Espectrómetro de imágenes de reconocimiento compacto para Marte

Los minerales acuosos son minerales que se forman en el agua, ya sea por alteración química de rocas preexistentes o por precipitación a partir de una solución. Estos minerales indican dónde existió agua líquida el tiempo suficiente para reaccionar químicamente con la roca. La formación de los minerales depende de la temperatura, la salinidad, el pH y la composición de la roca madre. Por lo tanto, la presencia de minerales acuosos en Marte proporciona pistas importantes para comprender los entornos del pasado. El espectrómetro OMEGA del orbitador Mars Express y los rovers MER descubrieron evidencia de minerales acuosos. OMEGA reveló dos tipos distintos de depósitos acuosos del pasado. ^{[ 11 ]} El primero, que contiene sulfatos como el yeso y la kieserita, se encuentra en depósitos estratificados de la era Hesperiana (edad media marciana, aproximadamente de 3700 a 3000 millones de años atrás). El segundo, rico en varios tipos diferentes de filosilicatos, se encuentra en rocas de la era Noeica (más antiguas que unos 3700 millones de años). Las distintas edades y composiciones químicas de los minerales sugieren un entorno inicial rico en agua donde se formaron filosilicatos, seguido de un entorno más seco, salino y ácido donde se formaron sulfatos. El rover MER Opportunity pasó años explorando rocas sedimentarias formadas en este último entorno, ricas en sulfatos, sales y minerales de hierro oxidados.

El suelo se forma a partir de rocas madre mediante la desintegración física de las rocas y la alteración química de los fragmentos rocosos. Los tipos de minerales del suelo pueden revelar si el ambiente era frío o cálido, húmedo o seco, o si el agua era dulce o salada. Debido a que CRISM puede detectar muchos minerales en el suelo o regolito, el instrumento se está utilizando para ayudar a descifrar los antiguos entornos marcianos. CRISM ha encontrado un patrón característico de capas de arcillas ricas en aluminio que cubren arcillas ricas en hierro y magnesio en muchas áreas dispersas por las tierras altas de Marte. ^{[ 12 ]} Alrededor de Mawrth Vallis , estas "arcillas en capas" cubren cientos de miles de kilómetros cuadrados. ^{[ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]} Una estratificación similar ocurre cerca de la cuenca de Isidis , en las llanuras noachianas que rodean Valles Marineris , ^{[ 24 ]} y en las llanuras noachianas que rodean la meseta de Tharsis . La distribución global de ^las arcillas estratificadas sugiere un proceso global. Las arcillas estratificadas son de edad noachiana tardía, datando de la misma época que las redes de valles esculpidas por el agua. La composición de la arcilla estratificada es similar a lo que se espera para la formación de suelos en la Tierra: una capa superior meteorizada lixiviada de hierro y magnesio solubles, dejando un residuo insoluble rico en aluminio, con una capa inferior que aún conserva su hierro y magnesio. Algunos investigadores han sugerido que la "torta de capas" de arcilla marciana se creó por procesos de formación de suelos, incluyendo la lluvia, en el momento en que se formaron las redes de valles. ^{[ 25 ]}

Los ambientes lacustres y marinos en la Tierra son favorables para la preservación de fósiles, especialmente donde los sedimentos que dejaron atrás son ricos en carbonatos o arcillas. Cientos de cráteres de tierras altas en Marte tienen rocas sedimentarias estratificadas horizontalmente que pueden haberse formado en lagos. CRISM ha realizado muchas observaciones dirigidas de estas rocas para medir su mineralogía y cómo varían los minerales entre capas. La variación entre capas nos ayuda a comprender la secuencia de eventos que formaron las rocas sedimentarias. La Cámara del Orbitador de Marte descubrió que donde las redes de valles desembocan en cráteres, comúnmente los cráteres contienen depósitos en forma de abanico. Sin embargo, no estaba completamente claro si los abanicos se formaron por la deposición de sedimentos en fondos de cráter secos ( abanicos aluviales ) o en lagos de cráter ( deltas ). CRISM descubrió que en las capas más bajas de los abanicos, hay depósitos concentrados de arcilla. ^{[ 26 ] [ 27 ]} Hay más arcilla más allá del final de los abanicos en los fondos de los cráteres, y en algunos casos también hay ópalo. En la Tierra, las capas más profundas de los deltas se denominan estratos basales y están formadas por arcillas que se depositaron a partir del agua de los ríos afluentes en las zonas tranquilas y profundas de los lagos. Este descubrimiento respalda la idea de que muchos abanicos aluviales se formaron en lagos de cráter donde, potencialmente, podrían conservarse evidencias de entornos habitables.

No todos los antiguos lagos marcianos se alimentaban de redes de valles afluentes. CRISM descubrió varios cráteres en la ladera occidental de Tharsis que contienen anillos de minerales de sulfato y un tipo de filosilicato llamado caolinita. Ambos minerales pueden formarse juntos por precipitación a partir de agua salina ácida. Estos cráteres carecen de redes de valles afluentes, lo que demuestra que no se alimentaban de ríos, sino que debieron alimentarse de aguas subterráneas afluentes. ^{[ 28 ] [ 29 ]}

La identificación de depósitos de aguas termales fue una prioridad para CRISM, ya que las aguas termales habrían tenido energía (calor geotérmico) y agua, dos requisitos básicos para la vida. Una de las características de las aguas termales en la Tierra son los depósitos de sílice. El rover MER Spirit exploró un depósito rico en sílice llamado "Home Plate" que se cree que se formó en una fuente termal. ^{[ 30 ] [ 31 ]} CRISM ha descubierto otros depósitos ricos en sílice en muchos lugares. Algunos están asociados con los picos centrales de los cráteres de impacto, que son sitios de calentamiento impulsado por el impacto de meteoritos. También se ha identificado sílice en los flancos volcánicos dentro de la caldera del volcán en escudo Syrtis Major , formando montículos de color claro que parecen versiones a escala de Home Plate . En otro lugar, en las partes más occidentales de Valles Marineris, cerca del núcleo de la provincia volcánica de Tharsis, hay depósitos de sulfato y arcilla que sugieren aguas termales. Los depósitos de aguas termales son una de las zonas más prometedoras de Marte para buscar pruebas de vida pasada.

Una de las principales hipótesis sobre por qué el Marte antiguo era más húmedo que hoy es que una atmósfera gruesa y rica en dióxido de carbono creó un invernadero global, que calentó la superficie lo suficiente como para que existiera agua líquida en grandes cantidades. El hielo de dióxido de carbono en los casquetes polares actuales es demasiado limitado en volumen para contener esa atmósfera antigua. Si alguna vez existió una atmósfera gruesa, fue expulsada al espacio por el viento solar o impactos, o reaccionó con rocas de silicato para quedar atrapada como carbonatos en la corteza de Marte. Uno de los objetivos que impulsó el diseño de CRISM fue encontrar carbonatos, para tratar de resolver esta pregunta sobre qué sucedió con la atmósfera de Marte. Y uno de los descubrimientos más importantes de CRISM fue la identificación de lecho rocoso carbonatado en Nili Fossae en 2008. ^{[ 32 ]} Poco después, las misiones que aterrizaron en Marte comenzaron a identificar carbonatos en la superficie; El módulo de aterrizaje Phoenix Mars encontró entre 3 y 5 % en peso de calcita (CaCO₃ ₎ en su sitio de aterrizaje en las tierras bajas del norte, ^{[ 33 ]} mientras que el rover MER Spirit identificó afloramientos ricos en carbonato de magnesio y hierro (16-34 % en peso) en las colinas Columbia del cráter Gusev . ^{[ 34 ]} Análisis posteriores de CRISM identificaron carbonatos en el borde del cráter Huygens , lo que sugirió que podría haber extensos depósitos de carbonatos enterrados en Marte. ^{[ 35 ]} Sin embargo, un estudio de científicos de CRISM estimó que toda la roca carbonatada en Marte contiene menos dióxido de carbono que la atmósfera marciana actual. ^{[ 36 ] [ 37 ]} Determinaron que si existió una atmósfera marciana antigua y densa, probablemente no está atrapada en la corteza.

Comprender la composición de la corteza de Marte y cómo cambió con el tiempo nos revela muchos aspectos de la evolución de Marte como planeta, y fue uno de los principales objetivos de CRISM. Las mediciones remotas y de aterrizaje previas a CRISM, así como el análisis de meteoritos marcianos, sugieren que la corteza marciana está compuesta principalmente de roca ígnea basáltica formada sobre todo por feldespato y piroxeno . Las imágenes de la cámara del orbitador de Marte (MGS) mostraron que, en algunos lugares, los primeros kilómetros de la corteza están formados por cientos de finos flujos de lava volcánica. Tanto TES como THEMIS encontraron principalmente roca ígnea basáltica, con algunas rocas ricas en olivino e incluso algunas ricas en cuarzo dispersas.

El primer reconocimiento de rocas sedimentarias generalizadas en Marte provino de la Cámara del Orbitador de Marte, que encontró que varias áreas del planeta, incluyendo Valles Marineris y Terra Arabia, tienen rocas de tonos claros dispuestas en capas horizontales. Observaciones posteriores de la mineralogía de esas rocas por OMEGA encontraron que algunas son ricas en minerales de sulfato, y que otras rocas estratificadas alrededor de Mawrth Vallis son ricas en filosilicatos. ^{[ 38 ]} Ambas clases de minerales son características de rocas sedimentarias. CRISM había utilizado su resolución espacial mejorada para buscar otros depósitos de roca sedimentaria en la superficie de Marte, y para capas de roca sedimentaria enterradas entre capas de roca volcánica en la corteza marciana.

Para comprender el clima antiguo de Marte y si pudo haber creado entornos habitables para la vida, primero necesitamos comprender el clima actual de Marte. Cada misión a Marte ha aportado nuevos avances en la comprensión de su clima. Marte presenta variaciones estacionales en la abundancia de vapor de agua, nubes y brumas de hielo de agua, y polvo atmosférico. Durante el verano austral, cuando Marte está más cerca del Sol (en el perihelio), el calentamiento solar puede generar enormes tormentas de polvo. Las tormentas de polvo regionales, con una extensión de 1000 kilómetros, muestran una sorprendente repetibilidad año tras año. Aproximadamente una vez cada década, se convierten en eventos de escala global. En contraste, durante el verano boreal, cuando Marte está más lejos del Sol (en el afelio), existe un cinturón de nubes de hielo de agua ecuatorial y muy poco polvo en la atmósfera. La abundancia de vapor de agua atmosférico varía estacionalmente, alcanzando su máximo en el verano de cada hemisferio, después de que los casquetes polares estacionales se hayan sublimado en la atmósfera. Durante el invierno, se forman escarcha y hielo de agua y dióxido de carbono en la superficie de Marte. Estos hielos forman los casquetes polares estacionales y residuales. Los casquetes estacionales, que se forman cada otoño y se subliman cada primavera, están compuestos principalmente de hielo de dióxido de carbono. Los casquetes residuales, que persisten año tras año, consisten mayoritariamente en hielo de agua en el polo norte y en hielo de agua con una fina capa (de unas pocas decenas de metros de espesor) de hielo de dióxido de carbono en el polo sur.

La atmósfera de Marte es tan tenue y difusa que el calentamiento solar del polvo y el hielo atmosféricos —y no el de los gases atmosféricos— influye más en el clima. Las pequeñas partículas suspendidas de polvo y hielo de agua —aerosoles— interceptan entre el 20 % y el 30 % de la luz solar incidente, incluso en condiciones relativamente despejadas. Por lo tanto, las variaciones en la cantidad de estos aerosoles tienen una enorme influencia en el clima. CRISM realizó tres tipos principales de mediciones de polvo y hielo en la atmósfera: observaciones dirigidas cuyas repetidas vistas de la superficie proporcionan una estimación precisa de la abundancia de aerosoles; cuadrículas globales especiales de observaciones dirigidas cada dos meses, diseñadas específicamente para rastrear las variaciones espaciales y estacionales; y escaneos a través del limbo del planeta para mostrar cómo varían el polvo y el hielo con la altura sobre la superficie.

El casquete estacional del polo sur tiene una extraña variedad de rayas y manchas brillantes y oscuras que aparecen durante la primavera, a medida que el hielo de dióxido de carbono se sublima. Antes de MRO había varias ideas sobre los procesos que podrían formar estas extrañas características, un modelo principal eran los géiseres de dióxido de carbono . ^{[ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]} CRISM había observado el crecimiento de las manchas oscuras durante la primavera austral y descubrió que las rayas brillantes que se formaban junto a las manchas oscuras estaban hechas de escarcha de dióxido de carbono nueva y fresca, apuntando como flechas hacia sus fuentes, las mismas fuentes que las manchas oscuras. Las rayas brillantes probablemente se forman por expansión, enfriamiento y congelación del gas dióxido de carbono, lo que constituye una "prueba irrefutable" que apoya la hipótesis del géiser.