Przyrząd OMEGA Mars Express dodaje szczegółów do Candor Chasma. Źródło zdjęcia: ESA Kliknij, aby powiększyć
Z poprzednich obserwacji Mars musiał przejść procesy napędzane wodą, które pozostawiły swój ślad w strukturach powierzchniowych, takich jak systemy kanałów i oznaki znacznej erozji wodnej. Jednak takie obserwacje niekoniecznie oznaczają stabilną obecność ciekłej wody na powierzchni w dłuższych okresach w historii Marsa.
Dane zebrane przez OMEGA jednoznacznie wskazują na obecność określonych minerałów powierzchniowych, które implikują długoterminową obecność dużych ilości ciekłej wody na planecie.
Te „uwodnione” minerały, tak zwane, ponieważ zawierają wodę w swojej krystalicznej strukturze, zapewniają wyraźny „mineralogiczny” zapis procesów związanych z wodą na Marsie.
W ciągu 18 miesięcy obserwacji OMEGA zmapowało prawie całą powierzchnię planety, ogólnie z rozdzielczością od jednego do pięciu kilometrów, z niektórymi obszarami z rozdzielczością poniżej kilometra.
Przyrząd wykrył obecność dwóch różnych klas uwodnionych minerałów, „krzemianów warstwowych” i „uwodnionych siarczanów”, na izolowanych, ale dużych obszarach na powierzchni.
Oba minerały są wynikiem chemicznej zmiany skał. Jednak procesy ich powstawania są bardzo różne i wskazują na okresy różnych warunków środowiskowych w historii planety.
Filokrzemiany, tak zwane ze względu na ich charakterystyczną strukturę w cienkich warstwach („phyllo” = cienka warstwa), są produktami przemiany minerałów magmowych (minerałów pochodzenia magmowego) utrzymujących długotrwały kontakt z wodą. Przykładem krzemianu warstwowego jest glina.
Krzemiany warstwowe zostały wykryte przez OMEGA głównie w regionach Arabia Terra, Terra Meridiani, Syrtis Major, Nili Fossae i Mawrth Vallis, w postaci ciemnych złóż lub erozji wychodni.
Uwodnione siarczany, druga główna klasa uwodnionych minerałów wykrytych przez OMEGA, są również minerałami pochodzenia wodnego. W przeciwieństwie do krzemianów warstwowych, które powstają w wyniku zmiany skał magmowych, uwodnione siarczany powstają jako osady z osolonej wody; większość siarczanów potrzebuje środowiska kwaśno-wodnego. Zostały zauważone w złożach warstwowych w Valles Marineris, przedłużonych odsłoniętych złożach w Terra Meridiani oraz w ciemnych wydmach w północnej czapce polarnej.
Kiedy nastąpiła chemiczna zmiana powierzchni, która doprowadziła do powstania uwodnionych minerałów? W którym momencie historii Marsa woda stała w dużych ilościach na powierzchni? Naukowcy z OMEGA połączyli swoje dane z danymi z innych instrumentów i zaproponowali prawdopodobny scenariusz tego, co mogło się wydarzyć.
„Wykryte przez nas bogate w glinę, krzemiany warstwowe powstały w wyniku zmian materiałów powierzchniowych w najwcześniejszych czasach Marsa”, mówi Jean-Pierre Bibring, główny badacz OMEGA.
„Zmieniony materiał musiał zostać pochowany przez kolejne strumienie lawy, które obserwujemy wokół plamistych obszarów. Następnie materiał zostałby odsłonięty przez erozję w określonych miejscach lub wydobywany ze zmienionej skorupy przez uderzenia meteorytów ”, dodaje Bibring.
Analiza otaczającego kontekstu geologicznego, w połączeniu z istniejącymi technikami liczenia kraterów w celu obliczenia względnego wieku cech powierzchni na Marsie, umieszcza tworzenie krzemianów warstwowych we wczesnej epoce Noachian, w okresie intensywnego kraterowania. Era Noachów, trwająca od narodzin planety do około 3,8 tys. Milionów lat temu, jest pierwszą i najstarszą z trzech epok geologicznych na Marsie.
„Wczesny aktywny układ hydrologiczny musiał być obecny na Marsie, aby uwzględnić dużą ilość gliny lub ogólnie krzemianów warstwowych, które zaobserwował OMEGA”, mówi Bibring.
Długotrwały kontakt z ciekłą wodą, który doprowadził do powstania krzemianu warstwowego, mógłby istnieć i być stabilny na powierzchni Marsa, gdyby klimat był wystarczająco ciepły. Alternatywnie, cały proces formowania mógł nastąpić poprzez działanie wody w ciepłej, cienkiej skorupie.
Dane OMEGA pokazują również, że złoża siarczanów różnią się od i powstały po złożach krzemianów warstwowych. Aby utworzyć się, siarczany nie wymagają szczególnie długotrwałej obecności ciekłej wody, ale woda musi tam być i musi być kwaśna.
Wykrywanie i mapowanie tych dwóch różnych rodzajów uwodnionych minerałów wskazuje na dwa główne epizody klimatyczne w historii Marsa: wczesne? Noachian? wilgotne środowisko, w którym tworzą się krzemiany warstwowe, a następnie środowisko bardziej kwaśne, w którym tworzą się siarczany. Te dwa odcinki zostały rozdzielone globalną zmianą klimatu na Marsie.
„Jeśli spojrzymy na dzisiejsze dowody, epoką, w której Mars mógł być zamieszkany i utrzymywać życie, byłby wczesny Noachian, którego śladem są krzemiany warstwowe, a nie siarczany. Mapowane przez nas minerały ilaste mogą nadal zachowywać ślady możliwego rozwoju biochemicznego na Marsie ”, podsumowuje Bibring.
Oryginalne źródło: Portal ESA
