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Agua subterránea en Marte

Durante épocas pasadas, hubo lluvia y nieve en Marte; especialmente en las épocas iniciales del Noeico y Hespérico.[2]​[3]​[4]​[5]​[6]​[7]​ Algo de humedad entró en el suelo y formó acuíferos. Es decir, el agua se metió en el suelo, se filtró hasta que alcanzó una formación que no le permitiría penetrar más (esta capa se llama impermeable). Luego se acumuló agua formando una capa saturada. Es posible que todavía existan acuíferos profundos.[8]​

Se cree que la preservación y cementación de la estratigrafía de dunas eólicas en Burns Cliff en el cráter Endurance estuvo controlada por el flujo de aguas subterráneas poco profundas.[1]​

Resumen editar

Los investigadores han descubierto que Marte tenía un sistema de agua subterránea en todo el planeta y varias características prominentes en el planeta han sido producidas por la acción del agua subterránea.[9]​[10]​ Cuando el agua subió a la superficie o cerca de la superficie, se depositaron varios minerales y los sedimentos se cementaron. Algunos de los minerales eran sulfatos que probablemente se produjeron cuando el agua disolvió el azufre de las rocas subterráneas y luego se oxidó cuando entró en contacto con el aire.[11]​[12]​[13]​ Mientras viajaba a través del acuífero, el agua pasó a través de la roca ígnea basalto, que habría contenido azufre.

En un acuífero, el agua ocupa un espacio abierto (espacio poroso) que se encuentra entre las partículas de roca. Esta capa se expandiría y finalmente llegaría a estar debajo de la mayor parte de la superficie marciana. La parte superior de esta capa se llama nivel freático. Los cálculos muestran que el nivel freático de Marte estuvo durante un tiempo a 600 metros por debajo de la superficie.[14]​[15]​

El módulo de aterrizaje InSight descubrió en septiembre de 2019 pulsos magnéticos inexplicables y oscilaciones magnéticas consistentes con un depósito existente de agua líquida en todo el planeta en las profundidades subterráneas.[8]​

Los investigadores han concluido que en el cráter Gale se han experimentado muchos episodios de aumento de las aguas subterráneas con cambios en la química del agua subterránea. Estos cambios químicos sustentarían la vida.[16]​[17]​[18]​[19]​[20]​[21]​

Véase también editar

Referencias editar

  1. ↑ Grotzinger, J.P.; Arvidson, R.E.; Bell, III; Calvin, W.; Clark, B.C.; Fike, D.A.; Golombek, M.; Greeley, R.; Haldemann, A.; Herkenhoff, K.E.; Jolliff, B.L.; Knoll, A.H.; Malin, M.; McLennan, S.M.; Parker, T.; Soderblom, L.; Sohl-Dickstein, J.N.; Squyres, S.W.; Tosca, N.J.; Watters, W.A. (2005). «Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars». Earth and Planetary Science Letters 240 (1): 11-72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. 
  2. ↑ Carr, Michael H. (1995). «The Martian drainage system and the origin of valley networks and fretted channels». Journal of Geophysical Research 100 (E4): 7479. Bibcode:1995JGR...100.7479C. doi:10.1029/95JE00260. 
  3. ↑ Carr, Michael H.; Chuang, Frank C. (1997). «Martian drainage densities». Journal of Geophysical Research 102 (E4): 9145-9152. Bibcode:1997JGR...102.9145C. doi:10.1029/97JE00113. 
  4. ↑ Baker, V. R. (1982), The Channels of Mars, 198 pp., Univ. of Tex. Press, Austin.
  5. ↑ Barnhart, Charles J.; Howard, Alan D.; Moore, Jeffrey M. (2009). «Long-term precipitation and late-stage valley network formation: Landform simulations of Parana Basin, Mars». Journal of Geophysical Research 114 (E1): E01003. Bibcode:2009JGRE..114.1003B. doi:10.1029/2008JE003122. 
  6. ↑ Howard, Alan D.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). «An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits». Journal of Geophysical Research 110 (E12): E12S14. Bibcode:2005JGRE..11012S14H. doi:10.1029/2005JE002459. 
  7. ↑ Stepinski, T. F.; Stepinski, A. P. (2005). «Morphology of drainage basins as an indicator of climate on early Mars». Journal of Geophysical Research 110 (E12): E12S12. Bibcode:2005JGRE..11012S12S. doi:10.1029/2005JE002448. 
  8. ↑ a b Andrews, Robin George (20 de septiembre de 2019). «Mysterious magnetic pulses discovered on Mars - The nighttime events are among initial results from the InSight lander, which also found hints that the red planet may host a global reservoir of liquid water deep below the surface.». National Geographic Society. Consultado el 20 de septiembre de 2019. 
  9. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T. (2007). «Meridiani Planum and the global hydrology of Mars». Nature 446 (7132): 163-6. Bibcode:2007Natur.446..163A. PMID 17344848. S2CID 4428510. doi:10.1038/nature05594. 
  10. ↑ Salese, Francesco; Pondrelli, Monica; Neeseman, Alicia; Schmidt, Gene; Ori, Gian Gabriele (2019). «Geological Evidence of Planet‐Wide Groundwater System on Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 124 (2): 374-395. Bibcode:2019JGRE..124..374S. PMC 6472477. PMID 31007995. doi:10.1029/2018JE005802. 
  11. ↑ Burns, Roger G (1993). «Rates and mechanisms of chemical weathering of ferromagnesian silicate minerals on Mars». Geochimica et Cosmochimica Acta 57 (19): 4555-4574. Bibcode:1993GeCoA..57.4555B. doi:10.1016/0016-7037(93)90182-V. 
  12. ↑ Burns, Roger G.; Fisher, Duncan S. (1993). «Rates of Oxidative Weathering on the Surface of Mars». Journal of Geophysical Research 98 (E2): 3365-3372. Bibcode:1993JGR....98.3365B. doi:10.1029/92JE02055. 
  13. ↑ Hurowitz, J. A.; Fischer, W. W.; Tosca, N. J.; Milliken, R. E. (2010). «Origin of acidic surface waters and the evolution of atmospheric chemistry on early Mars». Nat. Geosci. 3 (5): 323-326. Bibcode:2010NatGe...3..323H. doi:10.1038/ngeo831. 
  14. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Lewis, Kevin W. (2011). «Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs». Journal of Geophysical Research 116 (E2): E02007. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. S2CID 17293290. doi:10.1029/2010JE003709. 
  15. ↑ Andrews-Hanna, J., K. Lewis. 2011. Early Mars hydrology:2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs. JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH, VOL. 116, E02007, doi 10.1029/2010JE003709.
  16. ↑ Schwenzer, S. P., et al. 2016. Fluids during diagenesis and sulfate vein formation in sediments at Gale Crater, Mars, Meteorit. Planet. Sci., 51(11), 2175–2202, doi 10.1111/maps.12668.
  17. ↑ L'Haridon, J., N. Mangold, W. Rapin, O. Forni, P.-Y. Meslin, E. Dehouck, M. Nachon, L. Le Deit, O. Gasnault, S. Maurice, R. Wiens. 2017. Identification and implications of iron detection within calcium sulfate mineralized veins by ChemCam at Gale crater, Mars, paper presented at 48th Lunar and Planetary Science Conference, The Woodlands, Tex., Abstract 1328.
  18. ↑ Lanza, N. L., et al. 2016. Oxidation of manganese in an ancient aquifer, Kimberley formation, Gale crater, Geophys. Res. Lett., 43, 7398–7407, doi 10.1002/2016GL069109.
  19. ↑ Frydenvang, J., et al. 2017. Diagenetic silica enrichment and late-stage groundwater activity in Gale crater, Mars, Gale, Mars, Geophys. Res. Lett., 44, 4716–4724, doi 10.1002/2017GL073323.
  20. ↑ Yen, A. S., et al. 2017. Multiple stages of aqueous alteration along fractures in mudstone and sandstone strata in Gale Crater, Mars, Earth Planet. Sci. Lett., 471, 186–198, doi 10.1016/j.epsl.2017.04.033.
  21. ↑ Nachon, M., et al. 2014. Calcium sulfate veins characterized by ChemCam/Curiosity at Gale crater, Mars, J. Geophys. Res. Planets, 119, 1991–2016, doi 10.1002/2013JE004588
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