sinus Meridiani Estos datos se utilizaron para apuntar el aterrizaje del rover Opportunity que encontro evidencia definitiva de agua pasada El Espectrometro de Emision Termica TES del Mars Global Surveyor es un instrumento capaz de determinar la composicion mineral en la superficie de Marte La composicion mineral da informacion sobre la presencia o ausencia de agua en la antiguedad TES identifico un area grande 30 000 km 12 000 sq mi en la formacion de Nili Fossae que contiene el mineral olivine 166 Se cree que el impacto del asteroide antiguo que creo la cuenca Isidis resulto en fallas que expusieron el olivino El descubrimiento del olivino es una fuerte evidencia de que algunas partes de Marte han estado extremadamente secas durante mucho tiempo El olivino tambien fue descubierto en muchos otros pequenos afloramientos dentro de 60 grados al norte y al sur del ecuador 167 La sonda ha representado varios canales que sugieren flujos de liquidos sostenidos pasados dos de ellos se encuentran en Nanedi Valles y en Nirgal Vallis 168 Canal interior cerca de la parte superior de la imagen en el piso de Nanedi Valles que sugiere que el agua fluyo durante un periodo bastante largo Imagen de Lunae Palus quadrangle Mars Pathfinder Editar Articulo principal Mars Pathfinder El Mars Pathfinder registro la variacion del ciclo de temperatura diurna Estaba mas frio justo antes del amanecer alrededor de 78 C 195 F y mas calido justo despues del mediodia de Marte alrededor de 8 C 18 F 265 K En este lugar la temperatura mas alta nunca alcanzo el punto de congelacion del agua 0 C 273 K demasiado frio para que exista agua pura en la superficie La presion atmosferica medida por el Pathfinder en Marte es muy baja alrededor del 0 6 de la Tierra y no permitiria que existiera agua liquida pura en la superficie 169 Otras observaciones fueron consistentes con el agua presente en el pasado Algunas de las rocas en el sitio de Mars Pathfinder se apoyaban unas contra otras de una manera que los geologos llamaban imbricados Se sospecha que las aguas fuertes de la inundacion en el pasado empujaron las rocas alrededor hasta que se afrontaran lejos del flujo Algunos guijarros estaban redondeados tal vez por haber caido en un arroyo Partes del suelo son crujientes tal vez debido a cementacion por un liquido que contiene minerales Habia evidencia de nubes y quizas de niebla 170 Mars Odyssey espanolː Odisea de Marte Editar Articulo principal Mars Odyssey La Mars Odyssey encontro en 2001 mucha evidencia de agua en Marte en forma de imagenes y con su espectrometro demostro que gran parte del suelo esta cargado con hielo de agua Marte tiene suficiente hielo justo debajo de la superficie para llenar el lago Michigan dos veces En ambos hemisferios desde 55 de latitud hasta los polos Marte tiene una alta densidad de hielo justo debajo de la superficie Un kilogramo de tierra contiene aproximadamente 500 gramos 18 onzas de hielo de agua Pero cerca del ecuador solo hay 2 a 10 de agua en el suelo Los cientificos piensan que gran parte de esta agua tambien esta encerrada en la estructura quimica de los minerales como la arcilla y los sulfatos 171 172 Aunque la superficie superior contiene un pequeno porcentaje de agua ligada quimicamente el hielo se encuentra a pocos metros mas profundo como se ha demostrado en Arabia Terra cuadrilatero Amazonis y cuadrilatero Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua 173 El analisis de los datos sugiere que el hemisferio sur puede tener una estructura estratificada sugestiva de depositos estratificados debajo de una masa de agua ahora extinta grande 174 Bloques en Aram mostrando una posible fuente antigua de agua La ubicacion es cuadrilatero de Oxia Palus Los instrumentos a bordo de la Mars Odyssey solo pueden estudiar el metro superior del suelo mientras que el radar a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter puede medir algunos kilometros de profundidad En 2002 los datos disponibles se utilizaron para calcular que si todas las superficies del suelo estuvieran cubiertas por una capa de agua uniforme esto corresponderia a una capa de agua global GLW de 0 5 a 1 5 km 0 31 0 93 mi 175 Miles de imagenes devueltas desde la orbita de Odyssey tambien apoyan la idea de que Marte alguna vez tuvo grandes cantidades de agua fluyendo a traves de su superficie Algunas imagenes muestran patrones de valles ramificados Otros muestran capas que pueden haberse formado bajo lagos Incluso los deltas del rio y del lago se han identificado 176 177 Durante muchos anos los investigadores pensaron que los glaciares existian bajo una capa de rocas aislantes El llenado lineal del valle es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de roca Se encuentran en los pisos de algunos canales Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvian alrededor de obstaculos Los depositos de piso lineal pueden estar relacionados con delantales de detritos lobatos que han sido mostrados por radar en orbita para contener grandes cantidades de hielo Phoenix Editar Articulo principal Phoenix sonda Poligonos del Permafrost fotografiados por el aterrizador Phoenix El Phoenix Lander tambien confirmo la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en la region norte de Marte 178 179 Este hallazgo fue predicho por los datos orbitales anteriores y la teoria 180 y se midio desde la orbita de los instrumentos de Odisea de Marte El 19 de junio de 2008 la NASA anuncio que los trozos de material brillante en la zanja Dodo Goldilocks cavados por el brazo robotico se habian evaporado en el transcurso de cuatro dias indicando claramente que los grupos brillantes estaban compuestos de agua Hielo que sublima despues de la exposicion Aunque el CO2 hielo seco tambien se sublima bajo las condiciones presentes lo haria a una velocidad mucho mas rapida que la observada 181 El 31 de julio de 2008 la NASA anuncio que Phoenix confirmo ademas la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje Durante el ciclo de calentamiento inicial de una muestra el espectrometro de masas detecto vapor de agua cuando la temperatura de la muestra alcanzo 0 C 273 K 182 El agua liquida no puede existir en la superficie de Marte con su baja presion atmosferica y temperatura actuales excepto en las elevaciones mas bajas durante periodos cortos 183 184 185 186 Perclorato ClO4 un oxidante fuerte se confirmo que estaba en el suelo El producto quimico cuando se mezcla con el agua puede bajar el punto de congelacion del agua de una manera similar a como se aplica la sal a los caminos para derretir el hielo Vista debajo del aterrizador Phoenix mostrando hielo de agua expuesto por los retrocohetes de aterrizaje Cuando Phoenix aterrizo los retrocargadores salpicaron suelo y hielo derretido en el vehiculo 187 Las fotografias mostraban que el aterrizaje habia dejado manchas de material pegadas a los puntales de aterrizaje 188 Las burbujas se expandieron a una velocidad consistente con la delicuescencia oscurecida antes de desaparecer consistente con licuefaccion seguida de goteo y parecian fundirse Estas observaciones combinadas con pruebas termodinamicas indicaron que las gotas eran gotas de salmuera liquidas 188 189 Otros investigadores sugirieron que las gotas podrian ser grumos de escarcha 190 191 192 En 2015 se confirmo que el perclorato juega un papel en la formacion de lineas de laderas recurrentes en las barrancas empinadas 193 194 Por lo que respecta a la camara el sitio de aterrizaje es plano pero conformado en poligonos de entre 2 y 3 m de diametro que estan limitados por canales de 2 a 5 dm 7 9 19 7 pulgadas de profundidad Estas formas se deben al hielo en el suelo que se expande y que se contrae debido a cambios importantes de la temperatura El microscopio mostro que el suelo en la parte superior de los poligonos esta compuesto de particulas redondeadas y particulas planas probablemente un tipo de arcilla 195 El hielo esta presente unos pocos centimetros por debajo de la superficie en el centro de los poligonos ya lo largo de sus bordes el hielo tiene al menos 8 pulgadas 200 mm de profundidad Se observo que la nieve caia de las nubes cirrus Las nubes se formaron a un nivel en la atmosfera que estaba alrededor de 65 C 208 ºK por lo que las nubes tendrian que estar compuestas de hielo agua en lugar de dioxido de carbono hielo CO2 o hielo seco Porque la temperatura para formar el hielo del dioxido de carbono es mucho mas baja que 120 C 184 F 153 K Como resultado de las observaciones de la mision ahora se sospecha que el hielo de agua nieve se habria acumulado mas tarde en el ano en este lugar 196 La temperatura mas alta medida durante la mision que tuvo lugar durante el verano marciano fue 19 6 C 25 36 F mientras que la mas fria fue de 97 7 C 143 9 F 175 5 K Por lo tanto en esta region la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelacion 0 C 273 K del agua 197 Rovers de Exploracion de Marte Editar Articulo principal Mars Exploration Rover Primer plano de un afloramiento de roca Capas de roca delgadas no todas paralelas entre si Esferulas de hematites Esferulas parcialmente incrustadas Los Rovers de Marte Spirit y Opportunity encontraron una gran cantidad de evidencia para el agua del pasado en Marte El Rover Spirit aterrizo en lo que se creia que era una gran cama de lago El lecho del lago habia sido cubierto con flujos de lava por lo que la evidencia del agua del pasado fue inicialmente dificil de detectar El 5 de marzo de 2004 la NASA anuncio que Spirit habia encontrado indicios de la historia del agua en Marte en una roca llamada Humphrey 198 Mientras Spirit viajaba a la inversa en diciembre de 2007 tirando de una rueda agarrada detras la rueda raspo la capa superior del suelo descubriendo un parche de tierra blanca rica en silice Los cientificos piensan que debe haber sido producido en una de dos maneras 199 Uno los depositos de aguas termales producidos cuando el agua disolvio silice en un lugar y luego se llevo a otro es decir un geiser Dos el vapor acido que se levantaba a traves de las grietas en las rocas les quitaba los componentes minerales dejando atras el silice 200 El Spirit rover tambien encontro evidencia de agua en las colinas Columbia del crater Gusev En el grupo de rocas Clovis el espectrometro Mossbauer MB detecto goethita 201 que solo se forma en presencia de agua 202 203 204 hierro en la forma oxidada Fe3 205 rocas ricas en carbonato lo que significa que las regiones del planeta una vez albergo el agua 206 207 El rover Opportunity se dirigio a un sitio que habia mostrado grandes cantidades de hematita desde la orbita La hematita se forma a menudo del agua De hecho el rover encontro rocas estratificadas y concreciones hematitas de marmol o arandano En otra parte de su recorrido Opportunity investigo la estratigrafia de dunas eolicas en el acantilado Burns en el Crater Endurance Sus operadores concluyeron que la preservacion y cementacion de estos afloramientos habia sido controlada por el flujo de aguas subterraneas poco profundas En sus anos de operacion continua Opportunity sigue enviando evidencia de que esta area en Marte estaba empapada en agua liquida en el pasado Los rovers de MER habian estado encontrando evidencia de antiguos ambientes humedos que eran muy acidos De hecho lo que Opportunity ha descubierto en su mayoria o encontrado evidencia para fue acido sulfurico un producto quimico duro para la vida Pero el 17 de mayo de 2013 la NASA anuncio que Opportunity encontro depositos de arcilla que normalmente se forman en ambientes humedos que estan cerca de la acidez neutra Este descubrimiento proporciona pruebas adicionales acerca de un ambiente humedo antiguo posiblemente favorable para la vida Explorador Curiosity del espanol Curiosidad Editar Hottah afloramiento de roca un antiguo arroyo descubierto por el equipo de Curiosity rover 14 de septiembre de 2012 o acercamient version tridimensional El afloramiento de la roca en Marte comparado con un conglomerado fluvial terrestre sugiriendo el agua vigorosa que fluye en una corriente 208 209 210 Muy temprano en su mision en curso el vehiculo explorador Curiosity de la NASA descubrio sedimentos fluviales inequivocos en Marte Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugerian un flujo vigoroso anterior en un lecho de rio con flujo entre el tobillo y la cintura Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de ventilador aluvial que descendia de la pared del crater que habia sido previamente identificado desde la orbita En octubre de 2012 el primer analisis de difraccion de rayos X de un suelo marciano fue realizado por Curiosity Los resultados revelaron la presencia de varios minerales incluyendo feldespato piroxenos y olivina y sugirieron que el suelo marciano en la muestra era similar a los suelos basalticos degradados de los volcanes hawaianos La muestra utilizada esta compuesta de polvo distribuido de tormentas de polvo globales y arena fina local Hasta el momento los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de depositos en Gale Crater registrando una transicion a traves del tiempo desde un ambiente humedo a seco 211 En diciembre de 2012 la NASA informo que Curiosity realizo su primer analisis extensivo del suelo revelando la presencia de moleculas de agua azufre y cloro en el suelo marciano 212 213 Y en marzo de 2013 la NASA reporto pruebas de hidratacion mineral probablemente sulfato de calcio hidratado en varias muestras de roca incluyendo fragmentos rotos de roca Tintina y Sutton Inlier asi como en venas y nodulos en otras rocas como roca Knorr y roca Wernicke 214 215 216 El analisis utilizando el instrumento DAN del rover proporciono evidencia de agua subsuperficial que alcanzaba hasta un 4 de contenido de agua hasta una profundidad de 60 cm 2 0 pies en el trayecto desde el sitio de aterrizaje de Bradbury hasta el area de la bahia de Yellowknife en la zona Terreno de Glenelg El 26 de septiembre de 2013 los cientificos de la NASA informaron que el rover de la Curiosity de Marte detecto abundante agua ligada quimicamente 1 5 a 3 por ciento en peso en muestras de suelo en la region de Rocknest de Aeolis Palus en el Crater de Gale 217 218 219 220 221 222 Ademas la NASA informo que el rover encontro dos tipos principales de suelo un tipo mafico de grano fino y un tipo felsica de grano grueso de origen local 223 224 225 El tipo mafico similar a otros suelos marcianos y el polvo marciano se asocio con la hidratacion de las fases amorfas del suelo Ademas los percloratos cuya presencia puede dificultar la deteccion de moleculas organicas relacionadas con la vida se encontraron en el sitio de aterrizaje del Curiosity rover y mas temprano en el sitio mas polar del aterrizador Phoenix lo que sugiere una distribucion global de estas sales La NASA tambien informo que la roca de Jake M una roca encontrada por Curiosity en el camino a Glenelg era una mugearita y muy similar a las rocas de mugearita terrestres 226 El 9 de diciembre de 2013 la NASA informo que el planeta Marte tenia un gran lago de agua dulce que podria haber sido un ambiente hospitalario para la vida microbiana basado en la evidencia del vehiculo explorador Curiosity al estudiar la llanura Aeolis Palus cerca de Monte Sharp en Gale Crater El 16 de diciembre de 2014 la NASA informo de detectar un aumento inusual a continuacion disminuir en las cantidades de metano en la atmosfera del planeta Marte Ademas se detectaron productos quimicos organicos en polvo perforado de una roca por el rover Curiosity Tambien sobre la base de los estudios de relacion de deuterio a hidrogeno gran parte del agua en Gale Crater en Marte se encontro que se habia perdido en tiempos antiguos antes de que se formara el lecho del lago en el crater Despues grandes cantidades de agua continuaron perdiendose 227 228 229 El 13 de abril de 2015 Nature publico un analisis de los datos de humedad y temperatura del suelo recopilados por Curiosity mostrando que las peliculas de agua salada liquida se forman en los 5 cm superiores de la subsuperficie de Marte por la noche La actividad del agua y la temperatura permanecen por debajo de los requisitos para la reproduccion y el metabolismo de los microorganismos terrestres conocidos 230 El 8 de octubre de 2015 la NASA confirmo que los lagos y arroyos existian en el crater de Gale hace 3 3 a 3 8 mil millones de anos ofreciendo sedimentos para construir las capas mas bajas del Monte Sharp 231 232 Agua en la atmosfera EditarTambien subsiste agua marciana en la atmosfera del planeta aunque en proporcion tan infima 0 01 que de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte formaria una pelicula liquida de aproximadamente la centesima parte de un milimetro A pesar de su escasez ese vapor de agua participa en un ciclo anual En Marte la presion atmosferica es tan baja de 0 0007 a 0 0009 atmosferas diez mil veces inferior a la de la Tierra que el vapor de agua se sublima en el suelo en forma de hielo a la temperatura de 80 C Cuando la temperatura se eleva nuevamente por encima de ese limite el hielo se sublima en sentido inverso se convierte en vapor sin pasar por el estado liquido Un pasado con rios y agua abundante EditarSegun algunas hipotesis en tiempos pasados Marte tuvo abundantes cursos de agua hecho posible porque contaba tambien con una atmosfera mucho mas densa que proporcionaba temperaturas mas elevadas Al disiparse la mayor parte de esa atmosfera en el espacio disminuyo la presion y bajo la temperatura cosa que hizo desaparecer el agua de la superficie de Marte Ahora bien el agua todavia subsiste en la atmosfera en estado de vapor aunque en escasas proporciones asi como en los casquetes polares constituidos por grandes masas de hielos perpetuos mayoritariamente CO2 congelado y segun parece en el subsuelo Hay muestras claras de erosion en varios lugares de Marte tanto a causa del viento como del agua La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrograficas hoy secas con sus valles sinuosos tallados por las aguas de los rios sus afluentes sus brazos separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros dias Sugieren un pasado con unas condiciones ambientales en las que el agua modelo el terreno por medio de inundaciones catastroficas Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos y de un vasto oceano en la region boreal del planeta Todo parece indicar que esto ocurrio hace unos 4000 millones de anos y solo por un breve periodo de tiempo Alrededor de algunos crateres marcianos se observan unas formaciones en forma de lobulos que solo pueden explicarse admitiendo que el suelo de Marte esta congelado el calor producido por el impacto de un meteorito puede provocar la vaporizacion del hielo y el vapor en expansion debio transportar cantidades de materia en el impacto provocando la formacion del referido relieve en forma de lobulos Tambien se dispone de fotografias de otro tipo de accidentes geograficos perfectamente explicados por la existencia de un gelisol Se trata de un derrumbamiento del suelo de la depresion de la que parte un lecho seco con la impronta de sus brazos separados por bancos de aluviones Parece que en la zona de la depresion el calor probablemente debido a un fenomeno volcanico ha provocado la fusion del hielo y el terreno se ha hundido por su propio peso expulsando el agua hasta la superficie Como la evaporacion del liquido aunque inevitable no es instantanea el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporacion el fenomeno ha durado suficiente tiempo porque el curso del agua asi creado por la fusion del permafrost pudo excavar un lecho En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detecto en paredes de crateres o en valles profundos donde no da nunca el Sol unos accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depositos de tierra y rocas transportados por ellos 233 Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur y recuerdan a surgencias superficiales de agua parecidas a un acuifero Este acuifero estaria situado a unos 100 400 m de profundidad Al surgir el agua hacia la superficie se congela y forma una presa de hielo que acaba por romperse y entonces se produce un torrente que dura muy poco hasta que el agua se evapora puesto que no puede existir en las condiciones ambientales del planeta Mapa interactivo de Marte Editar Mapa interactivo de la topografia global de Marte Mueva el raton para ver los nombres de mas de 25 elementos geograficos prominentes y haga clic para consultar sobre ellos El color del mapa base indica elevaciones relativas basadas en datos del Altimetro Laser del Orbitador de Marte dentro del programa Mars Global Surveyor de la NASA Rojos y rosas son zonas elevadas 3 km a 8 km el amarillo representa 0 km de altura verdes y azules representan la elevacion mas baja hasta 8 km Los blancos gt 12 km y marrones gt 8 km son las mayores elevaciones Los ejes son latitud y longitud los polos no se muestran Vease tambien EditarAgua lunar Agua en el asteroide 24 Themis en el cinturon de asteroides del Sistema Solar Vida en Marte Composicion de MarteReferencias Editar Halton Mary 25 de julio de 2018 Liquid water lake revealed on Mars BBC News Consultado el 26 de julio de 2018 Jakosky B M Haberle R M 1992 The Seasonal Behavior of Water on Mars En Kieffer H H ed Mars Tucson AZ University of Arizona Press pp 969 1016 Martin Torres F Javier Zorzano Maria Paz Valentin Serrano Patricia Harri Ari Matti Genzer Maria 13 de abril de 2015 Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars Nature Geoscience 8 5 357 361 Bibcode 2015NatGe 8 357M doi 10 1038 ngeo2412 Consultado el 14 de abril de 2015 a b Ojha L Wilhelm M B Murchie S L McEwen A S Wray J J Hanley J Masse M Chojnacki M 2015 Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars Nature Geoscience 8 11 829 832 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