Presencia de agua en Marte

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

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

Primeras sospechas[editar]

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

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

Primera detección de agua en el suelo[editar]

En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detectó agua en el polo sur del planeta pero congelada.[1] La observación de líneas espectrales de vapor de agua se hizo al final del verano, cuando el "hielo seco" sublima y deja un casquete residual de agua.

El 31 de julio de 2008, la NASA hizo público que el día anterior, 30 de julio de 2008, el vehículo explorador Phoenix había realizado pruebas de laboratorio que habían confirmado la existencia de agua en Marte.[2] [3] Según William Boynton, del analizador termal del Phoenix en la Universidad de Arizona, "esta es la primera vez que se comprueba de manera concreta y segura la presencia de agua en el planeta. Ya se habían detectado indicios de agua congelada en observaciones hechas por la nave Mars Odyssey y en otras que se diluyeron al ser observadas por Phoenix el mes pasado. Pero esta es la primera vez que el agua marciana se ha tocado y se ha probado". Parece que el miércoles, 30 de julio, el brazo robótico del Phoenix depositó una muestra que la instrumentación identificó como vapor de agua. La muestra, en forma de una capa dura de material congelado, fue extraída de una perforación de cerca de cinco centímetros en el suelo marciano y expuesta durante dos días al ambiente de Marte, hasta que el agua que contenía empezó a evaporarse, cosa que según el comunicado facilitó la observación.[4]

Presencia hielo de agua actualmente[editar]

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

Una cantidad significativa de hidrógeno de superficie ha sido observada globalmente por el Espectrómetro de Neutrón de Marte Odyssey y el Espectrómetro de Rayos Gamma. [5] Se piensa que este hidrógeno se incorpora a la estructura molecular del hielo ya través de 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 es común y abundante en la superficie moderna. Por debajo de los 60 grados de latitud, el hielo se concentra en varios parches regionales, particularmente alrededor de los volcanes Elysium, Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum, y existe en concentraciones de hasta 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Polewards en 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% casi en todas partes, y se aproximan al 100% en los polos. [6] Más recientemente, los instrumentos de sondeo de radar SHARAD y MARSIS han comenzado a ser capaces de confirmar si las características de superficie individuales son ricas en hielo. Debido a la inestabilidad conocida del hielo en las condiciones superficiales actuales de Martian, se piensa que casi todo este hielo debe ser cubierto por una chapa del material rocoso o polvoriento.

Las observaciones del espectrómetro de neutrones de Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyeran uniformemente, daría una capa equivalente de agua equivalente (WEG) de por lo menos ≈ 14 centímetros (5.5 pulg) La superficie marciana promedio en el mundo es de aproximadamente 14% de agua.[7] El hielo de agua actualmente bloqueado en ambos polos marcianos corresponde a un WEG de 30 metros (98 pies), y la evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua de superficie a lo largo de la historia geológica, con WEG de hasta 500 metros[8] . Se cree que parte de esta agua del pasado se ha perdido en el subsuelo profundo, y parte en el espacio, aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo mal entendido. [9] El actual depósito atmosférico de agua es importante como conducto que permite la migración gradual del hielo de una parte de la superficie a otra, tanto en épocas estacionales como en épocas más largas. Es insignificante en volumen, con un WEG de no más de 10 micrómetros (0,00039 in).[10]

Parches de hielo[editar]

El 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada; [11] algunos interpretaron el descubrimiento como un "lago de hielo". [12] Las imágenes del cráter tomadas por la Cámara Estéreo de Alta Resolución a bordo de la órbita Mars Express de la Agencia Espacial Europea muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un cráter sin nombre ubicado en Vastitas Borealis, Las latitudes más al norte, aproximadamente a 70,5 ° norte y 103 ° este. El cráter tiene 35 kilómetros de ancho y cerca de 2 kilómetros de profundidad. La diferencia de altura entre el piso 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 bajo el hielo de agua, que son parcialmente visibles. Mientras que 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.

A medida que más y más de la superficie de Marte ha sido imaginada por la generación moderna de orbitadores, se ha hecho gradualmente más evidente que probablemente hay muchos más parches de hielo dispersos a través de la superficie marciana. Muchos de estos supuestos parches de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas (≈30-60 ° N / S del ecuador). Por ejemplo, muchos científicos creen que las características difundidas en esas bandas de latitud que se describen de manera diversa como "manto dependiente de la latitud" o "terreno pegado" consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o de desechos que se degradan lentamente. Una cubierta de escombros se requiere tanto para explicar las superficies opacas visto en las imágenes que no se reflejan como el hielo, y también para permitir que los parches para existir durante un largo período de tiempo sin sublimación lejos por completo. Estos parches han sido sugeridos como posibles fuentes de agua para algunas de las características de flujo enigmático canalizado como barrancos también se ve en esas latitudes.

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó de la búsqueda de una gran cantidad de hielo subterráneo en el planeta Marte - el volumen de agua detectada es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior [13] [14] [15]

Mar congelado ecuatorial[editar]

En el Elysium Planitia meridional se han descubierto características superficiales consistentes con el hielo de empaque presente actualmente. [16] Lo que parece ser placas, que varían en tamaño de 30 metros (98 pies) a 30 kilómetros (19 millas), se encuentran en los canales que conducen a una zona inundada de aproximadamente la misma profundidad y ancho como el Mar del Norte. Las placas muestran signos de ruptura y rotación que claramente los distinguen de las placas de lava en otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es la fuga geológica cercana Cerberus Fossae que arrojó agua, así como la lava de unos 2 a 10 millones de años. Se sugirió que el agua salía del Cerberus Fossae y luego se agrupaba y se congelaba en las llanuras de bajo nivel y que esos lagos aún pueden existir[17] . No todos los científicos están de acuerdo con estas conclusiones.[18] [19] [20]

Casquillos de hielo polar[editar]

El Mars Global Surveyor adquirió esta imagen del casquete polar marciano en el norte del verano boreal.

Se cree que tanto la capa polar norte (Planum Boreum) como la capa polar del sur (Planum Australe) crecen en espesor durante el invierno y parcialmente se sublima durante el verano. En 2004, el radar de la sonda MARSIS del satélite Mars Express apuntó al casquete polar del sur y pudo confirmar que el hielo se extiende a una profundidad de 3,7 kilómetros bajo la superficie. [21] En el mismo año, el instrumento OMEGA en el mismo orbitador reveló que la tapa se divide en tres partes distintas, con contenidos variables de agua congelada dependiendo de la latitud. La primera parte es la parte brillante de la tapa polar vista en las imágenes, centrada en el polo, que es una mezcla de 85% de hielo de CO2 a 15% de hielo de agua.[22] La segunda parte comprende laderas empinadas conocidas como escarpas, hechas casi enteramente de hielo de agua, que se unen y caen lejos de la tapa polar a las llanuras circundantes[23] . La tercera parte abarca los vastos campos de permafrost que se extienden a decenas de kilómetros de distancia de las escarpas, y no es obviamente parte de la tapa hasta que se analiza la composición de la superficie. [24] [25] Los científicos de la NASA calculan que el volumen de hielo de agua en la capa de hielo polar del sur, si es fundido, sería suficiente para cubrir toda la superficie planetaria a una profundidad de 11 metros. [26] [27] Las observaciones sobre ambos polos y más ampliamente sobre el planeta sugieren que la fusión de todo el hielo superficial producirá una capa global equivalente al agua de 35 metros de profundidad. [28]

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

En julio de 2008, la NASA anunció que la sonda Phoenix había confirmado la presencia de hielo de agua en su sitio de aterrizaje cerca de la capa polar del norte (a 68.2 ° de latitud). Esta fue la primera observación directa de hielo desde la superficie. [29] Dos años más tarde, el radar de poca profundidad a bordo del Orbitador de Reconocimiento de Marte tomó medidas de la capa de hielo polar del norte y determinó que el volumen total de hielo de agua en la tapa es de 821.000 kilómetros cúbicos. Eso equivale al 30% de la capa de hielo de la Tierra de Groenlandia, o lo suficiente para cubrir la superficie de Marte a una profundidad de 5,6 metros (18 pies). [30] Ambas cubiertas polares revelan abundantes capas internas finas cuando se examinan en imágenes de HiRISE y Mars Global Surveyor. Muchos investigadores han intentado utilizar esta estratificación para intentar comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de las tapas [31] , aunque su interpretación no es sencilla. [32]

El lago Vostok en la Antártida puede tener implicaciones para el agua líquida que todavía existe en Marte, porque si el agua existiera antes de las capas polares de Marte, es posible que todavía haya agua líquida debajo de las capas de hielo[33] .

Hielo en la tierra[editar]

Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas parecen regiones periglaciales en la Tierra. [34] Por analogía con estas características terrestres, se ha argumentado durante muchos años que estas son regiones de permafrost. Esto sugiere que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie. Una característica común en las latitudes más altas, patrón de suelo, puede ocurrir en una serie de formas, incluyendo rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo. [35] Existen otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el suavizado del terreno, que rodea rasgos topográficos agudos. [36] Los cálculos y análisis teóricos han tendido a demostrar la posibilidad de que estas características se formen por los efectos del hielo molido. La evidencia del Espectrómetro de Rayos Gamma de Mars Odyssey y las mediciones directas con el lander de Phoenix han corroborado que muchas de estas características están íntimamente asociadas con la presencia de hielo de tierra.

Algunas áreas de Marte están cubiertas con conos que se asemejan a los de la Tierra donde la lava ha fluido sobre el suelo congelado. El calor de la lava derrite el hielo y luego lo transforma en vapor. La poderosa fuerza del vapor se abre camino a través de la lava y produce tales conos sin raíz. Estas características se pueden encontrar, por ejemplo, en Athabasca Valles, asociado con la lava que fluye a lo largo de este canal de salida. Los conos más grandes pueden hacerse cuando el vapor pasa a través de capas más gruesas de lava. [37]

Topografía festoneada[editar]

Etapas en la formación de vieiras en Hellas quadrangle

Ciertas regiones de Marte muestran depresiones en forma de festón. Se sospecha que las depresiones son los restos de un depósito de manto degradante rico en hielo. Las vieiras son causadas por el hielo que sublima de la tierra congelada. Un estudio publicado en Ícaro, encontró que las formas de relieve de la topografía festoneada puede hacerse por la pérdida de subsuperficie del hielo de agua por sublimación en las actuales condiciones climáticas marcianas. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad.[38] Este material del manto fue depositado probablemente de la atmósfera como el hielo formado en el polvo cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del poste de Marte (véase "edades del hielo", abajo). Las vieiras son típicamente decenas de metros de profundidad y de unos pocos cientos a unos pocos miles de metros de diámetro. Pueden ser casi circulares o alargados. Algunos parecen haber coalescido causando un gran terreno muy deshilachado para formar. El proceso de formar el terreno puede comenzar con la sublimación de una grieta. A menudo hay grietas poligonales donde se forman vieiras, y la presencia de topografía festoneada parece indicar el terreno congelado. [39] [40]

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó de la búsqueda de una gran cantidad de hielo subterráneo en la región Utopia Planitia de Marte. [41] Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior. [42] [43] El volumen de hielo de agua en la región se basó en las mediciones del instrumento de radar de penetración en tierra en el Marte Reconnaissance Orbiter, llamado SHARAD. A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la "permitividad dieléctrica", o la constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua. [44] [45] [46]

Estas características festoneadas son superficialmente similares a las características del queso suizo, encontradas alrededor de la tapa polar del sur. Se cree que las características del queso suizo se deben a que las cavidades se forman en una capa superficial de dióxido de carbono sólido, en lugar de hielo de agua, aunque los pisos de estos agujeros probablemente sean ricos en H2O.[47]

Glaciares[editar]

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

Muchas grandes áreas de Marte parecen albergar glaciares, o llevar pruebas de que solían estar presentes. Se sospecha que gran parte de las áreas en altas latitudes, especialmente el cuadrángulo de Ismenius Lacus, todavía contienen enormes cantidades de hielo de agua. [48] [49] La evidencia reciente ha llevado a muchos científicos planetarios a creer que el hielo de agua sigue existiendo como glaciares a través de gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegido de la sublimación por capas finas de roca aislante y / o polvo[50] [51] . En enero de 2009, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de los glaciares, como los llamados delantales lobatos de restos en un área llamada Deuteronilus Mensae, que encontró evidencia generalizada de hielo que se encuentra por debajo de unos metros de escombros de roca[52] . Los glaciares se asocian con el terreno fretted, y muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciales sobre Hecates Tholus[53] , Arsia Mons[54] , Pavonis Mons, [55] y Olympus Mons. [56] Los glaciares también han sido reportados en una serie de grandes cráteres marcianos en las latitudes medias y superiores.

Reull Vallis con depósitos lineales. La ubicación es Hellas quadrangle

Las características similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas maneras como características de flujo viscoso[57] , rasgos de flujo marcianos, delantales de escombros lobados, relleno de valle lineal, dependiendo de la forma de la característica, su ubicación, Está asociado con el autor y el autor lo describe. Muchos, pero no todos, los pequeños glaciares parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y el material del manto. Los depósitos lineales conocidos como llenado de valle lineal son probablemente glaciares cubiertos de roca que se encuentran en los pisos más canales dentro del terreno trastornado encontrado alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvían alrededor de obstáculos. Los depósitos de piso lineal pueden estar relacionados con delantales de detritos lobatos, que han demostrado que contienen grandes cantidades de hielo por radar en órbita. Durante muchos años, los investigadores interpretaron que los rasgos llamados "delantales de los restos de lobatos" eran flujos glaciales y se pensó que el hielo existió bajo una capa de rocas aislantes. [58] [59] [60] Con las nuevas lecturas del instrumento, se ha confirmado que los delantales del desecho del lobate contienen hielo casi puro que se cubre con una capa de rocas.[61] [62]

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

El hielo en movimiento transporta material de roca, luego lo cae cuando el hielo desaparece. Esto sucede típicamente en el hocico o los bordes del glaciar. En la Tierra, tales características serían llamadas morenas, pero en Marte se las conoce típicamente como crestas parecidas a morenas, crestas concéntricas o crestas arqueadas. Debido a que el hielo tiende a sublimarse en lugar de derretirse en Marte, y debido a que las bajas temperaturas de Marte tienden a hacer que los glaciares "se basen en frío" (congelados en sus camas e incapaces de deslizarse), los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no aparecen Exactamente igual que los glaciares normales en la Tierra. En particular, las morenas marcianas tienden a ser depositadas sin ser desviadas por la topografía subyacente, lo que se cree refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos está normalmente congelado y no puede deslizarse. Los cantos 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 de hielo enterrado. El hielo se evapora sin fundirse y deja atrás un espacio vacío. El material superpuesto se colapsa en el hueco. A veces trozos de hielo caen del glaciar y se entierran en la superficie terrestre. Cuando se derriten, queda un agujero más o menos redondo. Muchos de estos "agujeros de caldera" se han identificado en Marte. [63]

A pesar de la fuerte evidencia del flujo glacial en Marte, hay poca evidencia convincente de formas de relieve talladas por la erosión glacial, por ejemplo, valles en forma de U, colinas de colinas y colinas, arêtes, drumlins. Estas características son abundantes en las regiones glaciares de la Tierra, por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante. Se cree que la falta de estos relieves está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes en 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, el modelado sugiere que la temperatura de la interfase entre un glaciar y su lecho permanece por debajo de cero. El hielo es literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice a través de la cama, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie.

Agua en la atmósfera[editar]

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

Un pasado con ríos y agua abundante[editar]

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

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

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

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

En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no da nunca el Sol, unos accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos.[64] [65] Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur. Parecía un suministro superficial de agua parecida a un acuífero. Este acuífero estaría situado a unos 100-400 metros de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y forma una presa de hielo que acaba por romperse y entonces se produce un torrente que dura muy poco, hasta que el agua se evapora, puesto que no puede existir en las condiciones ambientales del planeta.

Mapa interactivo de Marte[editar]

Alba Patera Albor Tholus Amazonis Planitia Arabia Terra Argyre Planitia Chryse Planitia Cydonia Mensae Elysium Mons Elysium Planitia Elysium Planitia Hecates Tholus Hellas Planitia Isidis Planitia Meridiani Planum Olympus Mons Noachis Terra Syrtis Major Tharsis Terra Cimmeria Utopia Planitia Valles Marineris
Imágen de un mapa interactivo de de la topografía global de Marte. Mueva el ratón para ver los nombres de más de 25 características geográficas prominentes, y haga clic para vincular a ellos. El color del mapa base indica elevaciones relativas, basadas en datos del Altimetro Láser del Orbitador de Marte en el Mars Global Surveyor de la NASA. Rojos y rosas son de mayor elevación (+3 km a +8 km); El amarillo es de 0 km; Verdes y azules son la elevación más baja (hasta -8 km). Los blancos (> +12 km) y marrones (> +8 km) son las elevaciones más altas. Los ejes son latitud y longitud; Los polos no se muestran.









Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. xTec.cat: Foto que mostra una estructura erosiva en forma de curs d'aigua
  2. BBC News, 31-7-2008: Nasa's lander samples Mars water
  3. Avui.cat, 1-8-2008: La NASA confirma que hi ha aigua a Mart "de manera concreta i segura"
  4. 3cat24, 1-8-2008: La NASA confirma que hi ha aigua a Mart
  5. Boynton, W. V. (2007). «Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 112 (E12). Bibcode:2007JGRE..11212S99B. doi:10.1029/2007JE002887. 
  6. Feldman, W. C.; Prettyman, T. H.; Maurice, S.; Plaut, J. J.; Bish, D. L.; Vaniman, D. T.; Tokar, R. L. (2004). «Global distribution of near-surface hydrogen on Mars». Journal of Geophysical Research 109: E9. Bibcode:2004JGRE..109.9006F. doi:10.1029/2003JE002160. E09006. 
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  15. Error en la cita: Etiqueta <ref> inválida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas NASA-20161122jpl
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