バレーネットワーク（火星）

谷網は火星にある谷の分岐網で、表面的には地球の河川 流域に似ている。^[1]谷網は主に火星南部の高地の地形に刻み込まれており、通常はノアキアン期（約40億年前）のものであるが、必ずしもそうではない。個々の谷の幅は通常5キロメートル未満であるが、火星の表面に数百、数千キロメートルにわたって広がることもある。

谷のネットワークの形状、分布、および暗示される進化は、火星表面の液体の水の歴史、ひいては火星の気候の歴史について何を教えてくれるかという点で非常に重要です。一部の研究者は、ネットワークの特性から、古代の火星では水循環が活発であったに違いないと主張していますが、^[2]これはまだ議論の余地があります。^{[3]反対意見は主に、}火星の古気候モデルから繰り返し得られた結果から生じており、火星の表面で液体の水を維持するのに十分な高温と高圧は、火星ではこれまで不可能であったことを示唆しています。^[4]

HiRISE、THEMIS、Context （CTX）衛星カメラによる非常に高解像度の表面画像や、火星軌道レーザー高度計（MOLA）デジタル地形モデルの登場により、過去10年間でネットワークに関する理解が大幅に向上しました。

ネットワークの谷は通常、幅が狭く（0.5～4 km未満）、深さは50～200 mで、長さに沿ってどちらの値も一貫して変化しません。その断面形状は、源流のV字型から下流のU字型に変化する傾向があります。個々の谷は相互に連結した分岐​​ネットワークを形成し、通常は長さが200 km未満で、地元の地形の低地に排水します。^[1]支流の谷の形状は、一般に「ずんぐりとした」または同様の用語で説明され、幹流から離れた長さが短く、源流が円形劇場のように終端していることを意味します。^{[1] [5]}多くの著者は、ネットワークの排水密度は、通常、地球上で見られるよりもはるかに低いと述べていますが、^{[6] [7] [8]}これは、画像の解像度、景観の劣化、または観察者のバイアスによるものである可能性も文献で指摘されています。^{[1] [2]}

しかし、最近の画像では、「谷ネットワーク」という用語には、さまざまな規模のさまざまな火星の地質学的環境におけるさまざまな谷の形態が組み込まれていることも強調されています。^[2]流出チャネルよりも小さい規模の分岐した谷システムはすべて谷ネットワークと呼ぶことができ、おそらくさまざまな地形形成プロセスが組み込まれています。火星の地形を横切って2000 km以上続く谷ネットワークもあります。下流で幅が変わるものもあります。排水密度が地球の値と一致するものもあります。^[9]より狭く、浅い谷ネットワークも存在しますが、おそらくより大きなものよりもまれです。^[1]

ほとんどの谷ネットワークでは、後期の風成作用によって風に運ばれた堆積物が谷底に堆積し、谷を切り開いたはずの溝の性質が不明瞭になっている。地球では、谷は平らな底を持つ窪地で、その上を溝が流れ、水が排出される。しかし、火星では後期の堆積物のため、ほとんどの場合、谷底に個別の溝構造があるかどうか、または流れのイベントで完全に浸水しているかどうかは不明である。ナネディ渓谷は溝が特定されたまれな例であるが^[3]、新しい高解像度の画像によって、時間の経過とともにそのような構造がさらに明らかになり続けている。^[10]このため、文献では「溝ネットワーク」ではなく「谷ネットワーク」という用語が好まれているが、一部の研究ではこれらの構造の解釈においてこの 2 つが混同される傾向がある。^[2]

谷のネットワークは、火星のクレーターのある南部の高地に非常に集中しています。北半球のヘスペリア時代の溶岩平原は、一般的にほとんど完全に未開墾です。しかし、この一般化にはかなりの数の例外があります。特に、ヘスペリア時代の火山とそれより若い火山の多くには、他のいくつかの地域と同様にネットワークがあります。^[1]これらの谷は、高地の谷（例：ナネディ渓谷）よりも質的に「新鮮」で劣化が少ないようです。

しかし、これより細かいスケールでは、谷の分布は、存在する場合でも非常に不均一で不連続です。高地では、谷と集水域の両方のスケールで、ほとんど完全に改変されていない表面のすぐ隣に大きく開析された斜面があることは珍しくありません。谷はまた、地域的に密集しており、北西アラビアとギリシャの南西と南東ではほとんど開析されていませんが、テラ・キンメリアと赤道のすぐ南の東経20度から東経180度では大きく開析されています。谷は、たとえばクレーターの縁など、より急な斜面でもはるかに顕著ですが、そのような縁の片側だけに存在する場合もあります。^{[1 ]}

残念ながら、個々の集水域の規模が一般的に小さく、それらを構成する谷が比較的狭いため、従来のクレーターカウント技術で谷のネットワークの年代を特定することは極めて困難です（不可能ではありませんが^{[11] ）。}ノアキアン時代の南部高原に谷が集中し、ヘスペリア北部平原に谷がまばらであること、およびノアキアン末期に火星全体の浸食率が数桁減少したという独立した推定と状況的に組み合わせると^[12] 、ネットワークのほとんどがこの初期期間中に切り開かれたことが示唆されます。^[1]しかし、ヘスペリア表面の水路は、ノアキアン後も少なくとも一部の場所で谷の形成プロセスが継続していたことを明白に示しています。クレーターカウントの証拠の中には、アマゾン時代に一部の高地ネットワークが形成された可能性があることを示唆するものさえあります。 [ ^11]

谷の形成メカニズムと、その形成環境については議論が続いている。氷河作用、土砂崩れ、断層、CO2、風、溶岩による浸食など、多様なプロセスが、_いくつかのネットワークの形成の時点で引き起こされており、火星の一部の地域では局所的に重要な役割を果たしている可能性がある。しかし、火星には広く知られている氷の分布と、数千キロメートルを下流に流れる液体の水の物理的特性（粘性など）に基づいて、ほとんどの著者は、液体の水が谷の大部分の形成に役割を果たしたに違いないことに同意している。液体の水の特性により、ほぼ唯一、水路として数千キロメートルを下流に流れることができる。^[1]一部のネットワークの麓にある浸食されたデルタと解釈される場所の水路の特徴（エーバースヴァルデクレーターなど）も、流水による形成と独自に関連付けられている。たとえば、蛇行した切断部のある曲がりくねった水路は、地球上の河川で予想されるものと非常によく一致する、内部的に一貫した水理形状を持っている。^[13]メリディアニ平原の蒸発岩やコロンビア丘陵の岩石に広く見られる水による変質など、火星の歴史のさまざまな時期に火星の表面またはそのすぐ近くに液体の水が存在していたことを示唆する独立した証拠も存在しており、どちらも火星探査ローバーによって調査されている。

これ以外にも、谷の空間的および時間的形状と分布を説明するために提案されたいくつかの異なるシナリオがあります。それぞれが、ネットワークの形成時の火星の古気候に関して独自の意味を持っています。これらのいくつかを以下にまとめます。地球と同様に、火星の表面でも異なる形成メカニズムが、異なる時期と場所で機能する可能性が高いことも強調する価値があります。

2020年8月、科学者らは火星南部の高地にある谷のネットワークは、自由に流れる川ではなく、主に氷河の下で形成された可能性があると報告した。これは、初期の火星が考えられていたよりも寒く、過去に大規模な氷河作用があった可能性が高いことを示している。^{[14] [15] [16]}

このシナリオは、現在火星に存在することが知られている条件やプロセスとは異なる条件やプロセスに頼ることなく、谷のネットワークの形成を説明しようとするものである。モデル化により、現代の条件下でも地下水の浸出が表面で発生する可能性があるが、非常に早く凍結することが示唆されている。しかし、この考えでは、氷の覆いは、その下を流れる水を断熱して長距離輸送（およびそれに伴う浸食）を可能にするのに十分である可能性がある。これは、溶岩洞が内部の溶融溶岩を断熱するのとよく似ている。^[17]

谷には、地球上で一般的に（ただし、排他的ではない^[18]）地下水の浸出に関連する多くの特徴があります。たとえば、円形劇場のような頭壁、下流の谷の幅が一定、平坦またはU字型の床、急勾配の壁などです。^[19]しかし、この浸透を生み出す推定帯水層の何らかの再充填メカニズム、つまり何らかの水文学的循環がなければ、ノアキアンに形成された谷をすべて切り開くのに十分な水が浸透する可能性は極めて低いです。それにもかかわらず、この基本モデルは、ヘスペリアンとアマゾンの後のより限られた谷を理解する上で有用であり続けるかもしれません。^[1]

これらのモデルは、火星の初期の歴史において地下水を供給する地下帯水層が再涵養されるメカニズムを想定し、寒冷で乾燥した火星モデルを拡張したものである。したがって、ノアキアン期には長期的に何らかの持続的な水循環が必要とされているが、この水が液体であったり降水として降ったりすることは明示的には要求されていない。つまり、現在の気候モデルによれば、火星は初期の歴史において温暖（つまり氷点以上）である必要はないということである。^[4]

帯水層は、凍った湧水の昇華、南極氷床への蒸気の大気循環、氷床への再沈着、氷床下の基底部の融解、そして地球規模での地下水循環という一連^の過程を経て、地質学的時間スケールで再涵養される可能性があると提案されている[20]。このメカニズムは、根本的に異なる過去の気候について推測する必要がほとんどなく、主要な帯水層破壊としてカオス地形にある火星の流出チャネルの起源に関する独立した理論とよく一致するため魅力的である。しかし、このメカニズムによって供給される静水頭は、南極氷床の基底よりも高い標高にある多数のチャネルに供給することはできない。^[21]

関連モデルでは、局所的に発生した熱が、貫入火山活動^[22]または衝突加熱によって、局所的な地下水の浸透と涵養を引き起こす可能性があることを示唆しています。^{[23] [24]}しかし、このバージョンでは、より長く、より大きな谷のネットワークを説明するのに苦労しています。水が熱源から数百または数千キロメートル離れた場所に流れると、地面は再び凍結し、再び涵養は不可能になります。^[1]

ノアキアンの谷ネットワークの多くは、分散した降水による起源を強く示唆する特徴、すなわち、分岐したネットワーク、狭い頂上から始まる谷、V字型の横断面、丘陵斜面の拡散挙動を備えている。逆に、地形学的証拠だけを使用して、降水による起源に反対する強力な議論を構築することは非常に困難である。^[2]降水はまた、地下帯水層に対する直接的な再涵養メカニズムを提供し、地下帯水層は間違いなく存在し、場合によっては重要である（地球上と同様に）。この降水は雨または雪として発生した可能性がある（その後地上で融解する）が、いずれの場合も、現在存在するよりも大幅に湿度が高く、したがってより暖かく厚い大気を必要とする。より暖かく湿潤なノアキアンは、岩石の風化速度、ノアキアン時代のクレーター湖、および着陸船地点のノアキアンの地質に関する独立した観測によっても裏付けられている。

このモデルの主な難点は、火星の気候シミュレーションでは、太陽と火星の間の距離が地球に比べて遠く、初期の太陽系では太陽が弱かったと推測されるため、暖かく湿潤なノアキアン期を確実にシミュレートすることが難しいことです。^[4]さらに、気候を温めるCO ₂ -H _{2 O温室効果大気は、}炭酸塩岩の大規模な堆積物を残すはずですが、これは発見されていません。また、火星に広く存在する風化していない玄武岩は、特に表面が湿っている場合は、非常に効果的な炭素吸収源となるはずであり、^[25]火星の初期の歴史における宇宙からの継続的な衝突により、大気はすぐに剥ぎ取られるため、谷が形成されるのに十分な期間、そのような大気を維持することにも問題があります。^[26]

この明らかな矛盾に対する解決策としては、火山活動や衝突による断続的な加熱など、持続的な CO ₂ -H ₂ O 温室効果を必要としないエキゾチックなメカニズムが考えられます。その他の可能性（地質学や地形学の誤った解釈以外）としては、気候モデルの物理的欠陥や境界条件（現在の理論が予測するよりも強い太陽、微量（しかし強力な）温室効果ガスに関する誤った仮定、CO ₂雲のパラメータ化の失敗など）が挙げられます。^[1]

_{しかし、 CO2}に加えて微量ガスを追加することで、このパラドックスを解決できた可能性があります。Ramirezら(2014) ^{[27]は、 CO2} _- H2_温室効果ガスが谷の形成に必要な氷点以上の温度を生み出すのに十分な強度があることを示しました。この_CO2 - _{H2温室効果ガスは、Ramirezら(2014)} ^[28]が最初に実証したものよりもさらに効果的であることが後に判明し、水素濃度1%とCO2圧力0.55バールという低い温度でも温かい溶液が実現可能になりました_。 [ ^29]

• ビデオ (04:32) - 証拠: 火星には「勢いよく」水が流れていた - 2012 年 9 月