Agua en Marte - Water on Mars - xcv.wiki\nAgua en Marte - Water on Mars\nPara el especial de Doctor Who , consulte Las aguas de Marte . Para el grupo de música, vea Water on Mars (banda) .\nEstudio del agua pasada y presente en Marte\nLa impresión de un artista de cómo pudo haber sido el antiguo Marte, basada en datos geológicos\nHielo de agua en las\náreas más probables de Marte\n(10 de diciembre de 2019)\nMarte - Utopia Planitia\nMapa de terreno\nEl terreno festoneado condujo al descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo, suficiente agua para llenar el lago Superior (22 de noviembre de 2016)\nCasi toda el agua de Marte existe hoy en día como hielo, aunque también existe en pequeñas cantidades como vapor en la atmósfera . Lo que se pensaba que eran salmueras líquidas de bajo volumen en suelo marciano poco profundo , también llamadas líneas de pendiente recurrentes , pueden ser granos de arena y polvo que se deslizan cuesta abajo para formar rayas oscuras. El único lugar donde el hielo de agua es visible en la superficie es en la capa de hielo del polo norte . También hay abundante hielo de agua debajo de la capa de hielo permanente de dióxido de carbono en el polo sur marciano y en el subsuelo poco profundo en condiciones más templadas. Se han detectado más de 5 millones de km 3 de hielo en o cerca de la superficie de Marte , suficiente para cubrir todo el planeta a una profundidad de 35 metros (115 pies). Es probable que haya aún más hielo encerrado en el subsuelo profundo.\nUn poco de agua líquida puede ocurrir transitoriamente en la superficie marciana hoy, pero limitada a rastros de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida conocida. No existen grandes cuerpos de agua líquida en la superficie del planeta, porque la presión atmosférica promedia solo 610 pascales (0.088 psi ), una cifra ligeramente por debajo de la presión de vapor del agua en su punto triple ; en condiciones marcianas promedio, el calentamiento del agua en la superficie marciana sería sublime, lo que significaría una transición directa de sólido a vapor; a la inversa, el agua de refrigeración se depositaría, lo que significaría la transición directamente de vapor a sólido. Antes de hace unos 3.800 millones de años , Marte pudo haber tenido una atmósfera más densa y temperaturas superficiales más altas, lo que permitió grandes cantidades de agua líquida en la superficie, posiblemente incluido un gran océano que puede haber cubierto un tercio del planeta. Aparentemente, el agua también fluyó a través de la superficie durante períodos cortos en varios intervalos más recientemente en la historia de Marte. Aeolis Palus en el cráter Gale , explorado por el rover Curiosity , son los restos geológicos de un antiguo lago de agua dulce que podría haber sido un entorno hospitalario para la vida microbiana .\nMuchas 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 . El inventario actual de agua en Marte puede estimarse a partir de imágenes de naves espaciales, técnicas de teledetección ( mediciones espectroscópicas , radar , etc.) e investigaciones de superficie de módulos de aterrizaje y vehículos exploradores. La evidencia geológica de agua en el pasado incluye enormes canales de salida talladas por las inundaciones, el río antiguas redes de valles , deltas , y lechos de lagos ; y la detección de rocas y minerales en la superficie que solo podrían haberse formado en agua líquida. Numerosos rasgos geomórficos sugieren la presencia de hielo subterráneo ( permafrost ) y el movimiento del hielo en los glaciares , tanto en el pasado reciente como en el presente. Los barrancos y las líneas de pendiente a lo largo de los acantilados y las paredes de los cráteres sugieren que el agua que fluye continúa dando forma a la superficie de Marte, aunque en un grado mucho menor que en el pasado antiguo.\nAunque la superficie de Marte estaba periódicamente húmeda y podría haber sido acogedora para la vida microbiana hace miles de millones de años, el ambiente actual en la superficie es seco y bajo cero, probablemente presentando un obstáculo insuperable para los organismos vivos. Además, Marte carece de una atmósfera espesa, una capa de ozono y un 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 de la supervivencia de la vida en la superficie. Por lo tanto, las mejores ubicaciones potenciales para descubrir vida en Marte pueden estar en entornos subterráneos. Se han encontrado grandes cantidades de hielo subterráneo en Marte; el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del lago Superior . En 2018, los científicos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte , 1,5 km (0,93 millas) por debajo de la capa de hielo del polo sur , con una extensión horizontal de unos 20 km (12 millas), el primer cuerpo estable conocido de agua líquida en el planeta.\nComprender la extensión y la situación del agua en Marte es vital para evaluar el potencial del planeta para albergar vida y para proporcionar recursos utilizables para la exploración humana futura . Por esta razón, "Siga el Agua" fue el tema de la ciencia de la NASA 's Programa de Exploración de Marte (MEP) en la primera década del siglo 21. Las misiones de la NASA y la ESA , incluidas Mars Odyssey , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) y el módulo de aterrizaje Mars Phoenix de 2001, han proporcionado información sobre la abundancia y distribución del agua en Marte. Mars Odyssey, Mars Express, MRO y el rover Mars Science Lander Curiosity todavía están en funcionamiento y se siguen realizando descubrimientos.\nEn septiembre de 2020, los científicos confirmaron la existencia de varios grandes lagos de agua salada bajo hielo en la región polar sur del planeta Marte . Según uno de los investigadores, "Identificamos la misma masa de agua [como se sugirió anteriormente en una detección inicial preliminar], pero también encontramos otras tres masas de agua alrededor de la principal ... Es un sistema complejo". En marzo de 2021, los investigadores informaron que la considerable cantidad de agua en el antiguo Marte permanece en Marte pero, en su mayor parte, probablemente ha sido secuestrada en las rocas y la corteza del planeta a lo largo de los años.\n2 Evidencia de rocas y minerales\n2.1 Agua en productos de intemperismo (minerales acuosos)\n2.2 Alteración hidrotermal\n2.3 Tasas de meteorización\n2.4 meteoritos marcianos\n3 Evidencia geomórfica\n3.1 Lagos y valles fluviales\n3.2 Delta de los lagos\n3.3 Agua subterránea\n3.4 hipótesis del océano de Marte\n3.5 Evidencia de flujos recientes\n4 Agua presente\n4.1 casquetes polares\n4.1.1 Agua líquida subglacial\n4.2 Hielo molido\n4.2.1 Topografía festoneada\n4.2.2 Parches de hielo\n5 Desarrollo del inventario de agua de Marte\n5.1 Primera era de Noé (4.6 Ga a 4.1 Ga)\n5.2 Edad media a tardía de Noache (4.1 Ga a 3.8 Ga)\n5.3 Hesperiana a la era amazónica (presente) (~ 3.8 Ga hasta el presente)\n5.3.1 Edades de hielo\n6 Evaluaciones de habitabilidad\n7 Hallazgos por sondas\n7.1 Marinero 9\n7.2 Programa vikingo\n7.7 Rovers de exploración de Marte\n7.8 Orbitador de reconocimiento de Marte\n7.9 Rover Curiosity\n8 Mapa interactivo\nArtículo principal: Historia de la observación de Marte\nLa noción de agua en Marte precedió a la era espacial por cientos de años. Los primeros observadores telescópicos supusieron correctamente que los casquetes polares blancos y las nubes eran indicaciones de la presencia de agua. Estas observaciones, sumadas al hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevaron al astrónomo William Herschel a declarar en 1784 que probablemente Marte ofrecía a sus habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra".\nMapa histórico de Marte dibujado por Giovanni Schiaparelli durante la "Gran Oposición" del planeta de 1877.\nCanales de Marte ilustrados por el astrónomo Percival Lowell , 1898.\nA principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocieron que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no fue aceptada, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con solo una escasa cantidad de agua. Se pensó entonces que las áreas oscuras, que podían verse cambiando estacionalmente, eran extensiones de vegetación. El hombre más 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 del ecuador. Aunque generó un tremendo entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. La opinión mayoritaria del establecimiento científico en ese momento probablemente la resumiera mejor el astrónomo inglés Edward Walter Maunder (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con las condiciones en la cima de un pico de veinte mil pies en una isla ártica donde solo podría haber líquenes. espera sobrevivir.\nMientras tanto, muchos astrónomos estaban perfeccionando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composición de la atmósfera marciana . Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham en el Observatorio Mount Wilson intentaron identificar oxígeno y vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocido con certeza fue el dióxido de carbono (CO 2 ) identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947. El vapor de agua no se detectó inequívocamente en Marte hasta 1963.\nMariner 4 adquirió esta imagen que muestra un planeta árido (1965).\nLa composición de los casquetes polares , que se supone que son hielo de agua desde la época de Cassini (1666), fue cuestionada por algunos científicos a fines del siglo XIX que favorecían el hielo de CO 2 , debido a la baja temperatura general del planeta y la aparente falta de agua apreciable. . Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966. Hoy en día se sabe que los casquetes de invierno en ambos polos están compuestos principalmente de hielo de CO 2 , pero que un casquete permanente (o perenne) de hielo de agua permanece durante el verano en el polo norte. En el polo sur, una pequeña capa de hielo de CO 2 permanece durante el verano, pero esta capa también está sustentada por hielo de agua.\nLa última pieza del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por Mariner 4 en 1965. Imágenes granuladas de televisión de la nave espacial mostraban 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 visto. en la tierra. La poca erosión significaba que el agua líquida probablemente no había jugado un papel importante en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años. Además, las variaciones en la señal de radio de la nave espacial al pasar detrás del planeta permitieron a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la de la Tierra al nivel del mar, lo que excluía efectivamente la existencia de agua líquida, que herviría o congelaría rápidamente a presiones tan bajas. Por lo tanto, una visión de Marte nació de un mundo muy parecido a la Luna, pero con solo una brizna de atmósfera para soplar el polvo. Esta vista de Marte duraría casi otra década hasta que Mariner 9 mostró un Marte mucho más dinámico con indicios de que el entorno pasado del planeta era más clemente que el actual.\nEl 24 de enero de 2014, la NASA informó que los estudios actuales en Marte por los Curiosidad y Opportunity Rovers será la búsqueda de evidencia de vida antigua, incluyendo una biosfera basado en autótrofos , quimiotróficas y / o quimio-lito-autótrofos microorganismos , así como la antigua agua, incluidos los ambientes fluvio-lacustres ( llanuras relacionadas con ríos o lagos antiguos) que pueden haber sido habitables .\nDurante muchos años se pensó que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberación de agua de una capa freática global, pero una investigación publicada en 2015 revela que los depósitos regionales de sedimentos y hielo emplazados 450 millones de años antes eran la fuente. "La deposición de sedimentos de los ríos y el deshielo glacial llenaron cañones gigantes debajo del océano primordial contenido en las tierras bajas del norte del planeta. Fue el agua preservada en estos sedimentos del cañón la que luego se liberó como grandes inundaciones, cuyos efectos se pueden ver hoy".\nEvidencia de rocas y minerales.\nArtículo principal: Composición de Marte\nEstá ampliamente aceptado que Marte tenía abundante agua muy temprano en su historia, pero desde entonces han desaparecido todas las grandes áreas de agua líquida. Una fracción de esta agua se retiene en el Marte moderno tanto como hielo como encerrada en la estructura de abundantes materiales ricos en agua, incluidos minerales arcillosos ( filosilicatos ) y sulfatos . Los estudios de las proporciones isotópicas de hidrógeno indican que los asteroides y cometas de más de 2,5 unidades astronómicas (AU) proporcionan la fuente del agua de Marte, que actualmente totaliza entre el 6% y el 27% del océano actual de la Tierra.\nHistoria del agua en Marte. Los números representan cuántos miles de millones de años atrás.\nAgua en productos de intemperie (minerales acuosos)\nEl tipo de roca principal en la superficie de Marte es el basalto , una roca ígnea de grano fino formada principalmente por los minerales de silicato máfico olivino , piroxeno y feldespato plagioclasa . Cuando se exponen al agua y los gases atmosféricos, estos minerales se meteorizan químicamente en minerales nuevos (secundarios), algunos de los cuales pueden incorporar agua en sus estructuras cristalinas, ya sea como H 2 O o como hidroxilo (OH). Ejemplos de minerales hidratados (o hidroxilados) incluyen el hidróxido de hierro goethita (un componente común de los suelos terrestres ); los minerales evaporíticos yeso y kieserita ; sílice opalina ; y filosilicatos (también llamados minerales arcillosos ), como caolinita y montmorillonita . Todos estos minerales se han detectado en Marte.\nUn efecto directo de la meteorización química es consumir agua y otras especies químicas reactivas, extrayéndolos de depósitos móviles como la atmósfera y la hidrosfera y secándolos en rocas y minerales. Actualmente se desconoce la cantidad de agua en la corteza marciana almacenada como minerales hidratados , pero puede ser bastante grande. Por ejemplo, los modelos mineralógicos de los afloramientos rocosos examinados por instrumentos del rover Opportunity en Meridiani Planum sugieren que los depósitos de sulfato allí podrían contener hasta un 22% de agua en peso.\nEn la Tierra, todas las reacciones de meteorización química involucran agua hasta cierto punto. Por lo tanto, muchos minerales secundarios en realidad no incorporan agua, pero aún requieren agua para formarse. Algunos ejemplos de minerales secundarios anhidros incluyen muchos carbonatos , algunos sulfatos (p. Ej., Anhidrita ) y óxidos metálicos como el mineral de óxido de hierro hematita . En Marte, algunos de estos productos de la intemperie pueden formarse teóricamente sin agua o con cantidades escasas presentes como hielo o en películas delgadas de escala molecular ( monocapas ). Aún se desconoce hasta qué punto estos exóticos procesos de meteorización operan en Marte. Los minerales que incorporan agua o se forman en presencia de agua generalmente se denominan "minerales acuosos".\nLos minerales acuosos son indicadores sensibles del tipo de ambiente que existía cuando se formaron los minerales. La facilidad con la que ocurren las reacciones acuosas (ver Energía libre de Gibbs ) depende de la presión, la temperatura y las concentraciones de las especies gaseosas y solubles involucradas. Dos propiedades importantes son el pH y el potencial de oxidación-reducción (E h ) . Por ejemplo, el mineral de sulfato jarosita se forma solo en agua de pH bajo (muy ácida). Los filosilicatos generalmente se forman en agua de pH neutro a alto (alcalino). E h es una medida es el estado de oxidación de un sistema acuoso. Juntos, E h y pH indican los tipos de minerales que son termodinámicamente más estables y, por lo tanto, es más probable que se formen a partir de un conjunto dado de componentes acuosos. Por lo tanto, las condiciones ambientales pasadas en Marte, incluidas las que propician la vida, pueden inferirse de los tipos de minerales presentes en las rocas.\nLos minerales acuosos también pueden formarse en el subsuelo por fluidos hidrotermales que migran a través de poros y fisuras. La fuente de calor que impulsa un sistema hidrotermal puede ser cuerpos de magma cercanos o calor residual de grandes impactos . Un tipo importante de alteración hidrotermal en la corteza oceánica de la Tierra es la serpentinización , que ocurre cuando el agua de mar migra a través de rocas ultramáficas y basálticas. Las reacciones agua-roca dan como resultado la oxidación del hierro ferroso en olivino y piroxeno para producir hierro férrico (como el mineral magnetita ) produciendo hidrógeno molecular (H 2 ) como subproducto. El proceso crea un ambiente altamente alcalino y reductor (bajo Eh) que favorece la formación de ciertos filosilicatos (minerales serpentinos) y varios minerales de carbonato, que juntos forman una roca llamada serpentinita . El gas hidrógeno producido puede ser una fuente de energía importante para los organismos quimiosintéticos o puede reaccionar con el CO 2 para producir gas metano , un proceso que se ha considerado una fuente no biológica para las trazas de metano registradas en la atmósfera marciana. Los minerales de serpentina también pueden almacenar mucha agua (como hidroxilo) en su estructura cristalina. Un estudio reciente ha argumentado que las serpentinitas hipotéticas en la antigua corteza de las tierras altas de Marte podrían contener una capa equivalente global (GEL) de agua de hasta 500 metros (1.600 pies) de espesor. Aunque se han detectado algunos minerales serpentinos en Marte, los datos de teledetección no evidencian ningún afloramiento generalizado. Este hecho no excluye la presencia de grandes cantidades de serpentinita escondidas en profundidad en la corteza marciana.\nTasas de meteorización\nLas tasas a las que los minerales primarios se convierten en minerales acuosos secundarios varían. Los minerales de silicato primarios se cristalizan a partir del magma bajo presiones y temperaturas mucho más altas que las condiciones en la superficie de un planeta. Cuando se exponen a un entorno de superficie, estos minerales están fuera de equilibrio y tenderán a interactuar con los componentes químicos disponibles para formar fases minerales más estables. En general, los minerales de silicato que cristalizan a las temperaturas más altas (se solidifican primero en un magma que se enfría) capean más rápidamente. En la Tierra y Marte, el mineral más común que cumple con este criterio es el olivino , que se transforma fácilmente en minerales arcillosos en presencia de agua.\nEl olivino está muy extendido en Marte, lo que sugiere que la superficie de Marte no ha sido alterada de forma generalizada por el agua; abundante evidencia geológica sugiere lo contrario.\nMeteorito de Marte ALH84001 .\nSe han encontrado más de 60 meteoritos procedentes de Marte. Algunos de ellos contienen evidencia de que estuvieron expuestos al agua cuando estuvieron en Marte. Algunos meteoritos marcianos, llamados shergottitas basálticas , parecen (por la presencia de carbonatos y sulfatos hidratados ) haber estado expuestos al agua líquida antes de su eyección al espacio. Se ha demostrado que otra clase de meteoritos, los nakhlitas , se impregnaron de agua líquida hace unos 620 millones de años y que fueron expulsados de Marte hace unos 10,75 millones de años por el impacto de un asteroide. Cayeron a la Tierra en los últimos 10.000 años. El meteorito marciano NWA 7034 tiene un orden de magnitud más de agua que la mayoría de los otros meteoritos marcianos. Es similar a los basaltos estudiados por las misiones rover y se formó a principios de la época amazónica .\nEn 1996, un grupo de científicos informó de la posible presencia de microfósiles en el Allan Hills 84001 , un meteorito de Marte. Muchos estudios disputaron la validez de su interpretación basándose principalmente en la forma de estos presuntos fósiles. Se encontró que la mayor parte de la materia orgánica del meteorito era de origen terrestre. Además, el consenso científico es que "la morfología por sí sola no puede utilizarse sin ambigüedades como una herramienta para la detección de vida primitiva". La interpretación de la morfología es notoriamente subjetiva y su uso por sí solo ha dado lugar a numerosos errores de interpretación.\nLagos y valles fluviales\nVéase también: Lagos en Marte\nLa nave espacial Mariner 9 de 1971 provocó una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte. Se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las imágenes mostraron que las inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y viajaron miles de kilómetros. Áreas de arroyos ramificados, en el hemisferio sur, sugirieron que una vez cayó lluvia. El número de valles reconocidos ha aumentado con el tiempo. La investigación publicada en junio de 2010 cartografió 40.000 valles fluviales en Marte, cuadruplicando aproximadamente el número de valles fluviales que se habían identificado previamente. Las características marcianas desgastadas por el agua se pueden clasificar en dos clases distintas: 1) redes de dendríticas (ramificadas), de escala terrestre, ampliamente distribuidas, de valles de la edad de Noé y 2) flujo de salida excepcionalmente grande, largo, de un solo hilo, aislado, de la edad Hespérica canales . Un trabajo reciente sugiere que también puede haber una clase de canales actualmente enigmáticos, más pequeños y más jóvenes ( Hesperianos a Amazónicos ) en las latitudes medias, quizás asociados con el derretimiento local ocasional de depósitos de hielo.\nKasei Valles, un importante canal de salida, visto en los datos de elevación del MOLA . El flujo fue de abajo de izquierda a derecha. La imagen es de aprox. 1600 km de ancho. El sistema de canales se extiende otros 1200 km al sur de esta imagen hasta Echus Chasma .\nAlgunas partes de Marte muestran un relieve invertido . Esto ocurre cuando los sedimentos se depositan en el piso de un arroyo y luego se vuelven resistentes a la erosión, tal vez por cementación. Más tarde, el área puede ser enterrada. Finalmente, la erosión elimina la capa de cobertura y los antiguos arroyos se hacen visibles ya que son resistentes a la erosión. Mars Global Surveyor encontró varios ejemplos de este proceso. Se han descubierto muchos arroyos invertidos en varias regiones de Marte, especialmente en la Formación Medusae Fossae , el cráter Miyamoto , el cráter Saheki y la meseta Juventae.\nCanales de arroyos invertidos en el cráter Antoniadi . La ubicación es el cuadrilátero Syrtis Major .\nEn Marte se han descubierto diversas cuencas lacustres. Algunos son comparables en tamaño a los lagos más grandes de la Tierra, como el Mar Caspio , el Mar Negro y el Lago Baikal . Los lagos que fueron alimentados por redes de valles se encuentran en las tierras altas del sur. Hay lugares que son depresiones cerradas con valles fluviales que desembocan en ellos. Se cree que estas áreas alguna vez contuvieron lagos; uno está en Terra Sirenum que tuvo su desbordamiento moviéndose a través de Ma'adim Vallis hacia el cráter Gusev , explorado por el Mars Exploration Rover Spirit . Otro está cerca de Paraná Valles y Loire Vallis. Se cree que algunos lagos se formaron por precipitación, mientras que otros se formaron a partir de aguas subterráneas. Se estima que existieron lagos en la cuenca de Argyre, la cuenca de Hellas y tal vez en Valles Marineris . Es probable que en ocasiones en el Noé, muchos cráteres alberguen lagos. Estos lagos son consistentes con un ambiente hidrológico frío y seco (para los estándares de la Tierra) algo parecido al de la Gran Cuenca del oeste de los Estados Unidos durante el Último Máximo Glacial .\nLa investigación de 2010 sugiere que Marte también tenía lagos a lo largo de partes del ecuador. Aunque investigaciones anteriores habían demostrado que Marte tenía una historia temprana cálida y húmeda que se secó hace mucho tiempo, estos lagos existieron en la Época Hesperiana , un período mucho más tardío. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y haciéndola lo suficientemente cálida para que exista agua líquida. En este estudio, se descubrieron canales que conectaban cuencas lacustres cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenó, sus aguas desbordaron las orillas y abrieron los canales hacia un área más baja donde se formaría otro lago. Estos lagos secos serían objetivos para buscar evidencia ( biofirmas ) de vidas pasadas.\nEl 27 de septiembre de 2012, los científicos de la NASA anunciaron que el rover Curiosity encontró evidencia directa de un antiguo lecho de un río en el cráter Gale , lo que sugiere un antiguo "flujo vigoroso" de agua en Marte. En particular, el análisis del lecho ahora seco indicó que el agua corría a 3,3 km / h (0,92 m / s), posiblemente a la profundidad de la cadera. La prueba del agua corriente vino en forma de guijarros redondeados y fragmentos de grava que solo podrían haber sido erosionados por fuertes corrientes líquidas. Su forma y orientación sugieren un transporte de larga distancia desde arriba del borde del cráter, donde un canal llamado Peace Vallis alimenta el abanico aluvial .\nEl lago Eridania es un antiguo lago teorizado con una superficie de aproximadamente 1,1 millones de kilómetros cuadrados. Su profundidad máxima es de 2.400 metros y su volumen es de 562.000 km 3 . Era más grande que el mar sin salida al mar más grande de la Tierra, el Mar Caspio, y contenía más agua que todos los otros lagos marcianos juntos. El mar de Eridania contenía más de 9 veces más agua que todos los Grandes Lagos de América del Norte . Se supuso que la superficie superior del lago estaba a la altura de las redes de valles que lo rodean; todos terminan en la misma elevación, lo que sugiere que desembocaron en un lago.\nLa investigación con CRISM encontró depósitos gruesos, de más de 400 metros de espesor, que contenían los minerales saponita , talco-saponita, mica rica en Fe (por ejemplo, glauconita - nontronita ), serpentina de Fe y Mg, carbonato de Mg-Fe-Ca y probable sulfuro de Fe . El sulfuro de Fe probablemente se formó en aguas profundas a partir de agua calentada por volcanes . Tal proceso, clasificado como hidrotermal, pudo haber sido un lugar donde comenzó la vida en la Tierra.\nMapa que muestra la profundidad estimada del agua en diferentes partes del mar de Eridania. Este mapa tiene aproximadamente 530 millas de ancho.\nDepósitos de cuenca profunda del fondo del mar de Eridania. Las mesas en el piso están ahí porque estaban protegidas contra la erosión intensa por la capa profunda de agua / hielo. Las mediciones de CRISM muestran que los minerales pueden provenir de depósitos hidrotermales del fondo marino.\nDiagrama que muestra cómo la actividad volcánica puede haber causado la deposición de minerales en el suelo del mar de Eridania. Los cloruros se depositaron a lo largo de la costa por evaporación.\nDeltas del lago\nDelta en el cráter Eberswalde .\nLos investigadores han encontrado varios ejemplos de deltas que se formaron en los lagos marcianos. Encontrar deltas es una señal importante de que Marte alguna vez tuvo mucha agua líquida. Los deltas generalmente requieren aguas profundas durante un largo período de tiempo para formarse. Además, el nivel del agua debe ser estable para evitar que los sedimentos se laven. Se han encontrado deltas en un amplio rango geográfico, aunque hay algunos indicios de que los deltas pueden estar concentrados alrededor de los bordes del supuesto océano septentrional de Marte .\nArtículo principal: Agua subterránea en Marte\nLas capas pueden estar formadas por el agua subterránea que se eleva gradualmente.\nEn 1979 se pensaba que los canales de salida se formaron en rupturas únicas y catastróficas de depósitos de agua subterráneos, posiblemente sellados por hielo, descargando cantidades colosales de agua a través de una superficie de Marte por lo demás árida. Además, la evidencia a favor de inundaciones fuertes o incluso catastróficas se encuentra en las ondas gigantes en el Athabasca Vallis . Muchos canales de salida comienzan en las características de Chaos o Chasma , lo que proporciona evidencia de la ruptura que podría haber roto un sello de hielo subterráneo.\nLas redes de valles ramificados de Marte no son consistentes con la formación por liberación repentina y catastrófica de agua subterránea, tanto en términos de sus formas dendríticas que no provienen de un solo punto de salida, como en términos de las descargas que aparentemente fluyeron a lo largo de ellas. En cambio, algunos autores han argumentado que se formaron por una lenta filtración de agua subterránea desde el subsuelo esencialmente como manantiales. En apoyo de esta interpretación, los extremos aguas arriba de muchos valles en tales redes comienzan con cabezas de cañón de caja o "anfiteatro", que en la Tierra se asocian típicamente con filtraciones de agua subterránea. También hay poca evidencia de canales o valles de escala más fina en las puntas de los canales, que algunos autores han interpretado como que muestran que el flujo apareció repentinamente desde el subsuelo con una descarga apreciable, en lugar de acumularse gradualmente a través de la superficie. Otros han cuestionado el vínculo entre las cabezas de anfiteatros de los valles y la formación por el agua subterránea para los ejemplos terrestres, y han argumentado que la falta de cabezas de escamas finas en las redes de los valles se debe a su eliminación por intemperismo o jardinería de impacto . La mayoría de los autores aceptan que la mayoría de las redes de valles fueron al menos parcialmente influenciadas y moldeadas por procesos de filtración de aguas subterráneas.\nSe cree que la preservación y cementación de la estratigrafía de dunas eólicas en Burns Cliff en Endurance Crater han sido controladas por el flujo de aguas subterráneas poco profundas.\nEl agua subterránea también jugó un papel vital en el control de los patrones y procesos de sedimentación a gran escala en Marte. De acuerdo con esta hipótesis, las aguas subterráneas con minerales disueltos salieron a la superficie, dentro y alrededor de los cráteres, y ayudaron a formar capas al agregar minerales, especialmente sulfatos, y cementar sedimentos . En otras palabras, algunas capas pueden haber sido formadas por el agua subterránea que se eleva depositando minerales y cementando sedimentos eólicos sueltos existentes . En consecuencia, las capas endurecidas están más protegidas de la erosión . Un estudio publicado en 2011 utilizando datos del Mars Reconnaissance Orbiter , muestra que existen los mismos tipos de sedimentos en una gran área que incluye Arabia Terra . Se ha argumentado que las áreas ricas en rocas sedimentarias también son aquellas áreas que probablemente experimentaron afloramientos de aguas subterráneas a escala regional.\nEn febrero de 2019, científicos europeos publicaron evidencia geológica de un antiguo sistema de agua subterránea en todo el planeta que, posiblemente, estaba conectado a un vasto océano putativo. En septiembre de 2019, los investigadores informaron que el módulo de aterrizaje InSight descubrió pulsos magnéticos inexplicables y oscilaciones magnéticas consistentes con un depósito de agua líquida en todo el planeta en las profundidades del subsuelo.\nHipótesis del océano de Marte\nArtículo principal: hipótesis del océano de Marte\nSe supone que la región azul de topografía baja en el hemisferio norte marciano es el sitio de un océano primordial de agua líquida.\nLa hipótesis del océano de Marte propone que la cuenca de Vastitas Borealis fue el sitio de un océano de agua líquida al menos una vez, y presenta evidencia de que casi un tercio de la superficie de Marte estaba cubierta por un océano líquido al principio de la historia geológica del planeta . Este océano, denominado Oceanus Borealis , habría llenado la cuenca de Vastitas Borealis en el hemisferio norte, una región que se encuentra de 4 a 5 kilómetros (2,5 a 3,1 millas) por debajo de la elevación planetaria media. Se han sugerido dos costas putativas importantes: una más alta, que data de un período de aproximadamente 3.800 millones de años y concurrente con la formación de las redes de valles en las Tierras Altas, y una más baja, quizás correlacionada con los canales de salida más jóvenes . El más alto, la 'costa de Arabia', se puede rastrear alrededor de Marte, excepto a través de la región volcánica de Tharsis. El inferior, el 'Deuteronilus', sigue la formación Vastitas Borealis .\nUn estudio de junio de 2010 concluyó que el océano más antiguo habría cubierto el 36% de Marte. Los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA), que mide la altitud de todo el terreno en Marte, se utilizaron en 1999 para determinar que la cuenca hidrográfica de dicho océano habría cubierto aproximadamente el 75% del planeta. El primer Marte habría requerido un clima más cálido y una atmósfera más densa para permitir que existiera agua líquida en la superficie. Además, la gran cantidad de redes de valles apoya fuertemente la posibilidad de un ciclo hidrológico en el planeta en el pasado.\nLa existencia de un océano marciano primordial sigue siendo controvertida entre los científicos, y se han cuestionado las interpretaciones de algunas características como "costas antiguas". Un problema con la línea costera conjeturada de 2000 millones de años (2 Ga ) es que no es plana, es decir, no sigue una línea de potencial gravitacional constante. Esto podría deberse a un cambio en la distribución de la masa de Marte, quizás debido a una erupción volcánica o al impacto de un meteorito; la provincia volcánica de Elysium o la enorme cuenca de Utopia que está enterrada debajo de las llanuras del norte se han presentado como las causas más probables.\nEn marzo de 2015, los científicos declararon que existe evidencia de un antiguo océano marciano, probablemente en el hemisferio norte del planeta y aproximadamente del tamaño del Océano Ártico de la Tierra , o aproximadamente el 19% de la superficie marciana. Este hallazgo se derivó de la proporción de agua y deuterio en la atmósfera marciana moderna en comparación con la proporción que se encuentra en la Tierra. En Marte se encontró ocho veces más deuterio que en la Tierra, lo que sugiere que el antiguo Marte tenía niveles de agua significativamente más altos. Los resultados del rover Curiosity habían encontrado previamente una alta proporción de deuterio en el cráter Gale , aunque no lo suficientemente alta como para sugerir la presencia de un océano. Otros científicos advierten que este nuevo estudio no ha sido confirmado y señalan que los modelos climáticos marcianos aún no han demostrado que el planeta fuera lo suficientemente cálido en el pasado como para soportar cuerpos de agua líquida.\nEn mayo de 2016 se publicó evidencia adicional de un océano del norte, que describe cómo parte de la superficie en el cuadrilátero de Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunamis . Los tsunamis fueron causados por asteroides que chocaron contra el océano. Se pensaba que ambos eran lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 km de diámetro. El primer tsunami recogió y transportó rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. El retrolavado de la ola formó canales al reorganizar los cantos rodados. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevaba una gran cantidad de hielo que cayó en los valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 ma 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto del tamaño de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de un océano ha sido la falta de características costeras. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos eventos de tsunami. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra . Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrilátero Ismenius Lacus y en el cuadrilátero Mare Acidalium .\nEn julio de 2019, se informó el apoyo a un antiguo océano en Marte que pudo haberse formado por una posible fuente de mega-tsunami resultante del impacto de un meteorito que creó el cráter Lomonosov .\nEvidencia de flujos recientes\nArtículo principal: Flujos estacionales en laderas cálidas marcianas\nVéase también: Gully (Mars)\nFlujos de estación cálida en la pendiente del cráter Newton .\nGrupo de barrancos profundos.\nEl 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 pocas horas. Entonces, un misterio geológico comenzó en 2006 cuando las observaciones del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depósitos de barrancos que no estaban allí diez años antes, posiblemente causados por el flujo de salmuera líquida durante los meses más cálidos en Marte. Las imágenes eran de dos cráteres en Terra Sirenum y Centauri Montes que parecen mostrar la presencia de flujos (húmedos o secos) en Marte en algún momento entre 1999 y 2001.\nExiste un desacuerdo en la comunidad científica sobre si los barrancos están formados o no por agua líquida. También es posible que los flujos que tallan las cárcavas sean granos secos, o quizás lubricados por dióxido de carbono. Algunos estudios atestiguan que los barrancos que se forman en las tierras altas del sur no podrían estar formados por el agua debido a condiciones inadecuadas. Las regiones más frías, no geotérmicas y de baja presión no darían paso al agua líquida en ningún momento del año, pero serían ideales para el dióxido de carbono sólido. El dióxido de carbono que se derrite en el verano más cálido produciría dióxido de carbono líquido que luego formaría los barrancos. Incluso si los barrancos son tallados por el agua que fluye en la superficie, no se comprenden la fuente exacta del agua y los mecanismos detrás de su movimiento.\nLos barrancos secos son surcos profundos grabados en las laderas que persisten durante todo el año. Hay muchas otras características en Marte, y algunas de ellas cambian estacionalmente.\nEn agosto de 2011, la NASA anunció el descubrimiento por parte del estudiante de pregrado Lujendra Ojha de los cambios estacionales actuales en pendientes empinadas debajo de afloramientos rocosos cerca de los bordes de los cráteres en el hemisferio sur. Se observó que estas rayas oscuras, ahora llamadas líneas de pendiente recurrente (RSL), crecían ladera abajo durante la parte más cálida del verano marciano, y luego se desvanecían gradualmente durante el resto del año, recurriendo cíclicamente entre años. Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con el agua salada ( salmueras ) que fluye cuesta abajo y luego se evapora, posiblemente dejando algún tipo de residuo. Desde entonces, el instrumento espectroscópico CRISM ha realizado 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 ( ClO\n4- ), que contienen moléculas de agua líquida. Las líneas fluyen cuesta abajo en el verano marciano, cuando la temperatura supera los -23 ° C (-9 ° F; 250 K). Sin embargo, se desconoce la fuente del agua. Sin embargo, los datos del espectrómetro de neutrones del orbitador Mars Odyssey obtenidos durante una década, se publicaron en diciembre de 2017 y no muestran evidencia de agua (regolito hidrogenado) en los sitios activos, por lo que sus autores también apoyan las hipótesis de agua atmosférica de vida corta. delicuescencia de vapor o flujos granulares secos. Concluyen que el agua líquida en el Marte de hoy puede estar limitada a trazas de humedad disuelta de la atmósfera y películas delgadas, que son entornos desafiantes para la vida tal como la conocemos.\nProporción de hielo de agua presente en el metro superior de la superficie marciana para latitudes inferiores (superior) y superiores (inferior). Los porcentajes se obtienen mediante cálculos estequiométricos basados en flujos de neutrones epitermales. Estos flujos fueron detectados por el espectrómetro de neutrones a bordo de la nave espacial Mars Odyssey 2001.\nEl espectrómetro de neutrones y el espectrómetro de rayos gamma Mars Odyssey ha observado una cantidad significativa de hidrógeno en la superficie a nivel mundial . Se cree que este hidrógeno se incorpora a la estructura molecular del hielo y, mediante cálculos estequiométricos , los flujos observados se han convertido en concentraciones de hielo de agua en el metro superior de la superficie marciana. Este proceso ha revelado que el hielo está extendido y es abundante en la superficie actual. Por debajo de los 60 grados de latitud, el hielo se concentra en varias regiones, particularmente alrededor de los volcanes Elysium , Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum , y existe en concentraciones de hasta un 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Hacia los polos a 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% en casi todas partes y se acercan al 100% en los polos. Los instrumentos de sondeo de radar SHARAD y MARSIS también han confirmado que las características individuales de la superficie son ricas en hielo. Debido a la conocida inestabilidad del hielo en las condiciones actuales de la superficie marciana, se cree que casi todo este hielo está cubierto por una fina capa de material rocoso o polvoriento.\nLas observaciones del espectrómetro de neutrones Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyera uniformemente, daría una capa global equivalente en agua (WEG) de al menos ≈14 centímetros (5,5 pulgadas); en otras palabras, la superficie marciana promediada a nivel mundial es aproximadamente un 14% de agua. El hielo de agua actualmente encerrado en ambos polos marcianos corresponde a un WEG de 30 metros (98 pies), y la evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua superficial sobre la historia geológica, con WEG de hasta 500 metros (1,600 pies). Se cree que parte de este agua pasada se ha perdido en el subsuelo profundo y parte en el espacio, aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo poco conocido. El actual depósito atmosférico de agua es importante como conducto que permite la migración gradual de hielo de una parte de la superficie a otra en escalas de tiempo tanto estacionales como más largas, pero es insignificante en volumen, con una WEG de no más de 10 micrómetros (0,00039 pulg. ).\nArtículo principal: casquetes polares marcianos\nEl Mars Global Surveyor adquirió esta imagen de la capa de hielo del polo norte marciano a principios del verano septentrional.\nSe estima que el cráter Korolev contiene 2.200 kilómetros cúbicos (530 millas cúbicas) de hielo de agua.\nLa existencia de hielo en los casquetes polares norte ( Planum Boreum ) y sur ( Planum Australe ) marcianos se conoce desde la época del orbitador Mariner 9 . Sin embargo, la cantidad y pureza de este hielo no se conocieron hasta principios de la década de 2000. En 2004, la sonda del radar MARSIS del satélite europeo Mars Express confirmó la existencia de hielo relativamente limpio en la capa de hielo del polo sur que se extiende a una profundidad de 3,7 kilómetros (2,3 millas) por debajo de la superficie. De manera similar, la sonda de radar SHARAD a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter observó la base del casquete polar norte entre 1,5 y 2 km por debajo de la superficie. Juntos, el volumen de hielo presente en los casquetes polares norte y sur de Marte es similar al de la capa de hielo de Groenlandia.\nSección transversal de una porción de la capa de hielo del polo norte de Marte, derivada del sondeo de radar satelital.\nSe sospecha que una capa de hielo aún más grande en la capa de la región polar sur se retiró en la antigüedad (período Hesperiano), que pudo haber contenido 20 millones de km 3 de hielo de agua, lo que equivale a una capa de 137 m de profundidad en todo el planeta.\nAmbos casquetes polares revelan abundantes capas internas de hielo y polvo cuando se examinan con imágenes de depresiones en forma de espiral que atraviesan su volumen, y las mediciones de radar del subsuelo mostraron que estas capas se extienden continuamente a través de las capas de hielo. Esta capa contiene un registro de climas pasados en Marte, exactamente cómo las capas de hielo de la Tierra tienen un registro del clima de la Tierra. Sin embargo, leer este registro no es sencillo, por lo que muchos investigadores han estudiado estas capas no solo para comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de los casquetes, sino también para comprender la evolución del clima en Marte.\nAlrededor de los casquetes polares hay muchas capas de hielo más pequeñas dentro de los cráteres, algunos de los cuales se encuentran bajo espesos depósitos de arena o polvo marciano. En particular, se estima que el cráter Korolev de 81,4 kilómetros (50,6 millas) de ancho contiene aproximadamente 2.200 kilómetros cúbicos (530 millas cúbicas) de hielo de agua expuesto a la superficie. El piso de Korolev se encuentra a unos 2 kilómetros (1,2 millas) por debajo del borde y está cubierto por un montículo central de 1,8 kilómetros (1,1 millas) de profundidad de hielo de agua permanente, de hasta 60 kilómetros (37 millas) de diámetro.\nAgua líquida subglacial\nSitio del cuerpo de agua subglacial del polo sur (informado en julio de 2018).\nSe planteó la hipótesis de la existencia de lagos subglaciales en Marte cuando el modelado del lago Vostok en la Antártida mostró que este lago podría haber existido antes de la glaciación antártica, y que un escenario similar podría haber ocurrido en Marte. En julio de 2018, científicos de la Agencia Espacial Italiana informaron de la detección de un lago subglacial de este tipo en Marte, a 1,5 kilómetros (1 mi) por debajo de la capa de hielo del polo sur y que abarca 20 kilómetros (10 millas) horizontalmente, la primera evidencia de un establo. cuerpo de agua líquida en el planeta. La evidencia de este lago marciano se dedujo de un punto brillante en los datos de sondeo de eco de radar del radar MARSIS a bordo del orbitador europeo Mars Express , recopilados entre mayo de 2012 y diciembre de 2015. El lago detectado está centrado en 193 ° E, 81 ° S, una zona llana que no presenta características topográficas peculiares pero que está rodeada de un terreno más alto, excepto en su lado este donde hay una depresión. El radar SHARAD a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA no ha visto señales del lago. Las frecuencias operativas de SHARAD están diseñadas para una resolución más alta, pero una profundidad de penetración más baja, por lo que si el hielo suprayacente contiene una cantidad significativa de silicatos, es poco probable que SHARAD pueda detectar el lago putativo.\nEl 28 de septiembre de 2020, se confirmó el descubrimiento de MARSIS, utilizando nuevos datos y volviendo a analizar todos los datos con una nueva técnica. Estos nuevos estudios de radar informan de tres lagos subglaciales más en Marte. Todos están 1,5 km (0,93 millas) por debajo de la capa de hielo del polo sur . El tamaño del primer lago encontrado, y el más grande, se ha corregido a 30 km (19 millas) de ancho. Está rodeado por 3 lagos más pequeños, cada uno de unos pocos kilómetros de ancho.\nDebido a que se estima que la temperatura en la base del casquete polar es de 205 K (-68 ° C; -91 ° F), los científicos asumen que el agua puede permanecer líquida debido al efecto anticongelante de los percloratos de magnesio y calcio . La capa de hielo de 1,5 kilómetros (0,93 millas) que cubre el lago está compuesta de hielo de agua con un 10 a 20% de polvo mezclado, y estacionalmente cubierta por una capa de CO de 1 metro (3 pies 3 pulgadas) de espesor.\n2hielo. Dado que la cobertura de datos brutos de la capa de hielo del polo sur es limitada, los descubridores afirmaron que "no hay razón para concluir que la presencia de agua subterránea en Marte se limita a un solo lugar".\nEn 2019, se publicó un estudio que exploró las condiciones físicas necesarias para que exista tal lago. El estudio calculó la cantidad de calor geotérmico necesario para alcanzar temperaturas bajo las cuales una mezcla de agua líquida y perclorato sería estable bajo el hielo. Los autores concluyeron que "incluso si hay concentraciones locales de grandes cantidades de sales de perclorato en la base del hielo del polo sur, las condiciones típicas de Marte son demasiado frías para derretir el hielo ... se necesita una fuente de calor local dentro de la corteza para aumentar las temperaturas, y una cámara de magma dentro de los 10 km del hielo podrían proporcionar tal fuente de calor. Este resultado sugiere que si la interpretación del agua líquida de las observaciones es correcta, el magmatismo en Marte puede haber estado activo extremadamente recientemente ".\nSi realmente existe un lago líquido, su agua salada también puede mezclarse con tierra para formar un lodo. Los altos niveles de sal del lago presentarían dificultades para la mayoría de las formas de vida. En la Tierra, existen organismos llamados halófilos que prosperan en condiciones extremadamente saladas, aunque no en soluciones de perclorato concentradas, frías y oscuras.\nDurante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas parecen regiones periglaciares de la Tierra. Por analogía con estas características terrestres, se ha argumentado durante muchos años que pueden ser regiones de permafrost . Esto sugeriría que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie. Una característica común en las latitudes más altas, el suelo modelado , puede presentarse en varias formas, incluidas rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo. Hay otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el ablandamiento del terreno , que redondea características topográficas nítidas. La evidencia del espectrómetro de rayos gamma de Mars Odyssey y las mediciones directas con el módulo de aterrizaje Phoenix han corroborado que muchas de estas características están íntimamente asociadas con la presencia de hielo en el suelo.\nUna sección transversal de hielo de agua subterránea está expuesta en la pendiente empinada que aparece de color azul brillante en esta vista de color mejorado del MRO . La escena tiene unos 500 metros de ancho. La escarpa cae a unos 128 metros del nivel del suelo. Las capas de hielo se extienden desde justo debajo de la superficie hasta una profundidad de 100 metros o más.\nEn 2017, utilizando la cámara HiRISE a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), los investigadores encontraron al menos ocho pendientes erosionadas que mostraban capas de hielo de agua expuestas de hasta 100 metros de espesor, cubiertas por una capa de aproximadamente 1 o 2 metros de espesor de suelo . Los sitios se encuentran en latitudes de aproximadamente 55 a 58 grados, lo que sugiere que hay hielo subterráneo poco profundo debajo de aproximadamente un tercio de la superficie marciana. Esta imagen confirma lo que se detectó previamente con el espectrómetro en 2001 Mars Odyssey , los radares de penetración en el suelo en MRO y en Mars Express , y por la excavación in situ del módulo de aterrizaje Phoenix . Estas capas de hielo contienen pistas fácilmente accesibles sobre la historia climática de Marte y hacen que el agua congelada sea accesible para futuros exploradores robóticos o humanos. Algunos investigadores sugirieron que estos depósitos podrían ser los restos de glaciares que existían hace millones de años cuando el eje de rotación y la órbita del planeta eran diferentes. (Consulte la sección Edad de hielo de Marte a continuación). Un estudio más detallado publicado en 2019 descubrió que el hielo de agua existe en latitudes al norte de 35 ° N y al sur de 45 ° S, con algunos parches de hielo a solo unos pocos centímetros de la superficie cubiertos por polvo . La extracción de hielo de agua en estas condiciones no requeriría equipo complejo.\nVista cercana de la pared de la depresión triangular, como se ve por las capas de HiRISE son visibles en la pared. Estas capas contienen hielo. Las capas inferiores están inclinadas, mientras que las capas cercanas a la superficie son más o menos horizontales. Esta disposición de capas se denomina " discordancia angular ".\nCráter de impacto que puede haberse formado en un suelo rico en hielo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Ismenius Lacus .\nVista cercana del cráter de impacto que puede haberse formado en un suelo rico en hielo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que la eyección parece más baja que los alrededores. Es posible que la eyección caliente haya provocado la desaparición de parte del hielo; reduciendo así el nivel de la eyección.\nMapa de hielo cercano a la superficie\nArtículo principal: topografía festoneada\nCiertas regiones de Marte pantalla festoneados depresiones -shaped. Se sospecha que las depresiones son los restos de un depósito de manto rico en hielo en degradación. Las vieiras son causadas por la sublimación del hielo del suelo congelado. Las formas de relieve de la topografía festoneada pueden formarse por la pérdida de hielo de agua en el subsuelo por sublimación en las condiciones climáticas actuales de Marte. Un modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. Este material del manto probablemente fue depositado desde la atmósfera cuando el hielo se formó sobre el polvo cuando el clima era diferente debido a cambios en la inclinación del polo de Marte (ver " Edad de hielo ", más abajo). Las vieiras suelen tener decenas de metros de profundidad y de unos pocos cientos a unos miles de metros de ancho. Pueden ser casi circulares o alargados. Algunas parecen haberse fusionado, lo que provocó la formación de un gran terreno muy lleno de hoyos. El proceso de formación del terreno puede comenzar con la sublimación de una grieta. A menudo hay grietas poligonales donde se forman las vieiras, y la presencia de topografía festoneada parece ser una indicación de suelo helado.\nEl 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región de Utopia Planitia de Marte. Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el lago Superior .\nEl volumen de agua helada en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre en el Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD . A partir de los datos obtenidos de SHARAD se determinó la “ permitividad dieléctrica ” o constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua.\nEstas características festoneadas son superficialmente similares a las características del queso suizo , que se encuentran alrededor del casquete polar sur. Se cree que las características de queso suizo a ser debido a cavidades que se forman en una capa superficial del sólido de dióxido de carbono , en lugar de agua con hielo-aunque los pisos de estos agujeros son probablemente H 2 O-rico.\nEl 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada; algunos luego interpretaron el descubrimiento como un "lago de hielo". Imágenes del cráter, tomada por la Cámara Estéreo de Alta Resolución a bordo de la Agencia Espacial Europea 's Mars Express Orbiter, muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un cráter sin nombre ubicado en Vastitas Borealis , una amplia llanura que cubre gran parte de Las latitudes más al norte de Marte, aproximadamente a 70,5 ° Norte y 103 ° Este. El cráter tiene 35 kilómetros (22 millas) de ancho y aproximadamente 2 kilómetros (1,2 millas) de profundidad. La diferencia de altura entre el suelo del cráter y la superficie del hielo de agua es de unos 200 metros (660 pies). Los científicos de la ESA han atribuido la mayor parte de esta diferencia de altura a las dunas de arena debajo del hielo de agua, que son parcialmente visibles. Si bien los científicos no se refieren al parche como un "lago", el parche 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.\nA medida que la generación moderna de orbitadores ha tomado imágenes de más y más superficie de Marte, se ha hecho cada vez más evidente que probablemente haya muchos más parches de hielo esparcidos por 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 piensan que las características generalizadas en esas bandas de latitud descritas de diversas maneras como "manto dependiente de la latitud" o "terreno pegado" consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o escombros, que se están degradando lentamente. Se requiere una cubierta de escombros tanto para explicar las superficies opacas que se ven en las imágenes que no se reflejan como el hielo, como para permitir que los parches existan durante un período prolongado de tiempo sin sublimarse por completo. Estos parches se han sugerido como posibles fuentes de agua para algunas de las enigmáticas características de flujo canalizado como barrancos que también se ven en esas latitudes.\nEn el sur de Elysium Planitia se han descubierto características de la superficie consistentes con los bloques de hielo existentes . Lo que parecen ser placas, que varían en tamaño desde 30 metros (98 pies) a 30 kilómetros (19 millas), se encuentran en canales que conducen a una gran área inundada. Las placas muestran signos de rotura y rotación que las distinguen claramente de las placas de lava en otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es la falla geológica cercana Cerberus Fossae que arrojó agua y lava de entre 2 y 10 millones de años. Se sugirió que el agua salió del Cerberus Fossae y luego se acumuló y se congeló en las llanuras bajas y niveladas y que esos lagos congelados aún pueden existir.\nArtículo principal: Glaciares en Marte\nVista de un depósito de lóbulos similar a un glaciar de 5 km de ancho que se inclina hacia un cañón de caja. La superficie tiene morrenas , depósitos de rocas que muestran cómo avanzó el glaciar.\nMuchas áreas grandes de Marte parecen albergar glaciares o tienen evidencia de que solían estar presentes. Se sospecha que gran parte de las áreas en latitudes altas, especialmente el cuadrilátero de Ismenius Lacus , todavía contienen enormes cantidades de hielo de agua. La evidencia reciente ha llevado a muchos científicos planetarios a concluir que el hielo de agua todavía existe como glaciares en gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegido de la sublimación por capas delgadas de roca aislante y / o polvo. Un ejemplo de esto son las características similares a glaciares llamadas delantales de escombros lobulados en un área llamada Deuteronilus Mensae , que muestran evidencia generalizada de hielo debajo de unos pocos metros de escombros rocosos. Los glaciares están asociados con terrenos trasteados y muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciares en Hecates Tholus , Arsia Mons , Pavonis Mons y Olympus Mons . También se han reportado glaciares en varios cráteres marcianos más grandes en las latitudes medias y superiores.\nReull Vallis con depósitos de suelo alineados. La ubicación es el cuadrilátero Hellas\nLas características similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas formas como características de flujo viscoso, características de flujo marciano, delantales de escombros lobulados o relleno de valle alineado, según la forma de la característica, su ubicación, los accidentes geográficos con los que está asociado y el autor que lo describe. . Muchos, pero no todos, los glaciares pequeños parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y el material del manto. Los depósitos alineados conocidos como relleno de valle alineado son probablemente glaciares cubiertos de rocas que se encuentran en los pisos de la mayoría de los canales dentro del terreno con trastes que se encuentran alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales estriados y estriados que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos de piso alineados pueden estar relacionados con las plataformas de escombros lobulados , que se ha demostrado que contienen grandes cantidades de hielo por radar en órbita. Durante muchos años, los investigadores interpretaron que las características llamadas 'delantales de escombros lobulados' eran flujos glaciales y se pensó que existía hielo debajo de una capa de rocas aislantes. Con nuevas lecturas de instrumentos, se ha confirmado que los delantales de escombros lobulados contienen hielo casi puro que está cubierto con una capa de rocas.\nUna cresta interpretada como la morrena terminal de un glaciar alpino. La ubicación es el cuadrilátero de Ismenius Lacus .\nEl hielo en movimiento transporta material rocoso y luego lo deja caer cuando el hielo desaparece. Esto suele ocurrir en el hocico o en los bordes del glaciar. En la Tierra, estas características serían llamados morrenas , pero en Marte por lo general son conocidos como morrena-como crestas , crestas concéntricas , o crestas arqueadas . Debido a que el hielo tiende a sublime en lugar de derretirse en Marte, y debido a que las bajas temperaturas de Marte tienden a hacer que los glaciares tengan una "base fría" (congelados hasta sus lechos e incapaces de deslizarse), los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no aparecen. exactamente igual que los glaciares normales de la Tierra. En particular, las morrenas marcianas tienden a depositarse sin ser desviadas por la topografía subyacente, que se cree que refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos normalmente está congelado y no puede deslizarse. Las crestas 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 derretirse y deja un espacio vacío. El material superpuesto luego se colapsa en el vacío. A veces, trozos de hielo caen del glaciar y quedan enterrados en la superficie de la tierra. Cuando se derriten, queda un agujero más o menos redondo. Muchos de estos " agujeros de caldera " se han identificado en Marte.\nA pesar de la fuerte evidencia de flujo glacial en Marte, hay poca evidencia convincente de accidentes geográficos tallados por la erosión glacial , por ejemplo, valles en forma de U , peñascos y colinas de cola , arêtes , drumlins . Tales 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 accidentes geográficos está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes de Marte. Debido a que la insolación solar 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, los modelos sugieren que la temperatura de la interfaz entre un glaciar y su lecho se mantiene por debajo del punto de congelación y el el hielo está literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice por el lecho, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie.\nDesarrollo del inventario de agua de Marte\nLa variación en el contenido de agua superficial de Marte está fuertemente ligada a la evolución de su atmósfera y puede haber estado marcada por varias etapas clave.\nCanales secos cerca de Warrego Valles .\nPrincipios de la era de Noé (4,6 Ga a 4,1 Ga)\nMás información: Noachian\nLa era de Noé temprana se caracterizó por la pérdida atmosférica en el espacio debido a los intensos bombardeos meteoríticos y el escape hidrodinámico. La eyección de meteoritos puede haber eliminado ~ 60% de la atmósfera primitiva . Es posible que se hayan formado cantidades significativas de filosilicatos durante este período que requieran una atmósfera suficientemente densa para mantener el agua superficial, ya que el grupo de filosilicatos espectralmente dominante, la esmectita, sugiere proporciones moderadas de agua a roca. Sin embargo, el pH-pCO 2 entre la esmectita y el carbonato muestra que la precipitación de la esmectita limitaría la pCO 2 a un valor no superior a 1 x 10 -2 atm (1,0 kPa). Como resultado, el componente dominante de una atmósfera densa en Marte temprano se vuelve incierto, si las arcillas se formaron en contacto con la atmósfera marciana, particularmente dada la falta de evidencia de depósitos de carbonato . Una complicación adicional es que el brillo ~ 25% menor del Sol joven habría requerido una atmósfera antigua con un efecto invernadero significativo para elevar las temperaturas de la superficie para sostener el agua líquida. Un mayor contenido de CO 2 por sí solo habría sido insuficiente, ya que el CO 2 se precipita a presiones parciales superiores a 1,5 atm (1.500 hPa), lo que reduce su eficacia como gas de efecto invernadero .\nEra Noacheana media a tardía (4,1 Ga a 3,8 Ga)\nDurante la era Noacheana media a tardía, Marte experimentó la formación potencial de una atmósfera secundaria por desgasificación dominada por los volcanes Tharsis, incluidas cantidades significativas de H 2 O, CO 2 y SO 2 . Las redes de valles marcianos datan de este período, lo que indica un agua superficial globalmente extendida y sostenida temporalmente en lugar de inundaciones catastróficas. El final de este período coincide con la terminación del campo magnético interno y un pico en el bombardeo meteorítico. El cese del campo magnético interno y el subsiguiente debilitamiento de los campos magnéticos locales permitieron el despojo atmosférico sin obstáculos por parte del viento solar. Por ejemplo, en comparación con sus contrapartes terrestres, las relaciones 38 Ar / 36 Ar, 15 N / 14 N y 13 C / 12 C de la atmósfera marciana son consistentes con una pérdida de ~ 60% de Ar, N 2 y CO 2 por la eliminación del viento solar de una atmósfera superior enriquecida en los isótopos más ligeros mediante el fraccionamiento de Rayleigh . Complementando la actividad del viento solar, los impactos habrían expulsado componentes atmosféricos a granel sin fraccionamiento isotópico. Sin embargo, los impactos de cometas en particular pueden haber contribuido con volátiles al planeta.\nHesperiana a la era amazónica (presente) (~ 3.8 Ga hasta el presente)\nMás información: Hespérico y Amazónico (Marte)\nLa mejora atmosférica por eventos esporádicos de desgasificación fue contrarrestada por el viento solar que despojó la atmósfera, aunque con menos intensidad que por el joven Sol. Las inundaciones catastróficas datan de este período, favoreciendo la liberación subterránea repentina de volátiles, en contraposición a los flujos superficiales sostenidos. Si bien la parte anterior de esta era puede haber estado marcada por entornos acuosos ácidos y descargas de agua subterránea centradas en Tharsis que datan de finales de Noé, gran parte de los procesos de alteración de la superficie durante la última parte están marcados por procesos oxidativos que incluyen la formación de óxidos de Fe 3+. que imparten un tono rojizo a la superficie marciana. Dicha oxidación de las fases minerales primarias se puede lograr mediante procesos de pH bajo (y posiblemente alta temperatura) relacionados con la formación de tefra palagonítica, por la acción del H 2 O 2 que se forma fotoquímicamente en la atmósfera marciana y por la acción del agua. , ninguno de los cuales requiere O 2 libre . La acción del H 2 O 2 puede haber dominado temporalmente debido a la drástica reducción de la actividad acuosa e ígnea en esta era reciente, lo que hace que los óxidos de Fe 3+ observados sean volumétricamente pequeños, aunque generalizados y espectralmente dominantes. Sin embargo, los acuíferos pueden haber impulsado agua superficial sostenida, pero altamente localizada en la historia geológica reciente, como es evidente en la geomorfología de cráteres como Mojave. Además, el meteorito marciano Lafayette muestra evidencia de alteración acuosa tan recientemente como 650 Ma.\nMarte antes y después / durante la tormenta de polvo global de 2018\nEn 2020, los científicos informaron que la pérdida actual de hidrógeno atómico del agua en Marte se debe en gran medida a los procesos estacionales y las tormentas de polvo que transportan el agua directamente a la atmósfera superior y que esto ha influido en el clima del planeta probablemente durante el último 1 Ga.\nDepósitos de hielo y polvo en capas en el polo norte.\nMarte ha experimentado alrededor de 40 cambios a gran escala en la cantidad y distribución de hielo en su superficie durante los últimos cinco millones de años, y el más reciente ocurrió hace 2,1 a 0,4 Myr, durante la glaciación de la Amazonía tardía en el límite de la dicotomía . Estos cambios se conocen como edades de hielo. Las edades de hielo en Marte son muy diferentes a las que experimenta la Tierra. Las edades de hielo son impulsadas por cambios en la órbita y la inclinación de Marte, también conocido como oblicuidad. Los cálculos orbitales muestran que Marte se bambolea sobre su eje mucho más que la Tierra. La Tierra está estabilizada por su luna proporcionalmente grande, por lo que solo se tambalea unos pocos grados. Marte puede cambiar su inclinación en muchas decenas de grados. Cuando esta oblicuidad es alta, sus polos reciben mucha más luz solar directa y calor; esto hace que las capas de hielo se calienten y se vuelvan más pequeñas a medida que el hielo se sublima. Además de 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 sublimes, el hielo se vuelve a depositar más cerca del ecuador, que recibe algo menos de insolación solar en estas elevadas oblicuidades. Las simulaciones por computadora han demostrado que una inclinación de 45 ° del eje marciano daría como resultado la acumulación de hielo en áreas que muestran accidentes geográficos glaciares.\nLa humedad de los casquetes polares viaja a latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclada con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas 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 regresa a la atmósfera, deja polvo que sirve para aislar el hielo restante. El volumen total de agua eliminada es un pequeño porcentaje de los casquetes polares, o lo suficiente para cubrir toda la superficie del planeta bajo un metro de agua. Gran parte de esta humedad de los casquetes polares da como resultado un manto espeso y liso con una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, que puede tener 100 metros de espesor en latitudes medias, suaviza la tierra en latitudes más bajas, pero en algunos lugares muestra una textura irregular o patrones que delatan la presencia de hielo de agua debajo.\nEvaluaciones de habitabilidad\nArtículo principal: Vida en Marte\nPrototipo del rover ExoMars en prueba en el desierto de Atacama , 2013.\nDesde los módulos de aterrizaje Viking que buscaron vida microbiana actual en 1976, la NASA ha seguido una estrategia de "seguir el agua" en Marte. Sin embargo, el agua líquida es una condición necesaria pero no suficiente para la vida tal como la conocemos porque la habitabilidad es función de una multitud de parámetros ambientales. Los atributos químicos, físicos, geológicos y geográficos dan forma al medio ambiente en Marte. Las mediciones aisladas de estos factores pueden ser insuficientes para considerar un entorno habitable, pero la suma de las mediciones puede ayudar a predecir ubicaciones con mayor o menor potencial de habitabilidad.\nNo es necesario que los entornos habitables estén habitados y, con el fin de proteger el planeta , los científicos están tratando de identificar posibles hábitats donde las bacterias polizones de la Tierra en naves espaciales podrían contaminar Marte. Si existe —o existió— vida en Marte, se podrían encontrar evidencias o biofirmas en el subsuelo, lejos de las duras condiciones actuales de la superficie como los percloratos , las radiaciones ionizantes, la desecación y la congelación. Las ubicaciones habitables podrían ocurrir a kilómetros por debajo de la superficie en una hidrosfera hipotética, o podrían ocurrir cerca de la subsuperficie en contacto con el permafrost.\nEl rover Curiosity está evaluando el potencial de habitabilidad pasado y presente de Marte. El programa ExoMars europeo-ruso es un proyecto de astrobiología dedicado a la búsqueda e identificación de biofirmas en Marte. Incluye el ExoMars Trace Gas Orbiter que comenzó a mapear el metano atmosférico en abril de 2018, y el rover ExoMars 2022 que perforará y analizará muestras del subsuelo a 2 metros de profundidad. El rover Mars 2020 de la NASA almacenará en caché docenas de muestras de núcleos perforados para su posible transporte a los laboratorios de la Tierra a fines de la década de 2020 o 2030.\nHallazgos por sondas\nArtículo principal: Cronología de los descubrimientos de agua en Marte.\nMeandro en Scamander Vallis , visto por Mars Global Surveyor . Estas imágenes implican que una vez fluyeron grandes cantidades de agua sobre la superficie de Marte.\nLas imágenes adquiridas por el orbitador Mariner 9 Mars, lanzado en 1971, revelaron la primera evidencia directa de agua pasada en forma de lechos de ríos secos, cañones (incluido el Valles Marineris , un sistema de cañones de más de 4.020 kilómetros (2.500 millas) de largo ), evidencia de erosión y deposición hídrica , frentes climáticos, nieblas y más. Los hallazgos de las misiones Mariner 9 respaldaron el programa Viking posterior . El enorme sistema de cañones de Valles Marineris lleva el nombre de Mariner 9 en honor a sus logros.\nArtículo principal: programa vikingo\nLas islas aerodinámicas en Maja Valles sugieren que se produjeron grandes inundaciones en Marte.\nAl descubrir muchas formas geológicas que normalmente se forman a partir de grandes cantidades de agua, los dos orbitadores Viking y los dos módulos de aterrizaje provocaron una revolución en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte. Se encontraron enormes canales de salida en muchas áreas. Mostraron que las inundaciones de agua atravesaron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y viajaron miles de kilómetros. Grandes áreas en el hemisferio sur contenían redes de valles ramificados , lo que sugiere que la lluvia una vez cayó. Muchos cráteres parecen como si el impactador hubiera caído al barro. Cuando se formaron, es posible que el hielo en el suelo se haya derretido, convertido el suelo en barro y luego el barro fluyó a través de la superficie. Las regiones, llamadas "Terreno caótico", parecían haber perdido rápidamente grandes volúmenes de agua, lo que provocó la formación de grandes canales río abajo. Las estimaciones para algunos caudales de canales son diez mil veces el caudal del río Mississippi . El vulcanismo subterráneo puede haber derretido el hielo congelado; el agua luego se fue y el suelo se derrumbó para dejar un terreno caótico. Además, el análisis químico general realizado por los dos módulos de aterrizaje Viking sugirió que la superficie ha estado expuesta o sumergida en agua en el pasado.\nArtículo principal: Mars Global Surveyor\nMapa que muestra la distribución de hematites en Sinus Meridiani. Estos datos se utilizaron para apuntar al aterrizaje del rover Opportunity que encontró evidencia definitiva de agua pasada.\nEl Global Surveyor Marte 's Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) 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 kilómetros cuadrados (12.000 millas cuadradas)) en la formación Nili Fossae que contiene el mineral olivino . Se cree que el impacto de un antiguo asteroide que creó la cuenca Isidis resultó en fallas que expusieron el olivino. El descubrimiento del olivino es una fuerte evidencia de que partes de Marte han estado extremadamente secas durante mucho tiempo. El olivino también se descubrió en muchos otros afloramientos pequeños dentro de los 60 grados al norte y al sur del ecuador. La sonda ha captado imágenes de varios canales que sugieren flujos líquidos sostenidos en el pasado, dos de ellos se encuentran en Nanedi Valles y en Nirgal Vallis .\nCanal 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 del cuadrilátero Lunae Palus .\nArtículo principal: Mars Pathfinder\nEl módulo de aterrizaje Pathfinder registró la variación del ciclo de temperatura diurna. Hacía más frío justo antes del amanecer, alrededor de -78 ° C (-108 ° F; 195 K), 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 (32 ° F; 273 K)), demasiado fría para que exista agua líquida pura en la superficie.\nLa presión atmosférica medida por el Pathfinder en Marte es muy baja, alrededor del 0,6% de la de la Tierra, y no permitiría que exista agua líquida pura en la superficie.\nOtras observaciones fueron consistentes con la presencia de agua en el pasado. Algunas de las rocas en el sitio de Mars Pathfinder se apoyaron unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se sospecha que las fuertes inundaciones del pasado empujaron las rocas hasta que se alejaron del flujo. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haberlos caído en un arroyo. Partes del suelo tienen costras, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. Había evidencia de nubes y tal vez niebla.\nArtículo principal: Evidencia de agua en Marte de Mars Odyssey\nSistema de drenaje complejo en el cráter Semeykin . La ubicación es el cuadrilátero Ismenius Lacus\nLa Mars Odyssey de 2001 encontró mucha evidencia de agua en Marte en forma de imágenes, y con su espectrómetro de neutrones , demostró que gran parte del suelo está cargado de agua helada. Marte tiene suficiente hielo justo debajo de la superficie para llenar dos veces el lago Michigan . En ambos hemisferios, desde los 55 ° de latitud hasta los polos, Marte tiene una alta densidad de hielo justo debajo de la superficie; un kilogramo de suelo contiene aproximadamente 500 gramos (18 oz) de agua helada. Pero cerca del ecuador, solo hay entre un 2% y un 10% de agua en el suelo. Los científicos creen que gran parte de esta agua también está encerrada en la estructura química de los minerales, como la arcilla y los sulfatos . Aunque la superficie superior contiene un pequeño porcentaje de agua unida químicamente, el hielo se encuentra solo unos metros más profundo, como se ha demostrado en Arabia Terra , el cuadrilátero Amazonis y el cuadrilátero Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua. El orbitador también descubrió vastos depósitos de hielo de agua a granel cerca de la superficie de las regiones ecuatoriales. La evidencia de la hidratación ecuatorial es tanto morfológica como composicional y se observa tanto en la formación Medusae Fossae como en Tharsis Montes . El análisis de los datos sugiere que el hemisferio sur puede tener una estructura en capas, lo que sugiere depósitos estratificados debajo de una gran masa de agua ahora extinta.\nBloques en Aram que muestran una posible fuente antigua de agua. La ubicación es cuadrilátero Oxia Palus .\nLos instrumentos a bordo del Mars Odyssey pueden estudiar el metro superior de suelo. En 2002, se utilizaron los datos disponibles para calcular que si todas las superficies del suelo estuvieran cubiertas por una capa uniforme de agua, esto correspondería a una capa global de agua (GLW) de 0,5 a 1,5 kilómetros (0,31 a 0,93 millas).\nMiles de imágenes devueltas por el orbitador Odyssey también apoyan la idea de que alguna vez Marte 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 debajo de los lagos; incluso se han identificado deltas de ríos y lagos . Durante muchos años, los investigadores sospecharon que los glaciares existen bajo una capa de rocas aislantes. El relleno de valle lineal es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de rocas. Se encuentran en el suelo de algunos canales. Sus superficies tienen materiales estriados y estriados que se desvían alrededor de los obstáculos. Los depósitos de suelo alineados pueden estar relacionados con las plataformas de escombros lobulados , que según los radares en órbita han demostrado que contienen grandes cantidades de hielo.\nArtículo principal: Phoenix (nave espacial)\nPolígonos de permafrost captados por el módulo de aterrizaje Phoenix .\nEl módulo de aterrizaje Phoenix también confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en la región norte de Marte. Este hallazgo fue predicho por datos y teorías orbitales anteriores, y fue medido desde la órbita por los instrumentos Mars Odyssey. El 19 de junio de 2008, la NASA anunció que grupos de material brillante del tamaño de un dado en la trinchera "Dodo-Ricitos de oro", excavada por el brazo robótico, se habían vaporizado en el transcurso de cuatro días, lo que indica claramente que los grupos brillantes estaban compuestos de agua. hielo que sublima después de la exposición. Aunque el CO 2 ( hielo seco ) también se sublima en las condiciones presentes, lo haría a un ritmo mucho más rápido de lo observado. 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 (32 ° F; 273 K). El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte con su actual presión atmosférica y temperatura bajas, excepto en las elevaciones más bajas por períodos cortos.\nSe confirmó la presencia del anión perclorato (ClO 4 - ), un oxidante fuerte , en el suelo marciano. Esta sal puede reducir considerablemente el punto de congelación del agua .\nVista debajo del módulo de aterrizaje Phoenix que muestra el hielo de agua expuesto por los retrocohetes de aterrizaje.\nCuando Phoenix aterrizó, los retrocohetes salpicaron tierra y derritieron hielo sobre el vehículo. Las fotografías mostraron que el rellano había dejado manchas de material adheridas a los puntales del rellano. Las manchas se expandieron a una velocidad consistente con la delicuescencia , se oscurecieron antes de desaparecer (consistente con la licuefacción seguida de goteo) y parecieron fusionarse. Estas observaciones, combinadas con evidencia termodinámica , indicaron que las manchas eran probablemente gotas de salmuera líquida . Otros investigadores sugirieron que las manchas podrían ser "grupos de escarcha". En 2015 se confirmó que el perclorato juega un papel en la formación de líneas de pendiente recurrentes en barrancos empinados .\nHasta donde alcanza la vista de la cámara, el lugar de aterrizaje es plano, pero tiene la forma de polígonos de entre 2 y 3 metros (6 pies 7 pulg. A 9 pies 10 pulg.) De diámetro, que están delimitados por canales de 20 a 50 centímetros ( 7,9-19,7 pulg.) De profundidad. Estas formas se deben a que el hielo en el suelo se expande y contrae debido a cambios importantes de 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. El hielo está presente unas pocas pulgadas debajo de la superficie en el medio de los polígonos, y a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 8 pulgadas (200 mm) de profundidad.\nSe observó que la nieve caía de los cirros. Las nubes formadas en un nivel en la atmósfera que fue de alrededor de -65 ° C (-85 ° F; 208 K), por lo que las nubes tendrían que estar compuestos de agua-hielo, en lugar de dióxido de carbono con hielo (CO 2 o seca hielo), porque la temperatura para formar hielo de 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 adelante en el año en este lugar. La temperatura más alta medida durante la misión, que tuvo lugar durante el verano marciano, fue de -19,6 ° C (-3,3 ° F; 253,6 K), mientras que la más fría fue de -97,7 ° C (-143,9 ° F; 175,5 K). Entonces, en esta región la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelación (0 ° C (32 ° F; 273 K)) del agua.\nRovers de exploración de Marte\nArtículo principal: Mars Exploration Rover\nPrimer plano de un afloramiento rocoso.\nCapas de rocas delgadas, no todas paralelas entre sí.\nEsférulas de hematites .\nEsférulas parcialmente incrustadas .\nLos Mars Exploration Rovers , Spirit y Opportunity encontraron una gran cantidad de evidencia de agua pasada en Marte. El rover Spirit aterrizó en lo que se pensaba que era un gran lecho de lago. El lecho del lago había sido cubierto con flujos de lava, por lo que la evidencia de agua pasada 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 apodada "Humphrey".\nMientras Spirit viajaba en reversa en diciembre de 2007, tirando de una rueda agarrotada detrás, la rueda raspó la capa superior de tierra, descubriendo un parche de tierra blanca rica en sílice . Los científicos piensan que debe haberse producido de dos formas. Uno: depósitos de aguas termales que se producen cuando el agua disuelve la sílice en un lugar y luego la lleva a otro (es decir, un géiser ). Dos: el vapor ácido que se elevaba a través de las grietas de las rocas las despojaba de sus componentes minerales, dejando atrás la sílice. El rover Spirit también encontró evidencia de agua en el cráter Columbia Hills of Gusev. En el grupo de rocas Clovis, el espectrómetro Mössbauer (MB) detectó goethita , que se forma solo en presencia de agua, hierro en la forma oxidada Fe 3+ , rocas ricas en carbonatos , lo que significa que algunas regiones del planeta alguna vez albergaron agua.\nEl rover Opportunity fue dirigido a un sitio que había mostrado grandes cantidades de hematita desde la órbita. La hematita a menudo se forma a partir del agua. De hecho, el rover encontró rocas en capas y concreciones de hematita de mármol o arándano . En otra parte de su travesía, Opportunity investigó la estratigrafía de dunas eólicas en Burns Cliff en Endurance Crater . Sus operadores concluyeron que la preservación y cementación de estos afloramientos había sido controlada por el flujo de agua subterránea poco profunda. En sus años de funcionamiento continuo, Opportunity envió evidencia de que esta área de Marte estaba empapada en agua líquida en el pasado.\nLos rovers MER encontraron evidencia de antiguos ambientes húmedos que eran muy ácidos. De hecho, lo que Opportunity encontró evidencia de ácido sulfúrico , un químico agresivo para toda 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 tienen una acidez cercana a la neutral . Este hallazgo proporciona evidencia adicional sobre un antiguo ambiente húmedo posiblemente favorable para la vida .\nArtículo principal: Evidencia de agua en Marte encontrada por Mars Reconnaissance Orbiter\nManantiales en el cráter Vernal , visto por HIRISE . Estos manantiales pueden ser buenos lugares para buscar evidencia de vidas pasadas, porque las fuentes termales pueden preservar la evidencia de formas de vida durante mucho tiempo. La ubicación es cuadrilátero Oxia Palus .\nEl MRO 's HiRISE instrumento ha tomado muchas imágenes que sugieren fuertemente que Marte ha tenido una rica historia de los procesos relacionados con el agua. Un descubrimiento importante fue encontrar evidencia de antiguas fuentes termales . Si han albergado vida microbiana, pueden contener biofirmas . La investigación publicada en enero de 2010 describió una fuerte evidencia de precipitación sostenida en el área alrededor de Valles Marineris . Los tipos de minerales que existen están asociados con el agua. Además, la alta densidad de pequeños canales ramificados indica una gran cantidad de precipitación.\nSe ha descubierto que las rocas de Marte se presentan con frecuencia como capas, llamadas estratos, en muchos lugares diferentes. Las capas se forman de varias formas, incluidos los volcanes, el viento o el agua. Las rocas de tonos claros en Marte se han asociado con minerales hidratados como sulfatos y arcilla.\nCapas en la ladera oeste del cráter Asimov. La ubicación es el cuadrilátero de Noachis .\nEl orbitador ayudó a los científicos a determinar que gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo.\nSe cree que el manto de hielo debajo del subsuelo poco profundo es el resultado de cambios climáticos importantes y frecuentes. Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra a la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas y luego caen al suelo debido al peso adicional del recubrimiento de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante.\nEn 2008, la investigación con Shallow Radar en el Mars Reconnaissance Orbiter proporcionó una fuerte evidencia de que las plataformas de escombros lobulados (LDA) en Hellas Planitia y en las latitudes medias del norte son glaciares que están cubiertos con una fina capa de rocas. Su radar también detectó un fuerte reflejo desde la parte superior y la base de los LDA, lo que significa que el hielo de agua pura constituía la mayor parte de la formación. El descubrimiento de hielo de agua en LDA demuestra que el agua se encuentra en latitudes aún más bajas.\nLa investigación publicada en septiembre de 2009 demostró que algunos cráteres nuevos en Marte muestran hielo de agua pura expuesta. Después de un tiempo, el hielo desaparece y se evapora a la atmósfera. El hielo tiene solo unos pocos pies de profundidad. El hielo se confirmó con el espectrómetro de imágenes compactas (CRISM) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter.\nLos informes de colaboración adicionales publicados en 2019 evaluaron la cantidad de hielo de agua ubicada en el polo norte. Un informe utilizó datos de las sondas SHARAD (sonda SHAllow RADar) de MRO . SHARAD tiene la capacidad de escanear hasta aproximadamente 2 kilómetros (1,2 millas) por debajo de la superficie a intervalos de 15 metros (49 pies). El análisis de pasadas pasadas de SHARAD mostró evidencia de estratos de agua helada y arena debajo del Planum Boreum , con hasta un 60% a 88% del volumen siendo agua helada. Esto apoya la teoría del clima global a largo plazo de Marte que consiste en ciclos de calentamiento y enfriamiento global; durante los períodos de enfriamiento, el agua se acumulaba en los polos para formar las capas de hielo, y luego, cuando se produjo el calentamiento global, el hielo de agua sin descongelar se cubrió con polvo y suciedad de las frecuentes tormentas de polvo de Marte. El volumen total de hielo determinado por este estudio indicó que había aproximadamente 2,2 × 10 5 kilómetros cúbicos (5,3 × 10 4 mi mi), o suficiente agua, si se derritió, para cubrir completamente la superficie de Marte con una capa de 1,5 metros (4,9 pies). de agua. El trabajo fue corroborado por un estudio separado que utilizó datos gravitacionales registrados para estimar la densidad del Planum Boreum, lo que indica que, en promedio, contenía hasta un 55% en volumen de agua helada.\nMuchas características que se parecen a los pingos de la Tierra se encontraron en Utopia Planitia (~ 35-50 ° N; ~ 80-115 ° E) al examinar fotos de HiRISE. Los pingos contienen un núcleo de hielo.\nArtículo principal: Cronología del laboratorio científico de Marte\nAfloramiento rocoso " Hottah " : un antiguo lecho de un río descubierto por el equipo del rover Curiosity (14 de septiembre de 2012) ( primer plano ) ( versión 3-D ).\nAfloramiento rocoso en Marte, en comparación con un conglomerado fluvial terrestre , lo que sugiere que el agua fluye "vigorosamente" en una corriente.\nMuy al principio de su misión en curso, la NASA 's Curiosity Rover descubrió inequívocas fluviales sedimentos en Marte. Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugirieron un flujo vigoroso anterior en el lecho de un río, con flujo entre los tobillos y la cintura. Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de abanico aluvial que desciende de la pared del cráter, que se había identificado previamente desde la órbita.\nEn octubre de 2012, Curiosity realizó el primer análisis de difracción de rayos X de un suelo marciano . Los resultados revelaron la presencia de varios minerales, incluidos feldespato , piroxenos y olivino , y sugirieron que el suelo marciano de la muestra era similar a los suelos basálticos erosionados de los volcanes hawaianos . La muestra utilizada está compuesta por polvo distribuido por tormentas de polvo globales y arena fina local. Hasta ahora, los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de depósitos en el cráter Gale que registran una transición a través del tiempo de un ambiente húmedo a seco.\nEn diciembre de 2012, la NASA informó que Curiosity realizó su primer análisis extenso del suelo , revelando la presencia de moléculas de agua, azufre y cloro en el suelo marciano . Y en marzo de 2013, la NASA informó evidencia de hidratación mineral , probablemente sulfato de calcio hidratado , en varias muestras de rocas, incluidos los fragmentos rotos de la roca "Tintina" y la roca "Sutton Inlier" , así como en vetas y nódulos en otras rocas como "Knorr". rock y rock "Wernicke" . El análisis utilizando el instrumento DAN del rover proporcionó evidencia de agua subterránea, que asciende a hasta un 4% de contenido de agua, hasta una profundidad de 60 cm (2.0 pies), en la travesía del rover desde el sitio de aterrizaje de Bradbury hasta el área de la bahía de Yellowknife en el Terreno de Glenelg .\nEl 26 de septiembre de 2013, los científicos de la NASA informaron que el rover Mars Curiosity detectó abundante agua unida químicamente (1,5 a 3 por ciento en peso) en muestras de suelo en la región Rocknest de Aeolis Palus en el cráter Gale . Además, la NASA informó que el rover encontró dos tipos principales de suelo: un tipo máfico de grano fino y un tipo félsico de grano grueso derivado localmente . El tipo máfico, similar a otros suelos marcianos y al polvo marciano , se asoció con la hidratación de las fases amorfas del suelo. Además, se encontraron percloratos , cuya presencia puede dificultar la detección de moléculas orgánicas relacionadas con la vida , en el sitio de aterrizaje del rover Curiosity (y antes en el sitio más polar del módulo de aterrizaje Phoenix ), lo que sugiere una "distribución global de estas sales". La NASA también informó que la roca Jake M , una roca encontrada por Curiosity en el camino a Glenelg , era mugearita y muy similar a las rocas mugearita terrestres.\nEl 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que Marte tuvo una vez un gran lago de agua dulce dentro del cráter Gale , que podría haber sido un entorno hospitalario para la vida microbiana .\nEl 16 de diciembre de 2014, la NASA informó haber detectado un aumento inusual, luego una disminución, en las cantidades de metano en la atmósfera del planeta Marte ; Además, se detectaron productos químicos orgánicos en el polvo extraído de una roca por el rover Curiosity . Además, según los estudios de la relación deuterio a hidrógeno , se descubrió que gran parte del agua en el cráter Gale en Marte se había perdido durante la antigüedad, antes de que se formara el lecho del lago en el cráter; posteriormente, se siguieron perdiendo grandes cantidades de agua.\nEl 13 de abril de 2015, Nature publicó un análisis de los datos de humedad y temperatura del suelo recopilados por Curiosity , que muestra evidencia de que se forman películas de agua salada líquida en los 5 cm superiores del subsuelo de Marte durante 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.\nEl 8 de octubre de 2015, la NASA confirmó que existían lagos y arroyos en el cráter Gale hace 3.3 - 3.8 mil millones de años entregando sedimentos para construir las capas inferiores del Monte Sharp .\nEl 4 de noviembre de 2018, los geólogos presentaron pruebas, basadas en estudios en el cráter Gale realizados por el rover Curiosity , de que había mucha agua en los inicios de Marte .\nEl Mars Express Orbiter , lanzado por la Agencia Espacial Europea , ha estado mapeando la superficie de Marte y utilizando equipos de radar para buscar evidencia de agua subterránea. Entre 2012 y 2015, el Orbiter escaneó el área debajo de los casquetes polares del Planum Australe . Los científicos determinaron en 2018 que las lecturas indicaban un lago subterráneo con agua de unos 20 kilómetros (12 millas) de ancho. La parte superior del lago se encuentra a 1,5 kilómetros (0,93 millas) bajo la superficie del planeta; Se desconoce cuánto más profundo se extiende el agua líquida.\nMapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el mouse sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica las elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojos+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares .\nAgua atmosférica en Marte : capa de gases que rodea al planeta Marte\nColonización de Marte : conceptos propuestos para la colonización humana de Marte\nEvolución del agua en Marte y la Tierra\nAgua líquida extraterrestre : agua en su estado líquido que se encuentra naturalmente fuera de la Tierra.\nLagos en Marte : descripción general de la presencia de lagos en Marte\nMars Express § Descubrimientos científicos y eventos importantes\nMars Global Surveyor § Descubrimiento de hielo de agua en Marte\nCanal marciano : idea de los canales existentes en Marte de finales del siglo XIX y principios del XX\nGrietas de barro en Marte\nBoyce, Joseph, M. (2008). El Libro Smithsoniano de Marte; Konecky y Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0\nCarr, Michael, H. (1996). Agua en Marte; Oxford University Press: Nueva York, ISBN 0-19-509938-9 .\nCarr, Michael, H. (2006). 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