Aigua a Mart: diferència entre les revisions

De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
Línia 119: Línia 119:


Al descobrir moltes formes geològiques que normalment es formen a partir de grans quantitats d'aigua, els dos orbitadores víkings i els dos mòduls d'aterratge van causar una revolució en el nostre coneixement sobre l'aigua a Mart. Es van trobar canals de sortida enormes en moltes àrees. Les sondes van mostrar que les inundacions d'aigua van trencar a través de preses, van tallar valls profundes, van erosionar els solcs a la roca mare, i van viatjar milers de quilòmetres.<ref name="history.nasa.gov">«Viking Orbiter Views of Mars». History.nasa.gov. Consultado el December 19, 2010.</ref> Grans àrees en l'hemisferi sud contenien xarxes de vies ramificades, el que suggereix que la pluja va caure una vegada.<ref>{{cite web|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch5.htm|title=ch5|work=NASA History|publisher=NASA|accessdate=19 de diciembre de 2010}}</ref> Molts cràters semblen com si l'impactador caigués en el fang. Quan es van formar, el gel a terra es va poder fondre, va convertir el sòl en fang, i després el fang va fluir a través de la superfície.<ref name="Raeburn">{{cite journal |apellido=Raeburn |nombre=P.|date=1998|title=Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars|work=National Geographic|location=Washington D.C.}}</ref><ref name="Moore">{{cite book |apellido=Moore |nombre=P.|display-authors=etal|date=1990|title=The Atlas of the Solar System|publisher=Mitchell Beazley Publishers|location=New York}}</ref><ref name="Kieffer19922" /><ref>{{cite web|url= http://history.nasa.gov/SP-441/ch7.htm|title=Craters|publisher=NASA|accessdate=19 de diciembre de 2010}}</ref> Les regions, anomenades "Terreny Caòtic", semblaven haver perdut ràpidament grans volums d'aigua que causaven la formació de grans vies aigües avall. Les estimacions per a alguns cabals de canal són a deu mil vegades el flux del riu [[Mississippi]].<ref name="Morton, O 2002">{{cite book |apellido=Morton |nombre=O.|date=2002|title=Mapping Mars|url=https://archive.org/details/mappingmarsscien00mort_0 |publisher=Picador, NY}}</ref> El vulcanisme subterrani pot haver fos gel congelat; L'aigua llavors va fluir lluny i el sòl es va ensorrar per deixar el terreny caòtic. A més, l'anàlisi químic general realitzat pels dos desembarcadors de Viking va suggerir que la superfície ha estat exposada o submergida en l'aigua en el passat.<ref name="Arvidson, R 1989">{{cite journal|doi=10.1029/RG027i001p00039 |apellido=Arvidson |nombre=R |apellido2=Gooding |nombre2=James L. |apellido3=Moore |nombre3=Henry J.|date=1989|title=The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers|journal =Review of Geophysics|volume=27|pages=39–60|bibcode=1989RvGeo..27...39A}}</ref><ref>{{cite journal|doi= 10.1126/science.194.4271.1283 |apellido=Clark |nombre=B. |apellido2=Baird |nombre2=AK |apellido3=Rose Jr. |nombre3=HJ |apellido4=Toulmin P |nombre4=3rd |apellido5=Keil |nombre5=K |apellido6=Castro |nombre6= AJ |apellido7=Kelliher |nombre7=WC |apellido8=Rowe |nombre8=CD |apellido9=Evans |nombre9=PH|date= 1976 | title=Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites|journal=Science|volume=194|issue =4271 |pages=1283–1288|pmid=17797084|bibcode=1976Sci...194.1283C}}</ref>
Al descobrir moltes formes geològiques que normalment es formen a partir de grans quantitats d'aigua, els dos orbitadores víkings i els dos mòduls d'aterratge van causar una revolució en el nostre coneixement sobre l'aigua a Mart. Es van trobar canals de sortida enormes en moltes àrees. Les sondes van mostrar que les inundacions d'aigua van trencar a través de preses, van tallar valls profundes, van erosionar els solcs a la roca mare, i van viatjar milers de quilòmetres.<ref name="history.nasa.gov">«Viking Orbiter Views of Mars». History.nasa.gov. Consultado el December 19, 2010.</ref> Grans àrees en l'hemisferi sud contenien xarxes de vies ramificades, el que suggereix que la pluja va caure una vegada.<ref>{{cite web|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch5.htm|title=ch5|work=NASA History|publisher=NASA|accessdate=19 de diciembre de 2010}}</ref> Molts cràters semblen com si l'impactador caigués en el fang. Quan es van formar, el gel a terra es va poder fondre, va convertir el sòl en fang, i després el fang va fluir a través de la superfície.<ref name="Raeburn">{{cite journal |apellido=Raeburn |nombre=P.|date=1998|title=Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars|work=National Geographic|location=Washington D.C.}}</ref><ref name="Moore">{{cite book |apellido=Moore |nombre=P.|display-authors=etal|date=1990|title=The Atlas of the Solar System|publisher=Mitchell Beazley Publishers|location=New York}}</ref><ref name="Kieffer19922" /><ref>{{cite web|url= http://history.nasa.gov/SP-441/ch7.htm|title=Craters|publisher=NASA|accessdate=19 de diciembre de 2010}}</ref> Les regions, anomenades "Terreny Caòtic", semblaven haver perdut ràpidament grans volums d'aigua que causaven la formació de grans vies aigües avall. Les estimacions per a alguns cabals de canal són a deu mil vegades el flux del riu [[Mississippi]].<ref name="Morton, O 2002">{{cite book |apellido=Morton |nombre=O.|date=2002|title=Mapping Mars|url=https://archive.org/details/mappingmarsscien00mort_0 |publisher=Picador, NY}}</ref> El vulcanisme subterrani pot haver fos gel congelat; L'aigua llavors va fluir lluny i el sòl es va ensorrar per deixar el terreny caòtic. A més, l'anàlisi químic general realitzat pels dos desembarcadors de Viking va suggerir que la superfície ha estat exposada o submergida en l'aigua en el passat.<ref name="Arvidson, R 1989">{{cite journal|doi=10.1029/RG027i001p00039 |apellido=Arvidson |nombre=R |apellido2=Gooding |nombre2=James L. |apellido3=Moore |nombre3=Henry J.|date=1989|title=The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers|journal =Review of Geophysics|volume=27|pages=39–60|bibcode=1989RvGeo..27...39A}}</ref><ref>{{cite journal|doi= 10.1126/science.194.4271.1283 |apellido=Clark |nombre=B. |apellido2=Baird |nombre2=AK |apellido3=Rose Jr. |nombre3=HJ |apellido4=Toulmin P |nombre4=3rd |apellido5=Keil |nombre5=K |apellido6=Castro |nombre6= AJ |apellido7=Kelliher |nombre7=WC |apellido8=Rowe |nombre8=CD |apellido9=Evans |nombre9=PH|date= 1976 | title=Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites|journal=Science|volume=194|issue =4271 |pages=1283–1288|pmid=17797084|bibcode=1976Sci...194.1283C}}</ref>

=== Mars Global Surveyor ===
{{AP|Mars Global Surveyor}}
[[Fitxer:Hematite_region_Sinus_Meridiani_sur_Mars.jpg|thumb|Mapa que mostra la distribució de la [[hematita]] al Sinus Meridiani. Aquestes dades es van utilitzar per apuntar l'aterratge del rover [[Opportunity]] que va trobar evidència definitiva d'aigua passada.]]
L'espectròmetre d'emissió tèrmica (TES) del Mars Global Surveyor és un instrument capaç de determinar la composició mineral a la superfície de Mart. La composició mineral dóna informació sobre la presència o absència d'aigua en l'antiguitat. TES va identificar una àrea gran (30.000 km<sup>2</sup>) en la formació de Nili Fossae que conté el mineral olivina.<ref>{{cite journal |apellido1= Hoefen |nombre1=T.M.|display-authors=etal|year=2003|title=Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars|url= http://www.sciencemag.org/content/302/5645/627|journal=Science| volume=302|issue=5645| pages=627–630|doi=10.1126/science.1089647|pmid=14576430|bibcode=2003Sci...302..627H}}</ref> Es creu que l'impacte de l'asteroide antic que va crear la conca Isidis va resultar en falles que van exposar l'olivina. El descobriment de l'olivina és una forta evidència que algunes parts de Mart han estat extremadament seques durant molt de temps. L'olivina també va ser descobert en molts altres petits afloraments dins de 60 graus a nord i a sud de l'equador.<ref>{{cite journal| doi= 10.1126/science.1089647 |apellido=Hoefen |nombre=T. |apellido2=Clark |nombre2=RN |apellido3=Bandfield |nombre3=JL |apellido4=Smith |nombre4=MD |apellido5=Pearl |nombre5=JC |apellido6=Christensen |nombre6=PR|date=2003|title=Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars|journal=Science|volume=302|issue=5645|pages=627–630|pmid=14576430|bibcode=2003Sci...302..627H}}</ref> La sonda ha representat diversos canals que suggereixen fluxos de líquids sostinguts passats, dos d'ells es troben en Nanedi Valls i en Nirgal Vallis.<ref name="Malin, M 2001">{{cite journal |apellido=Malin |nombre=Michael C. |apellido2=Edgett |nombre2=Kenneth S.|title=Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission|pages=23429–23570|journal= Journal of Geophysical Research|date=2001|doi=10.1029/2000JE001455|volume=106| bibcode= 2001JGR...10623429M | issue=E10}}</ref>
[[Fitxer:Nanedi_channel.JPG|thumb|Canal interior (prop de la part superior de la imatge) en el pis de Nanedi Valles que suggereix que l'aigua va fluir durant un període bastant llarg. Imatge del [[Lunae Palus quadrangle]].]]


== Aigua a l'atmosfera ==
== Aigua a l'atmosfera ==

Revisió del 16:02, 18 abr 2021

Impressió artística d'una hipotètica superfície marciana, basada en dades geològiques.

La presència d'aigua a Mart és un aspecte de l'estudi de la superfície marciana. La geografia del planeta sembla indicar forts efectes que haurien estat produïts per l'aigua en temps passats, en condicions ambientals molt diferents de les actuals. Avui l'atmosfera de Mart s'estima que té un 0,01% d'aigua en forma de vapor i se sap que hi ha també aigua glaçada al sòl. La pressió atmosfèrica marciana és molt inferior a la de la Terra, i la temperatura també, aquestes condicions ambientals fan que el cicle de l'aigua a Mart sigui diferent que al nostre planeta, ja que aquesta passa directament d'estat sòlid a gasós i viceversa sense passar pel líquid.

Primeres sospites

Mapa històric de Mart, obra de Giovanni Schiaparelli.
Canals de Mart il·lustrats per l'astrònom Percival Lowell (1898).

La noció d'aigua a Mart va precedir a l'era espacial per centenars d'anys. Els primers observadors, utilitzant telescopis òptics, van assumir correctament que els casquets i els núvols polars de color blanc eren indicadors de la presència d'aigua. Aquestes observacions, juntament amb el fet que Mart té un dia de 24 hores, va portar a l'astrònom William Herschel a declarar en 1784 que Mart probablement oferiria als seus hipotètics habitants "una situació en molts aspectes similar a la nostra".[1]

A principis de segle XX, la majoria dels astrònoms reconeixien que Mart era molt més fred i sec que la Terra. La presència d'oceans ja no s'acceptava, de manera que el paradigma va canviar a una imatge de Mart com un planeta "moribund" amb només una escassa quantitat d'aigua. Les àrees fosques, que es podia veure com canviaven estacionalment, van ser considerades llavors com extensions de vegetació.63 La persona responsable de popularitzar aquesta visió de Mart va ser Percival Lowell (1855-1916), qui va imaginar una raça de marcians construint una xarxa de canals per portar aigua des dels pols als habitants establerts en l'equador de la planeta. Tot i generar un gran entusiasme públic, les idees de Lowell van ser rebutjades per la majoria dels astrònoms. El consens científic establert per llavors és probablement millor resumit per l'astrònom anglès Edward Maunder (1851-1928), qui va comparar el clima de Mart amb "les condicions sobre un pic de sis mil metres d'altura en una illa de l'Àrtic, on solament es podria esperar que sobrevisquessin els liquens".[2]

Mentrestant, molts astrònoms estaven refinant l'eina de l'espectroscòpia planetària amb l'esperança de determinar la composició de l'atmosfera de Mart. Entre 1925 i 1943, Walter Adams i Theodore Dunham de l'Observatori de Mount Wilson van intentar identificar l'oxigen i el vapor d'aigua en l'atmosfera marciana, amb resultats generalment negatius. L'únic component de l'atmosfera marciana coneguda amb certesa va ser el diòxid de carboni (CO2) identificat espectroscòpicament per Gerard Kuiper en 1947.[3] El vapor d'aigua no va ser detectat inequívocament a Mart fins 1963.[4]

Imatge presa pel Mariner 4, mostra un planeta estèril (1965).

La composició dels casquets polars de Mart, s'havia assumit que estaven formats per gel d'aigua des dels temps de Cassini (1666). No obstant això, aquesta idea va ser qüestionada per alguns científics al segle XIX, que van pensar en el gel de CO2 a causa de la baixa temperatura total del planeta i a l'apreciable manca evident d'aigua. Aquesta hipòtesi va ser confirmada teòricament per Robert Leighton i Bruce Murray el 1966.[5] Actualment se sap que els casquets hivernals en ambdós pols es componen principalment de gel de CO2, però que roman una capa permanent (o perenne) de gel d'aigua durant l'estiu a el Pol Nord. En el Pol Sud, un petit casquet de gel de CO2 roman durant l'estiu, però aquesta capa també està coberta pel gel d'aigua.

La peça final del trencaclosques del clima marcià va ser proporcionada pel Mariner 4 el 1965. Les granulades imatges de televisió enviades per la nau espacial van mostrar una superfície dominada per cràters d'impacte, la qual cosa implicava que la superfície era molt antiga i no havia experimentat el nivell d'erosió i activitat tectònica present a la Terra. Poca erosió significava que l'aigua líquida no havia exercit probablement un paper gran en la geomorfologia del planeta durant milers de milions d'anys.[6] A més, les variacions en els senyals de ràdio de la nau espacial a mesura que passava darrere del planeta permetien els científics calcular la densitat de l'atmosfera. Els resultats van mostrar una pressió atmosfèrica inferior a l'1% de la terra a nivell de la mar, excloïa de forma efectiva l'existència d'aigua líquida, que ràpidament bulliria o es congelaria a pressions tan baixes.[7] Aquestes dades van generar una visió de Mart com un món molt semblant a la Lluna, però amb una tènue atmosfera capaç de moure el pols al voltant al voltant de la planeta. Aquesta visió de Mart duraria gairebé una altra dècada, fins que el Mariner 9 va mostrar un Mart molt més dinàmic, amb indicis que l'ambient del passat de la planeta va ser menys inclement que l'actual.

El 24 de gener de 2014, la NASA va informar sobre que els vehicles exploradors Curiosity i Opportunity estaven buscant evidències d'antiga vida a Mart, incloent indicis d'una biosfera basada en microorganismes de nutrició autòtrofa, quimiótrofa i/o litòtrofa, així com l'antiga presència aigua, incloent planes lacustres (planes relacionades amb rius antics o llacs) que poguessin haver estat habitables.[8][9][10][11]

Durant molts anys es va pensar que les restes observades de les inundacions van ser causades per l'alliberament d'una acumulació d'aigua global, però una investigació publicada el 2015 va revelar dipòsits regionals de sediments i de gel formats 450 milions d'anys abans de convertir-se en fluxos d'aigua.[12] Així, "la deposició de sediments dels rius i la fosa glacial van omplir canons gegants al fons de l'antic oceà primordial que havia ocupat les terres baixes de nord de la planeta", i "va ser l'aigua preservada en aquests sediments dels canons la qual va ser alliberada més tard formant grans inundacions, els efectes poden ser vists avui."[13][12]

Primers indicis

Mart – Utopia Planitia
Terreny fistonejat de Mart
Mapa del terreny
El terreny fistonejat va conduir al descobriment d'una gran quantitat de gel subterrani, amb suficient aigua com per omplir el Llac Superior (22 de novembre de 2016)[14][15][16]

Fins trobar gel, quan les petites pales mecàniques de les sondes espacials excavaven a la superfície polsegosa de Mart, les vores d'aquesta excavació haurien d'haver-se enfonsat, com quan es fa un solc a la sorra. No obstant això, les vores de les incisions practicades en la superfície marciana no s'enfonsaven, com si el terra estigués humit. Això feia suposar que entre les partícules de terra hi havia potser aigua congelada, un fenomen que, d'altra banda, és comú en les regions molt fredes de la Terra, on des de les grans glaciacions del Quaternari, el sòl està profundament gelat (permafrost).

Al maig de 2002 la nau Mars Odyssey va detectar hidrogen superficial. Això va fer pensar en la possibilitat que aquest hidrogen es pogués combinar amb grups hidroxil per formar aigua gelada. El gel formaria una capa d'entre 30 i 60 cm de profunditat de la superfície i comprendria des dels casquets polars fins als 60° de latitud.

Primera detecció d'aigua al sòl

El gener del 2004 la sonda europea Mars Express va detectar aigua en el pol sud del planeta.[17] L'observació de línies espectrals de vapor d'aigua es va fer al final de l'estiu, quan el "gel sec" sublima i deixa un casquet residual d'aigua.

El 31 de juliol de 2008, la NASA va fer públic que el dia anterior, 30 de juliol de 2008,[18] el vehicle explorador Phoenix havia realitzat proves de laboratori que havien confirmat l'existència d'aigua al planeta Mart.[19] Segons William Boynton, de l'analitzador termal de Phoenix a la Universitat d'Arizona, "aquesta és la primera vegada que es comprova de manera concreta i segura la presència d'aigua al planeta. Ja s'havien detectat indicis d'aigua congelada en observacions fetes per la nau Mars Odyssey i en altres que es van diluir en ser observades per Phoenix el mes passat. Però aquesta és la primera vegada que l'aigua marciana s'ha tocat i s'ha provat". Sembla que el dimecres, 30 de juliol, el braç robòtic de Phoenix va dipositar una mostra que la instrumentació va identificar com a vapor d'aigua. La mostra, en forma d'una capa dura de material congelat, va ser extreta d'una perforació de prop de cinc centímetres al sòl marcià i exposada durant dos dies a l'ambient de Mart, fins que l'aigua que contenia va començar a evaporar-se, cosa que segons el comunicat va facilitar-ne l'observació.[20]

Presència actual de gel d'aigua

Proporció de gel d'aigua present al metre superior de la superfície marciana per a latituds baixes (imatge superior) i latituds altes (imatge inferior). Els percentatges s'obtenen a través de càlculs estequiomètrics basats en fluxos de neutrons epitermals. Aquests fluxos van ser detectats per l'espectròmetre de neutrons a bord de la nau 2001 Mars Odyssey.

Una quantitat significativa d'hidrogen de superfície ha estat observada globalment per l'espectròmetre de neutrons del Mars Odyssey i per l'espectròmetre de raigs gamma.[21] Es pensa que aquest hidrogen s'incorpora a l'estructura molecular del gel. Mitjançant càlculs estequiomètrics a partir dels fluxos observats, s'han deduït les concentracions de gel d'aigua en el metre superior de la superfície marciana. Aquest procés ha revelat que el gel és comú i abundant a la superfície actual. Per sota dels 60 graus de latitud, el gel es concentra en diverses zones regionals, particularment al voltant dels volcans Elysium, Terra Sabaea i a nord-oest de Terra Sirenum, i existeix en concentracions de fins al 18% de gel al subsòl. Per sobre dels 60 graus de latitud, el gel és molt abundant. Al voltant dels pols per sobre dels 70 graus de latitud, les concentracions de gel superen el 25% gairebé a tot arreu, i s'aproximen al 100% en els pols.[22] Més recentment, els instruments de sondeig per radar Sharad i MARSIS han començat a ser capaços de confirmar si elements individuals de la superfície són rics en gel. A causa de la inestabilitat coneguda del gel en les condicions superficials actuals de Mart, es pensa que gairebé tot aquest gel ha d'estar cobert per una capa de materials granulars o en forma de pols.

Les observacions de l'espectròmetre de neutrons del Mars Odyssey indiquen que si tot el gel al metre superior de la superfície marciana es distribuís uniformement, donaria una capa d'aigua equivalent d'almenys ≈ 14 cm. La superfície marciana mitjana al planeta posseeix aproximadament un 14% d'aigua.[23] El gel d'aigua actualment bloquejat en ambdós pols marcians correspon a una capa d'aigua equivalent de 30 m, i l'evidència geomórfica afavoreix quantitats significativament majors d'aigua de superfície al llarg de la història geològica, amb gruixos equivalents de fins a 500 m.[23] Es creu que part d'aquesta aigua del passat s'ha perdut en el subsòl profund, i part en l'espai, tot i que el balanç de massa detallat d'aquests processos segueix sent mal entés.[24] L'actual dipòsit atmosfèric d'aigua és important com un conducte que permet la migració gradual del gel d'una part de la superfície a una altra, tant en èpoques estacionals com en èpoques més llargues. És insignificant en volum, amb un gruix equivalent de no més de 10 micròmetres.[23]

Zones de gel

El 28 de juliol de 2005, l'Agència Espacial Europea va anunciar l'existència d'un cràter parcialment ple d'aigua congelada;[25] i algunes fonts van interpretar el descobriment com un "llac de gel".[26] Les imatges del cràter preses per la cambra Estereoscòpica d'alta resolució en òrbita a bord de la nau Mars Express de l'Agència Espacial Europea mostren clarament una àmplia capa de gel en el fons d'un cràter sense nom, situat a Vastitas Borealis, situat aproximadament en les coordenades 70,5° nord i 103° est. El cràter té 35 km de diàmetre i prop de 2 km de profunditat. La diferència d'altura entre el terra del cràter i la superfície del gel d'aigua és d'uns 200m. Els científics de l'ESA han atribuït la major part d'aquesta diferència d'alçada a les dunes de sorra sota el gel d'aigua, que són parcialment visibles. Mentre que els científics no es refereixen a aquesta superfície com un "llac", la zona de gel d'aigua és notable per la seva grandària i per estar present durant tot l'any. S'han trobat dipòsits de gel d'aigua i capes de gebre en molts llocs diferents de la planeta.

A mesura que la superfície de Mart ha estat inspeccionada per la generació moderna d'orbitadors, s'ha fet gradualment més evident que probablement hi ha moltes més zones de gel disperses a través de la superfície marciana. Molts d'aquests supòsits pegats de gel es concentren a les latituds mitjanes marcianes (≈30-60° N/S de l'equador). Per exemple, molts científics creuen que els elements observats en aquestes bandes de latitud que es descriuen de manera diversa com "mantell dependent de la latitud" o "terreny coherent" consisteixen en pegats de gel coberts de pols o de deixalles que es degraden lentament. Una coberta de materials detrítics serveix per explicar les superfícies opaques observades en les imatges que no reflecteixen la llum com el gel, i també per permetre que aquests pegats de gel es mantinguin durant un llarg període de temps sense sublimar-se per complet. Aquests pegats s'han suggerit com a possibles fonts d'aigua per a explicar alguns dels enigmàtics elements de flux canalitzats similars a barrancs que també s'han localitzat en aquestes latituds.

El 22 de novembre de 2016, la NASA va informar el descobriment d'una gran quantitat de gel subterrani al planeta Mart. El volum d'aigua detectada és equivalent a el volum d'aigua en el Llac Superior.[14][15][16][16]

Mar congelat equatorial

A l'Elysium Planitia meridional s'han descobert trets superficials consistents amb el gel a la deriva.[27] El que sembla que són plaques, varien en grandària de 30 m a 30 km, i es troben en els canals que condueixen a una zona inundada d'aproximadament la mateixa profunditat i ample que el mar del Nord. Aquestes plaques mostren signes de ruptura i rotació que clarament les distingeixen de les plaques de lava d'altres parts de la superfície de Mart. Es creu que la font de la inundació és una fugida geològica propera a Cerberus Fossae que va llançar aigua en el seu moment, així com la lava d'uns 2 a 10 milions d'anys. Es va suggerir que l'aigua sortia de Cerberus Fossae i després s'agrupava i es congelava en les planes de baix nivell, i que aquests llacs encara poden existir sota la superfície,[28] però no tots els científics estan d'acord amb aquestes conclusions.[24][29][30]

Casquets de gel polar

Imatge del casquet polar marcià nord presa pel Mars Global Surveyor durant l'estiu boreal.

Es creu que tant la capa polar nord (Planum Boreum) com la capa polar sud (Planum Austral) creixen en gruix durant l'hivern i es sublimen parcialment durant l'estiu. El 2004, el radar de la sonda MARSIS del satèl·lit Mars Express va apuntar al casquet polar sud i va poder confirmar que el gel s'estén a una profunditat de 3,7 km sota la superfície.[31] En el mateix any, l'instrument OMEGA de la mateixa orbita va revelar que el casquet es divideix en tres parts diferents, amb continguts variables d'aigua congelada depenent de la latitud. La primera part és la zona brillant del casquet polar vista a les imatges, centrada en el pol, formada per una barreja de 85% de gel de CO2 i 15% de gel d'aigua.[32] La segona part comprèn vessants costeruts conegudes com escarpes, formades gairebé enterament de gel d'aigua, que s'uneixen i descendeixen lluny del casquet polar cap a les planes circundants.[32] La tercera part abasta els vasts camps de permafrost que s'estenen a desenes de quilòmetres de distància de les escarpes, i que òbviament no formen part del casquet fins que s'analitza la composició de la superfície.[32][33] Els científics de la NASA calculen que el volum de gel d'aigua a la capa polar del sud, si es fongués, seria suficient per cobrir tota la superfície planetària amb una profunditat d'11 metres.[31][34] Les observacions sobre els dos pols i més àmpliament sobre el planeta suggereixen que la fusió de tot el gel superficial produirà una capa global d'aigua equivalent a 35 m de profunditat.[35]

Tall transversal d'una porció de la capa de gel polar nord de Mart, deduïda per sondeixos de radar per satèl·lit.

Al juliol de 2008, la NASA va anunciar que la sonda Phoenix havia confirmat la presència de gel d'aigua en el seu lloc d'aterratge prop del casquet polar nord (a 68.2° de latitud). Aquesta va ser la primera observació directa de gel des de la superfície.[36] Dos anys més tard, el radar de profunditat a bord del Mars Reconnaissance Orbiter va prendre mesures de la capa de gel polar de nord i va determinar que el volum total de gel d'aigua en el casquet és de 821.000 km3. Això equival a l'30% de la capa de gel de Groenlàndia a la Terra, o prou per cobrir la superfície de Mart amb una profunditat de 5,6 m.[37] Les dues cobertes polars revelen abundants capes internes fines quan s'examinen en imatges de HiRISE de Mars Global Surveyor. Molts investigadors han intentat utilitzar aquesta estratificació per poder comprendre l'estructura, la història i les propietats de flux dels casquets polars marcians, 86 encara que la seva interpretació no és senzilla.[38]

El llac Vostok a l'Antàrtida podria ser una bona referència per pensar en la possible existència d'aigua líquida a Mart, perquè si l'aigua fos present abans de formar-se les capes polars al planeta vermell, és possible que encara hi hagi aigua líquida sota les capes de gel.[39]

Gel en el terreny

Durant molts anys, diversos científics han suggerit que algunes superfícies marcianes s'assemblen a les regions periglacials de la Terra.[40] Per analogia amb aquests elements terrestres, s'ha argumentat durant molts anys que aquestes regions són zones de permafrost. Això suggereix que l'aigua congelada es troba just sota la superfície. Una característica comuna en les latituds més altes, l'aparició de patrons geomètrics sobre el sòl, apareix en una sèrie de formes diferents, incloent ratlles i polígons. A la Terra, aquestes formes són causades per la congelació i descongelació del sòl.103 Hi ha altres tipus d'evidència de grans quantitats d'aigua congelada sota la superfície de Mart, com el suavitzat del terreny, que envolta trets topogràfics aguts.[41] Els càlculs i anàlisis teòriques han tendit a demostrar la possibilitat que aquests trets morfològics es formin pels efectes del gel mòlt. L'evidència de l'Espectròmetre de Raigs Gamma de la Mars Odyssey i els mesuraments directes amb el lander Phoenix han corroborat que moltes d'aquestes característiques estan íntimament associades amb la presència de gel en el terreny.

Algunes àrees de Mart estan cobertes amb cons que s'assemblen als de la Terra, on la lava ha fluït sobre el sòl congelat. La calor de la lava fon el gel i després el transforma en vapor. La poderosa força del vapor s'obre camí a través de la lava i produeix aquests cons. Aquest tipus d'elements es pot trobar, per exemple, a la vall d'Athabasca, associat amb la lava que flueix al llarg d'un canal de sortida. Els cons més grans poden formar-se quan el vapor passa a través de les capes més gruixudes de lava.[42]

Topografia fistonejada

Article principal: Topografia fistonejada
Etapes en la formació de festons en el quadràngle Hellas

Certes regions de Mart mostren depressions en forma de fistó. Se sospita que les depressions són les restes degradats d'un mantell format per dipòsits ric en gel. Els fistons són causats pel gel que es sublima de el terreny congelat. Un estudi publicat a la revista Icarus, va trobar que les formes de relleu de la topografia fistonejada poden formar-se per la pèrdua de gel d'aigua de subsòl per sublimació en les actuals condicions climàtiques marcianes. El seu model prediu formes similars quan el sòl té grans quantitats de gel pur, fins a moltes desenes de metres de profunditat.[43] Aquest material del mantell va ser dipositat probablement de l'atmosfera com gel format sobre la pols en suspensió quan el clima era diferent a causa de els canvis en la inclinació de l'eix de Mart. Els fistons presenten normalment desenes de metres de profunditat i des d'uns pocs centenars a uns pocs milers de metres de diàmetre. Poden ser gairebé circulars o allargats. Alguns semblen haver coalescionat causant la formació d'extensos terrenys plens de depressions. El procés de formació d'aquests terrenys pot començar amb la sublimació d'una esquerda. Sovint es localitzen zones amb esquerdes poligonals on es formen fistons, i la presència de topografia fistonejada sembla indicar que el terreny està congelat.[44][45]

El 22 de novembre de 2016, la NASA va informar de la detecció d'una gran quantitat de gel subterrani a la regió Utopia Planitia de Mart.[46] S'ha estimat que el volum d'aigua detectat és equivalent al volum d'aigua en el llac Superior.[47][48] L'estimació del volum de gel d'aigua a la regió es va basar en els mesuraments de l'instrument de radar de penetració en terra a bord del Mars Reconnaissance Orbiter, anomenat Sharad. A partir de les dades obtingudes del Sharad, es va determinar la "permitivitat dielèctrica", o la constant dielèctrica del terreny. El valor de la constant dielèctrica va ser consistent amb una gran concentració de gel d'aigua.[49][50][51]

Aquests elements fistonats són superficialment similars a les marques del formatge suís, trobades al voltant del casquet polar sud marcià. Es creu que aquestes marques del formatge suís són degudes al fet que les cavitats es formen en una capa superficial de diòxid de carboni sòlid, en lloc de gel d'aigua, encara que el fons d'aquests forats probablement sigui ric en aigua.[52]

Glacials

Vista d'un dipòsit de lòbuls glaceres de 5 km d'ample, que s'inclina cap amunt sobre la caixa d'un canó. La superfície presenta morrenes, dipòsits de roques que mostren com va avançar la glacera.

Moltes grans àrees de Mart semblen albergar glaceres, o contenen evidències que solien estar presents. Se sospita que gran part de les àrees en altes latituds, especialment el quadrangle d'Ismenius Lacus, encara contenen enormes quantitats de gel d'aigua.[53][54] L'evidència recent ha portat a molts científics planetaris a creure que el gel d'aigua segueix existint en forma de glaceres a través de gran part de les latituds mitjanes i altes de Mart, protegit de la sublimació per capes fines de roca aïllant i/o pols.[55][56] El gener de 2009, els científics van publicar els resultats d'un estudi de radar de les glaceres, concretament sobre els anomenats lòbuls de derrubis davanters en una àrea anomenada Deuteronilus Mensae, que va trobar evidència generalitzada de gel situat per sota d'uns metres de runa de roca.[56] Les glaceres s'associen amb el terreny accidentat i amb el relleu de molts volcans. Els investigadors han descrit dipòsits glacials sobre Hecates Tholus,[57] Arsia Mons,[58] Pavonis Mons,[59] i l'Olympus Mons.[60] Les glaceres també han estat reportades sobre una sèrie de grans cràters marcians a les latituds mitjanes i superiors.

Reull Vallis amb disposi lineals. La ubicació és el quadrangle Hellas

Elements similars als glacials a Mart es coneixen de diverses maneres com a fenòmens de flux viscós,[61] trets de flux marcians, lòbuls de derrubis frontals o farcits de valls lineals, depenent de la seva forma característica i de la seva ubicació. Molts dels petits glaceres, però no tots, semblen estar associats amb barrancs a les parets dels cràters i en el material del mantell. Els dipòsits lineals coneguts com farcits de valls lineals són probablement glaceres coberts de roca que es troben en els llits dels canals de el terreny alterat que apareixen al voltant d'Aràbia Terra a l'hemisferi nord. Les seves superfícies tenen materials estriats i ranurats que es desvien al voltant d'obstacles. Els dipòsits de lineals a les lleres poden estar relacionats amb detritus frontals lobulats, que s'ha comprovat que contenen grans quantitats de gel mitjançant observacions de radar en òrbita. Durant molts anys, els investigadors van interpretar que aquests detritus frontals lobulats eren fluxos glacials i es va pensar que el gel podia existir sota una capa aïllant de roques.[62][63][64] Amb les noves lectures de l'instrument, s'ha confirmat que els lòbuls de deixalles frontals contenen gel gairebé pur cobert per una capa de roques.[55][56]

Una cresta interpretada com la morrena terminal d'un glacial alpí. Es troba al quadrangle Ismenius Lacus.

El gel en moviment transporta materials rocosos, que es dipositen quan el aquest desapareix. Això succeeix típicament en les vores de la glacera. A la Terra, aquestes característiques serien anomenades morrenes, però a Mart se les coneix típicament com crestes similars morenes, crestes concèntriques o crestes arquejades. A causa que a Mart el gel tendeix a sublimar-se en lloc de fondre, i pel fet que les baixes temperatures del planeta tendeixen a fer que les glaceres "s'assentin en fred" (congelats en els seus llits i incapaços de lliscar), les restes d'aquestes glaceres i les crestes que deixen no apareixen exactament igual que a les glaceres normals a la Terra. En particular, les morrenes marcianes tendeixen a ser dipositades sense ser desviades per la topografia subjacent, el que es creu reflecteix el fet que el gel a les glaceres marcianes està normalment congelat (no arriba a fondre parcialment per efecte de la pressió) i no pot lliscar. Els cúmuls laterals de runes a la superfície de les glaceres indiquen la direcció del moviment del gel. La superfície d'algunes glaceres té textures rugoses a causa de la sublimació del gel enterrat. El gel s'evapora sense fondre i deixa enrere un espai buit. El material superposat es col·lapsa en el buit. A vegades trossos de gel cauen de la glacera i s'enterren a la superfície del terreny, i quan es fonen, deixen un forat més o menys rodó. S'han identificat molts d'aquests "forats de caldera" a Mart.[65]

Tot i la forta evidència del flux glacial a Mart, hi ha poques proves convincents de formes en relleu tallades per l'erosió glacial, com per exemple, valls en forma d'U, pujols arrodonits, arestes, o drumlins. Aquestes característiques són abundants en les regions glaceres de la Terra, pel que la seva absència a Mart ha resultat desconcertant. Es creu que la manca d'aquests relleus està relacionada amb la naturalesa freda de gel a les glaceres més recents de Mart. A causa que la insolació que arriba al planeta, la temperatura i la densitat de l'atmosfera, i el flux de calor geotèrmic són tots més baixos a Mart que a la Terra, el modelatge suggereix que la temperatura de la interfase entre una glacera i la seu sòl roman per sota de zero, de manera que el gel es manté literalment congelat fins a terra. Això evita que llisqui a través del seu sòl, el que es creu que inhibeix la capacitat del gel per erosionar la superfície.

Edats de gel

Dipòsits de gel i pols al pol nord.

Mart ha experimentat canvis a gran escala en la quantitat i distribució de gel en la seva superfície en el seu passat geològic relativament recent, i com a la Terra, es coneixen com edats de gel.[66] Les edats de gel a Mart són molt diferents de les experimentades a la Terra. Durant una era de gel marciana, els pols s'escalfen i el gel d'aigua surt de les capes de gel i es torna a dipositar en latituds mitjanes. La humitat de les capes de gel es desplaça a latituds més baixes en forma de dipòsits de gebre o neu barrejats amb pols. L'atmosfera de Mart conté una gran quantitat de fines partícules de pols, el vapor d'aigua es condensa en aquestes partícules que després cauen a terra a causa del pes addicional de la capa d'aigua. Quan el gel a la part superior de la capa de mantell torna a l'atmosfera, deixa enrere la pols que serveix per aïllar el gel restant. El volum total d'aigua eliminada és un petit percentatge de les capes de gel, o prou per cobrir tota la superfície del planeta sota un metre d'aigua. Gran part d'aquesta humitat de les capes de gel resulta en un mantell llis gruix amb una barreja de gel i pols.[67][68][69] Aquest mantell ric en gel, d'uns pocs metres de gruix, suavitza la terra en latituds més baixes, però en alguns llocs mostra una textura plena de sots. Probablement es van produir múltiples etapes de les glaciacions.[70] Com que hi ha pocs cràters en el mantell actual, es creu que és relativament jove. Es creu que aquest mantell va ser posat en el seu lloc durant una era de gel relativament recent.

Les edats glacials són impulsades pels canvis en l'òrbita i inclinació de Mart, que poden ser comparats amb els cicles terrestres de Milanković. Els càlculs orbitals mostren que Mart oscil·la en el seu eix molt més que la Terra. La Terra està estabilitzada per la seva lluna proporcionalment gran, de manera que només oscil·la uns pocs graus. Mart pot canviar la seva inclinació-també coneguda com el seu oblicuidad- per moltes desenes de graus. Quan aquesta obliqüitat és alta, els seus pols reben molta més llum directa de sol i calor; Això fa que les capes de gel s'escalfin i es tornin més petites a mesura que el gel se sublima. Sumant a la variabilitat del clima, l'excentricitat de l'òrbita de Mart canvia dues vegades més que l'excentricitat de la Terra. A mesura que els pols es sublimen, el gel es redeposita més a prop de l'equador, que reben una mica menys d'insolació solar a aquestes elevades oblicuidades. Les simulacions per ordinador han demostrat que una inclinació de 45° de l'eix marcià resultaria en acumulació de gel en àrees que mostren formes de relleu glacials.[71] Un estudi de 2008 va proporcionar evidència de múltiples fases glacials durant la glaciació de l'Amazones tardà en el límit de la dicotomia en Mart.[72]

Evidència de fluxos recents

Fluxos de l'estació càlida en pendent en el cràter de Newton.
Barrancs ramificats.
Grup de barrancs profunds.

L'aigua líquida pura no pot existir en forma estable a la superfície de Mart amb la seva actual baixa pressió atmosfèrica i baixa temperatura, excepte en les elevacions més baixes durant unes hores.[33][73] Per tant, un misteri geològic va començar el 2006 quan les observacions de la nau Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA van revelar dipòsits de barranc que no hi eren deu anys abans, possiblement causats per la salmorra líquida que flueix durant els mesos més càlids a Mart.[74][75][76] Les imatges eren de dos cràters anomenats Terra Sirenum i Centauri Montes que semblen mostrar la presència de fluxos d'aigua líquida a Mart en algun moment entre 1999 i 2001.[75][77][78][79]

Hi ha desacord en la comunitat científica sobre si les barranques han estat formades o no per aigua líquida. També és possible que els fluxos que tallen les barranques estiguin secs,[80] o potser siguin lubricats pel diòxid de carboni. Alguns estudis testifiquen que les barranques que es formen a les terres altes de sud no poden ser formades per aigua a causa de condicions atmosfèriques inadequades. La baixa pressió i l'absència d'efectes geotèrmics a les regions més fredes no donaria lloc a aigua líquida en cap moment de l'any, però seria ideal per al diòxid de carboni sòlid. El diòxid de carboni que es fon a l'estiu més càlid produiria diòxid de carboni líquid, que llavors formaria les barranques.[81][82] Fins i tot si les barranques són tallades pel flux d'aigua a la superfície, la font exacta de l'aigua i els mecanismes darrere del seu moviment no són ben compresos.[83]

A l'agost de 2011, la NASA va anunciar el descobriment per l'estudiant de pregrau nord-americà d'origen nepalès Lujendra Ojha[84] dels canvis estacionals actuals en pendents costeruts per sota d'afloraments rocosos prop de les vores d'un cràter a l'hemisferi sud. Aquestes ratlles fosques, anomenades ara línies recurrents del pendent, es van veure créixer talús avall durant la part més calenta de l'estiu marcià, descolorant-se gradualment durant la resta de l'any, progressant cíclicament entre anys. Els investigadors van suggerir que aquestes marques eren consistents amb l'aigua salada (salmorres) que fluïa cap avall i després s'evaporava, deixant possiblement algun tipus de residu.[85][86] L'instrument espectroscòpic CRISM ha fet des de llavors observacions directes de sals hidratades que apareixen a el mateix temps que es formen aquestes línies de pendent recurrents, confirmant en 2015 que aquestes línies són produïdes pel flux de salmorres líquides a través de sòls poc profunds. Les línies contenen clorat hidratat i sals de perclorat (ClO4-), que inclouen molècules d'aigua líquida.[87] Les línies flueixen costa avall a l'estiu marcià, quan la temperatura està per sobre de -23 °C.[88] No obstant això, la font de l'aigua segueix sent desconeguda.[89][90][91][92]

Troballes de les sondes

Mariner 9

Article principal: Mariner 9

Les imatges adquirides per l'orbitador de Mart Mariner 9, llançat en 1971, van revelar la primera evidència directa d'aigua del passat en forma de llits de rius secs, canons (incloent el Valls Marineris, un sistema de canons d'uns 4.020 km), evidència d'erosió i deposició d'aigua, fronts meteorològics, boires i més.[93] Les troballes de les missions de Mariner 9 van donar suport al programa posterior Viking. L'enorme sistema de barrancs Valls Marineris porta el nom de Mariner 9 en honor als seus èxits.

Programa Viking

Article principal: Programa Viking

Al descobrir moltes formes geològiques que normalment es formen a partir de grans quantitats d'aigua, els dos orbitadores víkings i els dos mòduls d'aterratge van causar una revolució en el nostre coneixement sobre l'aigua a Mart. Es van trobar canals de sortida enormes en moltes àrees. Les sondes van mostrar que les inundacions d'aigua van trencar a través de preses, van tallar valls profundes, van erosionar els solcs a la roca mare, i van viatjar milers de quilòmetres.[94] Grans àrees en l'hemisferi sud contenien xarxes de vies ramificades, el que suggereix que la pluja va caure una vegada.[95] Molts cràters semblen com si l'impactador caigués en el fang. Quan es van formar, el gel a terra es va poder fondre, va convertir el sòl en fang, i després el fang va fluir a través de la superfície.[96][97][98][99] Les regions, anomenades "Terreny Caòtic", semblaven haver perdut ràpidament grans volums d'aigua que causaven la formació de grans vies aigües avall. Les estimacions per a alguns cabals de canal són a deu mil vegades el flux del riu Mississippi.[100] El vulcanisme subterrani pot haver fos gel congelat; L'aigua llavors va fluir lluny i el sòl es va ensorrar per deixar el terreny caòtic. A més, l'anàlisi químic general realitzat pels dos desembarcadors de Viking va suggerir que la superfície ha estat exposada o submergida en l'aigua en el passat.[101][102]

Mars Global Surveyor

Article principal: Mars Global Surveyor
Mapa que mostra la distribució de la hematita al Sinus Meridiani. Aquestes dades es van utilitzar per apuntar l'aterratge del rover Opportunity que va trobar evidència definitiva d'aigua passada.

L'espectròmetre d'emissió tèrmica (TES) del Mars Global Surveyor és un instrument capaç de determinar la composició mineral a la superfície de Mart. La composició mineral dóna informació sobre la presència o absència d'aigua en l'antiguitat. TES va identificar una àrea gran (30.000 km2) en la formació de Nili Fossae que conté el mineral olivina.[103] Es creu que l'impacte de l'asteroide antic que va crear la conca Isidis va resultar en falles que van exposar l'olivina. El descobriment de l'olivina és una forta evidència que algunes parts de Mart han estat extremadament seques durant molt de temps. L'olivina també va ser descobert en molts altres petits afloraments dins de 60 graus a nord i a sud de l'equador.[104] La sonda ha representat diversos canals que suggereixen fluxos de líquids sostinguts passats, dos d'ells es troben en Nanedi Valls i en Nirgal Vallis.[105]

Canal interior (prop de la part superior de la imatge) en el pis de Nanedi Valles que suggereix que l'aigua va fluir durant un període bastant llarg. Imatge del Lunae Palus quadrangle.

Aigua a l'atmosfera

També subsisteix aigua marciana en l'atmosfera del planeta, encara que en proporció tan ínfima (0,01 per cent) que, en cas de condensar-se totalment sobre la superfície de Mart, formar-la en ella una pel·lícula líquida la grossària de la qual seria aproximadament de la centèsima part d'un mil·límetre. A pesar de la seva escassetat, eixe vapor d'aigua participa d'un cicle anual. A Mart, la pressió atmosfèrica és tan baixa (de 0,0007 a 0,0009 atmosferes, cent vegades inferior a la de la Terra) que el vapor d'aigua se sublima en el sòl, en forma de gel, a la temperatura de –80 °C. Quan la temperatura s'eleva novament per damunt d'eixe límit, el gel se sublima en sentit invers: es converteix en vapor sense passar per l'estat líquid.

Un passat amb rius i aigua abundant

Segons una hipòtesi, en temps passats, Mart va tenir abundants cursos d'aigua, fet possible perquè comptava també amb una atmosfera molt més densa que proporcionava també temperatures més elevades. Al dissipar-se la major part d'eixa atmosfera a l'espai, va disminuir la pressió i va baixar la temperatura, cosa que va fer desaparèixer l'aigua de la superfície de Mart. Ara bé, l'aigua encara subsisteix a l'atmosfera, en estat de vapor, encara que en escasses proporcions, així com en els casquets polars, constituïts per grans masses de gels perpetus (majoritàriament CO2 congelat), i segons pareix, en el subsòl.

Hi ha clara evidència d'erosió en diversos llocs de Mart tant per causa del vent com de l'aigua. La superfície del planeta conserva verdaderes xarxes hidrogràfiques, avui seques, amb les seues valls sinuoses entallades per les aigües dels rius, els seus afluents, els seus braços, separats per bancs d'al·luvions que han subsistit fins als nostres dies. Suggereixen un passat, amb unes condicions ambientals en què l'aigua va modelar el terreny per mitjà d'inundacions catastròfiques. Alguns suggereixen l'existència en un passat remot de llacs i d'un vast oceà en la regió boreal del planeta. Tot pareix indicar que això va passar fa uns 4.000 milions d'anys i només per un breu període.

Al voltant d'alguns cràters marcians s'hi observen unes formacions en forma de lòbuls la formació de les quals només pot ser explicada admetent que el sòl de Mart està congelat: la calor produïda per l'impacte del meteorit degué haver provocar la vaporització del gel i al vapor en expansió es deuria certa sustentació de la matèria projectada en l'impacte i la formació del referit relleu de lòbuls o guimaldes. També es disposa de fotografies d'un altre tipus d'accident del relleu perfectament explicat per l'existència d'un gelisòl. Es tracta d'un afonament del sòl de la depressió del qual parteix un llit sec amb l'empremta dels seus braços separats per bancs d'al·luvions. Pareix que en la zona de la depressió, la calor, probablement a causa d'un fenomen volcànic, ha provocat la fusió del gel; el terreny s'ha afonat pel seu propi pes, expulsant l'aigua fins a la superfície; com l'evaporació del líquid, encara que ineluctable, no és instantània l'aigua ha pogut discórrer pel sòl abans de la seva total evaporació; el fenomen ha durat prou temps perquè el curs de l'aigua així creat per la fusió del permagel haja excavat un llit.

Al juny del 2000 la nau Mars Global Surveyor va detectar en parets de cràters o en valls profundes on no dóna mai el sol, accidents que pareixen barrancs formats per torrents d'aigua i els dipòsits de terra i roques transportats per ells.[106][107] Només apareixen en latituds altes de l'hemisferi sud. Crèien estar veient un subministrament superficial d'aigua semblant a un aqüífer. Aquest aqüífer estaria situat entre 100 i 400 metres de profunditat. Al sorgir l'aigua cap a la superfície es congela i forma una presa de gel que acaba per trencar-se i llavors es produïx el torrent que dura molt poc fins que l'aigua s'evapora, ja que no pot existir en les condicions ambientals del planeta.

Vegeu també

Mapa interactiu de Mart

El següent mapa d'imatge del planeta Mart conté enllaços interns a característiques geogràfiques destacant les ubicacions de Rovers i mòduls de descens. Feu clic en les característiques i us enllaçarà a les pàgines dels articles corresponents. El nord està a la part superior; les elevacions: vermell (més alt), groc (zero), blau (més baix).

Referències

  1. ↑ Sheehan, 1996, p. 35.
  2. ↑ hartmann, 2003, p. 20.
  3. ↑ Sheehan, 1996, p. 150.
  4. ↑ «Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars». Astrophysical Journal, vol. 137, 1963, pàg. 1319. Bibcode: 1963ApJ...137.1319S. DOI: 10.1086/147613.
  5. ↑ «Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars». Science, vol. 153, 3732, 1966, pàg. 136–144. DOI: 10.1126/science.153.3732.136. PMID: 17831495.
  6. ↑ «Mariner IV Photography of Mars: Initial Results». Science, vol. 149, 3684, 1965, pàg. 627–630. DOI: 10.1126/science.149.3684.627. PMID: 17747569.
  7. ↑ «Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere». Science, vol. 149, 3689, 1965, pàg. 1243–1248. DOI: 10.1126/science.149.3689.1243.
  8. ↑ «Introduction to Special Issue – Habitability, Taphonomy, and the Search for Organic Carbon on Mars». Science, vol. 343, 24 enero 2014, pàg. 386–387. Bibcode: 2014Sci...343..386G. DOI: 10.1126/science.1249944. PMID: 24458635.
  9. ↑ Various «Special Issue – Table of Contents – Exploring Martian Habitability». Science, vol. 343, 24 enero 2014, pàg. 345–452.
  10. ↑ Various «Special Collection – Curiosity – Exploring Martian Habitability». Science, 24 enero 2014.
  11. ↑ Grotzinger, J.P. «A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars». Science, vol. 343, 24 enero 2014, pàg. 1242777. DOI: 10.1126/science.1242777. PMID: 24324272.
  12. ↑ 12,0 12,1 «Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?». Nature – Scientific Reports, vol. 5, 08-09-2015, pàg. 13404. DOI: 10.1038/srep13404 [Consulta: 12 setembre 2015].
  13. ↑ «Regional, Not Global, Processes Led to Huge Martian Floods». Planetary Science Institute. SpaceRef, 11-09-2015 [Consulta: 12 setembre 2015].
  14. ↑ 14,0 14,1 Staff. «Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars». NASA, 22-11-2016. [Consulta: 23 novembre 2016].
  15. ↑ 15,0 15,1 «Lake of frozen water the size of New Mexico found on Mars – NASA». The Register, 22-11-2016. [Consulta: 23 novembre 2016].
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 «Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior». NASA, 22-11-2016. [Consulta: 23 novembre 2016].
  17. ↑ xTec.cat: Foto que mostra una estructura erosiva en forma de curs d'aigua
  18. ↑ BBC News, 31-7-2008: Nasa's lander samples Mars water (anglès)
  19. ↑ Avui.cat, 1-8-2008: La NASA confirma que hi ha aigua a Mart "de manera concreta i segura"
  20. ↑ 3cat24, 1-8-2008: La NASA confirma que hi ha aigua a Mart
  21. ↑ «Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars». Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 112, E12, 2007. Bibcode: 2007JGRE..11212S99B. DOI: 10.1029/2007JE002887.
  22. ↑ «Global distribution of near-surface hydrogen on Mars». Journal of Geophysical Research, vol. 109, 2004, pàg. E9. Bibcode: 2004JGRE..109.9006F. DOI: 10.1029/2003JE002160. E09006.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 «Global distribution of near-surface hydrogen on Mars». Journal of Geophysical Research, vol. 109, E9, 2004. Bibcode: 2004JGRE..109.9006F. DOI: 10.1029/2003JE002160.
  24. ↑ 24,0 24,1 The Surface of Mars. Cambridge Planetary Science Series (No. 6). ISBN 978-0-511-26688-1. 
  25. ↑ ESA (27 de julio de 2005). "Water ice in crater at Martian north pole". Nota de premsa.
  26. ↑ «Ice lake found on the Red Planet». BBC, 29-07-2005.
  27. ↑ Lakes on Mars. New York: Elsevier, 2010. 
  28. ↑ «Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator». Nature, vol. 434, 7031, 2005, pàg. 352–356. Bibcode: 2005Natur.434..352M. DOI: 10.1038/nature03379. PMID: 15772653. «Here we present High Resolution Stereo Camera images from the European Space Agency Mars Express spacecraft that indicate that such lakes may still exist.»
  29. ↑ «Radar subsurface sounding over the putative frozen sea in Cerberus Palus, Mars» (PDF). Lunar and Planetary Science, vol. XXXIX, 2008, pàg. 1. Bibcode: 2007AGUFM.P14B..05O. DOI: 10.1109/ICGPR.2010.5550143.
  30. ↑ Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5. 
  31. ↑ 31,0 31,1 «Mars' South Pole Ice Deep and Wide». NASA News & Media Resources. NASA, 15-03-2007.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 «Water at Martian south pole». European Space Agency (ESA), 17-03-2004.
  33. ↑ 33,0 33,1 «Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement». Geophysical Research Letters, vol. 33, 11, 03-06-2006, pàg. L11201. Bibcode: 2006GeoRL..3311201K. DOI: 10.1029/2006GL025946.
  34. ↑ «Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars». Science, vol. 316, 5821, 15-03-2007, pàg. 92–95. DOI: 10.1126/science.1139672. PMID: 17363628.
  35. ↑ «Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars». GeoScienceWorld Elements, vol. 3, 2, 2006, pàg. 151–155.
  36. ↑ Johnson, John «There's water on Mars, NASA confirms». Los Angeles Times, 01-08-2008.
  37. ↑ «Radar Map of Buried Mars Layers Matches Climate Cycles». OnOrbit. Arxivat de l'original el 21 de diciembre de 2010. [Consulta: 19 diciembre 2010]. Arxivat 2010-12-21 a Wayback Machine.
  38. ↑ «Evaluating the meaning of "layer" in the Martian north polar layered depsoits and the impact on the climate connection» (PDF). Icarus, vol. 205, 1, 2010, pàg. 269–282. Bibcode: 2010Icar..205..269F. DOI: 10.1016/j.icarus.2009.04.011.
  39. ↑ «A numerical model for an alternative origin of Lake Vostok and its exobiological implications for Mars» (PDF). Journal of Geophysical Research, vol. 106, 2001, pàg. 1453. Bibcode: 2001JGR...106.1453D. DOI: 10.1029/2000JE001254.
  40. ↑ Mars. University of Arizona Press, 1992. ISBN 978-0-8165-1257-7 [Consulta: 7 març 2011]. 
  41. ↑ «Urey Prize Lecture: Water on Mars». Icarus, vol. 79, 2, 1989, pàg. 229–288. Bibcode: 1989Icar...79..229S. DOI: 10.1016/0019-1035(89)90078-X.
  42. ↑ «NASA – Turbulent Lava Flow in Mars' Athabasca Valles». Nasa.gov, 11 enero 2010.
  43. ↑ Dundas, C., S. Bryrne, A. McEwen. 2015. Modeling the development of martian sublimation thermokarst landforms. Icarus: 262, 154–169.
  44. ↑ «Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars». Icarus, vol. 210, 2, December 2010, pàg. 539–1000. Bibcode: 2010Icar..210..539Z. DOI: 10.1016/j.icarus.2010.07.013 [Consulta: 19 diciembre 2010].
  45. ↑ «Scalloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE». Icarus, vol. 205, 2010, pàg. 259–268. Bibcode: 2010Icar..205..259L. DOI: 10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  46. ↑ http://www.space.com/34811-mars-ice-more-water-than-lake-superior.html
  47. ↑ Staff. «Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars». NASA, 22-11-2016. [Consulta: 23 novembre 2016].
  48. ↑ «Lake of frozen water the size of New Mexico found on Mars – NASA». The Register, 22-11-2016. [Consulta: 23 novembre 2016].
  49. ↑ Bramson, A, et al. 2015. Widespread excess ice in Arcadia Planitia, Mars. Geophysical Research Letters: 42, 6566–6574
  50. ↑ «Copia archivada». Arxivat de l'original el 30 de noviembre de 2016. [Consulta: 29 novembre 2016]. Arxivat 2016-11-30 a Wayback Machine.
  51. ↑ Stuurman, C., et al. 2016. SHARAD detection and characterization of subsurface water ice deposits in Utopia Planitia, Mars. Geophysical Research Letters: 43, 9484_9491.
  52. ↑ «A Sublimation Model for the Formation of the Martian Polar Swiss-cheese Features». American Astronomical Society. American Astronomical Society, vol. 34, 2002, pàg. 837. Bibcode: 2002DPS....34.0301B.
  53. ↑ The Martian Impact Cratering Record, Mars. University of Arizona Press, 1992. ISBN 0-8165-1257-4. 
  54. ↑ «ESA – Mars Express – Breathtaking views of Deuteronilus Mensae on Mars». Esa.int, 14-03-2005.
  55. ↑ 55,0 55,1 «Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars» (PDF). Lunar and Planetary Science, vol. XXXIX, 2008, pàg. 2441. Bibcode: 2008LPI....39.2441H.
  56. ↑ 56,0 56,1 56,2 «Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars» (PDF). Geophysical Research Letters, vol. 36, 2, 2009. Bibcode: 2009GeoRL..3602203P. DOI: 10.1029/2008GL036379.
  57. ↑ «Discovery of a flank caldera and very young glacial activity at Hecates Tholus, Mars». Nature, vol. 434, 7031, 2005, pàg. 356–61. Bibcode: 2005Natur.434..356H. DOI: 10.1038/nature03423. PMID: 15772654.
  58. ↑ «Recent glaciation at high elevations on Arsia Mons, Mars: Implications for the formation and evolution of large tropical mountain glaciers» (PDF). Journal of Geophysical Research, vol. 112, E3, 2007, pàg. E03004. Bibcode: 2007JGRE..11203004S. DOI: 10.1029/2006JE002761.
  59. ↑ «Origin and evolution of a cold-based mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit». Journal of Geophysical Research, vol. 110, E5, 2005, pàg. E05001. Bibcode: 2005JGRE..11005001S. DOI: 10.1029/2004JE002360.
  60. ↑ «Geological recent tectonic, volcanic and fluvial activity on the eastern flank of the Olympus Mons volcano, Mars». Geophysical Research Letters, vol. 33, 2006. Bibcode: 2006GeoRL..3313201B. DOI: 10.1029/2006GL026396.
  61. ↑ «Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images». Journal of Geophysical Research, vol. 108, E6, 2003, pàg. 5057. Bibcode: 2003JGRE..108.5057M. DOI: 10.1029/2002je002005.
  62. ↑ Lewis, Richard. «Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active». Brown University, 23-04-2008.
  63. ↑ «Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars». Nature, vol. 434, 7031, 2005, pàg. 346–350. Bibcode: 2005Natur.434..346H. DOI: 10.1038/nature03359. PMID: 15772652.
  64. ↑ Staff. «Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers». Marstoday. Brown University, 17-10-2005.
  65. ↑ «Jumbled Flow Patterns». Arizona University. [Consulta: 16 enero 2012].
  66. ↑ «An ice age recorded in the polar deposits of Mars». Science, vol. 352, 6289, 27-05-2016, pàg. 1075–1078. DOI: 10.1126/science.aad6968. PMID: 27230372 [Consulta: 27 maig 2016].
  67. ↑ «Recent ice ages on Mars». Nature, vol. 426, 6968, 2003, pàg. 797–802. Bibcode: 2003Natur.426..797H. DOI: 10.1038/nature02114. PMID: 14685228.
  68. ↑ «Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice». Nature, vol. 412, 6845, 2001, pàg. 411–4. DOI: 10.1038/35086515. PMID: 11473309.
  69. ↑ «Mars: Nature and evolution of young latitude-dependent water-ice-rich mantle» (PDF). Geophysical Research Letters, vol. 29, 15, 2002, pàg. 14-1–14-4. Bibcode: 2002GeoRL..29o..14K. DOI: 10.1029/2002GL015392.
  70. ↑ «Origin and evolution of a cold-based tropical mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit». Journal of Geophysical Research, vol. 110, 2005. Bibcode: 2005JGRE..11005001S. DOI: 10.1029/2004JE002360.
  71. ↑ «Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity». Science, vol. 311, 5759, 2006, pàg. 368–71. Bibcode: 2006Sci...311..368F. DOI: 10.1126/science.1120335. PMID: 16424337.
  72. ↑ «Late Amazonian glaciation at the dichotomy boundary on Mars: Evidence for glacial thickness maxima and multiple glacial phases». Geology, vol. 36, 5, 2008, pàg. 411–4. DOI: 10.1130/G24382A.1.
  73. ↑ «Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions» (PDF). Journal of Geophysical Research, vol. 110, 07-05-2005, pàg. Eo5004. Bibcode: 2005JGRE..11005004H. DOI: 10.1029/2004JE002261. 'condiciones como las que se dan en Marte, fuera del régimen de temperature-presión estable del agua líquida' … 'El agua líquida es típicamente estable en las menores elevaciones y en las latitudes bajas del planeta, porque la presión atmosférica es mayor que la presión de vapor del agua, y las temperaturas de la superficie en las regiones equatoriales pueden alcanzar 220 K (-53 C) en períodos del día.
  74. ↑ «Mars Gullies May Have Been Formed By Flowing Liquid Brine». Sciencedaily.com, 15-02-2009.
  75. ↑ 75,0 75,1 «Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars». Science, vol. 314, 5805, 8 diciembre 2006, pàg. 1573–1577. Bibcode: 2006Sci...314.1573M. DOI: 10.1126/science.1135156. PMID: 17158321 [Consulta: 3 setembre 2009].
  76. ↑ «Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin». PNAS, vol. 105, 36, 2008, pàg. 13258–63. Bibcode: 2008PNAS..10513258H. DOI: 10.1073/pnas.0803760105. PMC: 2734344. PMID: 18725636.
  77. ↑ Henderson, Mark «Water has been flowing on Mars within past five years, Nasa says». The Times [UK], 7 diciembre 2006.
  78. ↑ «Mars photo evidence shows recently running water.». [Consulta: 17 març 2007].
  79. ↑ «Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars». Science, vol. 288, 5475, 2000, pàg. 2330–2335. Bibcode: 2000Sci...288.2330M. DOI: 10.1126/science.288.5475.2330. PMID: 10875910.
  80. ↑ «Modeling the formation of bright slope deposits associated with gullies in Hale Crater, Mars: Implications for recent liquid water». Icarus, vol. 205, 2010, pàg. 113–137. Bibcode: 2010Icar..205..113K. DOI: 10.1016/j.icarus.2009.09.009.
  81. ↑ «Active polar gullies on Mars and the role of carbon dioxide». Astrobiology, vol. 2, 3, 2002, pàg. 313–323. DOI: 10.1089/153110702762027899. PMID: 12530241.
  82. ↑ «Liquid CO2 breakout and the formation of recent small gullies on Mars». Geophysical Research Letters, vol. 28, 7, 2001, pàg. 1283–1285. Bibcode: 2001GeoRL..28.1283M. DOI: 10.1029/2000gl012496.
  83. ↑ «Seasonal Flows on Warm Martian Slopes». Science. American Association for the Advancement of Science, vol. 333, 6043, 17-06-2011, pàg. 740–743. Bibcode: 2011Sci...333..740M. DOI: 10.1126/science.1204816. ISSN: 0036-8075. PMID: 21817049.
  84. ↑ «Nepali Scientist Lujendra Ojha spots possible water on Mars». Nepali Blogger, 06-08-2011. Arxivat de l'original el 4 de junio de 2013.
  85. ↑ «NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars». NASA, 04-08-2011.
  86. ↑ McEwen, Alfred; Lujendra, Ojha; Dundas, Colin; Mattson, Sarah; Bryne, S; Wray, J; Cull, Selby; Murchie, Scott; Thomas, Nicholas «Seasonal Flows On Warm Martian Slopes.». Science, vol. 333, 6043, 05-08-2011, pàg. 743–743. DOI: 10.1126/science.1204816. PMID: 21817049.
  87. ↑ Drake, Nadia; 28, National Geographic PUBLISHED September. «NASA Finds 'Definitive' Liquid Water on Mars». National Geographic News. [Consulta: 30 setembre 2015].
  88. ↑ Moskowitz, Clara. «Water Flows on Mars Today, NASA Announces». [Consulta: 30 setembre 2015].
  89. ↑ «Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars». Nature Geoscience, vol. 8, 11, 2015, pàg. 829–832. Bibcode: 2015NatGe...8..829O. DOI: 10.1038/ngeo2546.
  90. ↑ «Metastability of Liquid Water on Mars». Icarus, vol. 156, 2, 2002, pàg. 373–386. Bibcode: 2002Icar..156..373H. DOI: 10.1006/icar.2001.6794.
  91. ↑ «NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today’s Mars». NASA, 28-09-2015.
  92. ↑ «NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars». [Consulta: 30 setembre 2015].
  93. ↑ «Mars Exploration: Missions». Marsprogram.jpl.nasa.gov. [Consulta: 19 diciembre 2010].
  94. ↑ «Viking Orbiter Views of Mars». History.nasa.gov. Consultado el December 19, 2010.
  95. ↑ «ch5». NASA History. NASA. [Consulta: 19 diciembre 2010].
  96. ↑ «Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars». [Washington D.C.], 1998.
  97. ↑ The Atlas of the Solar System. New York: Mitchell Beazley Publishers, 1990. 
  98. ↑ Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenades Kieffer19922
  99. ↑ «Craters». NASA. [Consulta: 19 diciembre 2010].
  100. ↑ Mapping Mars. Picador, NY, 2002. 
  101. ↑ «The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers». Review of Geophysics, vol. 27, 1989, pàg. 39–60. Bibcode: 1989RvGeo..27...39A. DOI: 10.1029/RG027i001p00039.
  102. ↑ «Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites». Science, vol. 194, 4271, 1976, pàg. 1283–1288. Bibcode: 1976Sci...194.1283C. DOI: 10.1126/science.194.4271.1283. PMID: 17797084.
  103. ↑ «Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars». Science, vol. 302, 5645, 2003, pàg. 627–630. Bibcode: 2003Sci...302..627H. DOI: 10.1126/science.1089647. PMID: 14576430.
  104. ↑ «Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars». Science, vol. 302, 5645, 2003, pàg. 627–630. Bibcode: 2003Sci...302..627H. DOI: 10.1126/science.1089647. PMID: 14576430.
  105. ↑ «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission». Journal of Geophysical Research, vol. 106, E10, 2001, pàg. 23429–23570. Bibcode: 2001JGR...10623429M. DOI: 10.1029/2000JE001455.
  106. ↑ UniversQuark, 8-12-2006: Aigua a Mart?
  107. ↑ InfoK, TV3, 7-12-2006: Vídeo amb la notícia Aigua a Mart[Enllaç no actiu]

Enllaços externs

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Aigua a Mart
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Aigua_a_Mart&oldid=26995365»