I PALEOLAGHI RACCONTANO QUANDO SU MARTE, ANTICAMENTE PIOVEVA . by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 04/10/2020

PRECIPITAZIONI 

E PALEOLAGHI

Introduzione: 

La diffusa presenza delle caratteristiche fluvio-lacustri su Marte supportano l'ipotesi di un lungo periodo con un flusso e accumulo di acqua in un passato più caldo e umido. 

Tuttavia, gli attuali modelli climatici marziani sono stati incapaci di ricreare le condizioni necessarie richieste per sostenere un clima umido persistente. 

I set di dati orbitali e interni hanno rivelato l'esistenza di oltre 400 paleolaghi su Marte, che possono essere suddivisi in laghi a bacino aperto e chiuso. I laghi a bacino aperto richiedono quel quantitativo di acqua sufficiente, che accumulata possa poi riempire e sovrastare il confine topografico del bacino, fornendo un minimo vincolo sui volumi d'acqua richiesti.

Al contrario, i laghi a bacino chiuso forniscono la massima quantità d'acqua, cioè i volumi che permettono che essi non siano traboccati. 

È importante sottolineare che se sono alimentati da sottoinsiemi di laghi a bacino aperto e chiuso e

reti di vallate si presume siano state originate da precipitazioni durante l'era della formazione della rete valliva, cioè prima dei 3,7 miliardi di anni fa, e ciò può essere utilizzato quantitativamente per limitare nel tempo le precipitazioni e l'inizio dell'aridità durante le prime ere di Marte.

Metodi:

Abbiamo combinato analisi topografiche e bilanci idrologici standard per quantificare la precipitazione integrata nel tempo per una data zona umida di un lago. 

Per ogni lago a bacino aperto e chiuso alimentato dalla rete di valle abbiamo compilato tre principali misure morfometriche: 

 - 1) area del lago, AL, 

 - 2) volume del lago, VL 

 - 3) insenatura area spartiacque, AW (Fig. 1 a,b). 

Per i laghi a sistemi chiusi, le dimensioni corrispondono ai contorni di elevazione massima

prima che si sarebbe verificato il trabocco del bordo del cratere; per i sistemi aperti, applichiamo lo stesso metodo ignorando lo sbocco esistente per stimare la loro geometria. 

Abbiamo poi classificato ulteriormente un sottoinsieme di laghi come sistemi accoppiati, in cui i laghi a bacino chiuso e aperto sono idrologicamente collegati (Fig. 1c). 

Utilizzando un'equazione di bilancio idrico standard per un dato bacino idrologico, definiamo un tasso di riempimento netto del lago con geometrie misurate a cui sono correlate evaporazione e precipitazioni. I limiti di evaporazione (cioè aridità) possono essere vincolati da geometrie lacustri a bacino aperto. Quindi, integrando l'espressione di riempimento del lago su una data scala temporale dell'episodio bagnato, (t), abbiamo derivato minimo e precipitazione cumulativa massima, (Pt), rispettivamente per 54 laghi a bacino aperto e 18 laghi a bacino chiuso.

( Figura 1a - Lago a bacino aperto - La O indica l'apertura ).

( Figura 1b - Lago a bacino chiuso ).

( Figura 1c - Bacino misto con un lago aperto ed un bacino chiuso ).

Risultati:

I valori delle precipitazioni possono essere valutati come una media, sia globale che in termini di spazio di variabilità.

Distribuzione di frequenza: 

I valori della precipitazione calcolata sono mostrati in Fig. 2. 

Le distribuzioni di frequenza di (Pt) min da laghi a bacino aperto, e (Pt) max da laghi a bacino chiuso seguono ampiamente la normale distribuzione logaritmica. 

Le medie logaritmiche per bacini aperti sono 4 m, e le distribuzioni dei laghi a bacino chiuso sono di 154 m, rispettivamente. Prendiamo questi per rappresentare il probabile

intervallo di precipitazioni minime e massime a livello globale.

L'inclusione di perdite di acque sotterranee o la rimozione di laghi a bacino chiuso con bordi depressi non modifica le distribuzioni in modo significativo. I sistemi accoppiati lo sono rappresentati in Fig. 2. Tutti i valori sono auto-coerenti in modo tale che:

(Pt) max dal lago a bacino chiuso è sempre maggiore di (Pt) min dal lago a bacino aperto collegato.

Distribuzione spaziale:

Le precipitazioni con il minimo più alto si trovano intorno a Margaritifer Terra e in Terra Sabaea, suggerendo che questi erano probabilmente le regioni più umide. Al contrario, precipitazioni massime più basse si verificano in Tyrrhena Terra, suggerendo che potrebbe essere stato un posto relativamente più secco. 

Questo è in stretto accordo con la mappatura della densità della rete valliva che suggeriscono che la Margaritifer Terra e la Terra Sabaea sono le regioni con più sistemi fluviali campionati. 

Le precipitazioni limitate i cui valori sono coerenti con un clima umido a livello globale, con un modello di precipitazione complesso, che aumenta verso l'ovest del bacino di Hellas. 

Questa eterogeneità sottolinea l'importanza di incorporare i modelli climatici 3-D globali per studiare l'evoluzione geomorfologica dell'inizio di Marte, che probabilmente non può essere caratterizzato da a

clima unico, spazialmente uniforme. 

Gli indici di aridità minimi calcolati, (AI), richiesti per ogni lago di bacino aperto suggerisce che il più umido dei luoghi su Marte non erano più aridi delle Grandi Pianure in USA [AI > 0,2].

Discussione:

Gli attuali modelli climatici su l'antico periodo di Marte lavorano per determinare i modelli di precipitazione e la disponibilità di acque superficiali, nonché di districare l'importanza relativa di obliquità, nuvole, polvere, vulcanismo e impatti. 

Ad esempio, le scorte di acqua stimata per l'inizio di Marte vanno da ~150 m a +5000m GED [profondità equivalente globale].

I limiti di precipitazione suggeriscono che i bacini di Paleolaghi potrebbero avere fornito con l'attuale inventario dell'acqua circa 20-30 m GED. 

Quando ciò è combinato con le precedenti stime dei tassi di deflusso marziano [0,1-60 cm/giorno] il nostro intervallo di precipitazione suggerisce una durata di episodi umidi di (t) ~ 0,2–420 anni con flusso continuo (assumendo (n) intermittenze). Sottolineiamo che (t) è probabile che sia solo uno dei tanti episodi umidi in un clima umido ricorrente, evidenziato dalla quantità relativa di incisione attraverso lo spartiacque.

È importante sottolineare che i nostri parametri morfometrici sono governati da geometrie definite da larga scala topografia costante sulla scala temporale fluviale e meno suscettibile alle modificazioni post-fluviali. Andando in avanti, il nostro clima ottimale e le precipitazioni minime con le stime di aridità hanno il potenziale per funzionare come predittori integrati nel tempo dei modelli climatici globali, migliorando la nostra comprensione fondamentale dell'evoluzione del clima planetario e della passata abitabilità del primo periodo marziano.

LINK : https://core.ac.uk/download/pdf/323104366.pdf 

( Ricostruzione grafica del lago presente nel cratere Gale ).

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A cura di Andreotti Roberto.

MARTE: HARMAKHIS-REULL VALLES un lungo fiume fossile . by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 25/03/2020

HARMAKHIS - REULL VALLES

Harmakhis Vallis è una valle vicino a Hellas Planitia , su Marte .
È stato identificato come un canale di deflusso , il sito di inondazioni catastrofiche di acqua durante il passato di Marte, ed è la parte finale dove si riversa Reull Vallis.
Reull Vallis è una valle su Marte che è stata scolpita dall'acqua. Corre verso ovest in Hellas Planitia tramite la valle di Harmakhis. Prende il nome dalla parola gaelica per pianeta .

Harmakhis Vallis:

I calanchi:
In Harmakhis vallis sono evidenti dei calanchi lungo i bordi del canyon, come mostrato nell'immagine qui sotto. Alcuni autori hanno suggerito che queste strutture indicano un flusso geologicamente recente di piccole quantità di acqua attraverso la superficie possibili nel periodo di Perielia quando temperatura e pressione aumentano, rendendo possibili effimeri rivoli d'acqua.
Harmakhis Vallis sfociava nel bacino d'acqua presente un tempo sul fondo del Bacino di Hellas portando l'acqua, anche grazie al suo maggiore affluente il Reull, dagli altopiani della Promethei Terra quando durante il periodo caldo si scongelavano i ghiacciai.

Reull Vallis:
Si ritiene che la Reull Vallis, si sia formata quando l'acqua corrente scorreva nel lontano passato marziano, tagliando un canale ripido attraverso gli altopiani di Promethei Terra, prima di correre verso il fondo del vasto bacino di Hellas.
Questa struttura sinuosa, che si estende per quasi 1500 km attraverso il paesaggio marziano, è fiancheggiata da numerosi affluenti, uno dei quali può essere visto chiaramente tagliando nella valle principale verso il lato superiore (nord). (vedi di seguito).

La Bassavalle:
La zona più bassa della Reull Vallis presenta un canyon più fondo e largo, molto più sinuoso, e con una serie di piccoli affluenti che si riversavano nel canale principale, poi verso la fine della valle, aggirando una grossa montagna la Reull Vallis di riversava nell'Harmakhis Vallis.

( Un affluente della Bassavalle ).

La Mediavalle:

( Le nuove immagini del Mars Express mostrano una regione della Mediavalle di Reull Vallis in un punto in cui il canale è largo quasi 7 km e profondo 300 m , si nota anche l'affluente ).

( Vista topografica ).

I lati di Reull Vallis sono particolarmente nitidi e scoscesi in queste immagini, con elementi longitudinali paralleli che coprono il pavimento del canale stesso. Si ritiene che queste strutture siano causate dal passaggio di detriti sciolti e ghiaccio durante il periodo "amazzoniano" (che continua ancora oggi) a causa del flusso glaciale lungo il canale.

Le strutture si sono formate molto tempo dopo che sono state originariamente scolpite dall'acqua liquida durante il periodo esperiano, che si ritiene si sia concluso tra 3,5 miliardi e 1,8 miliardi di anni fa.
Strutture simili allineate, ritenute ricche di ghiaccio, si trovano anche in molti crateri circostanti.

Nell'immagine di contesto più ampia, il tributario che interseca il canale principale sembra essere parte di un biforcazione della valle principale in due distinti rami più a monte prima di fondersi nuovamente in un'unica valle principale.
La parte destra (settentrionale) dell'immagine principale è dominata dagli Altipiani Promethei Terra con le loro alte e morbide montagne mostrate in queste immagini, che si innalzano a circa 2500 m sopra le pianure circostanti.

( Mappa ).

Montagne e ghiacciai:
La vista prospettica sotto mostra una di queste montagne con crateri da impatto pieni di sedimenti nelle vicinanze.

Questa regione mostra una sorprendente somiglianza con la morfologia trovata nelle regioni della Terra colpite dalla glaciazione. Ad esempio, possiamo vedere strutture circolari a gradino sulle pareti interne del cratere pieno di sedimenti in primo piano nella seconda vista prospettica. Gli scienziati planetari pensano che questi possano rappresentare livelli di acqua alta o glaciale precedenti, prima che il ghiaccio e l'acqua sublimassero o evaporassero via in varie fasi.

( Nel dettaglio possiamo vedere strutture simili ai ghiacciai terrestri nella zona della Promethei Terra, che sciogliendosi in periodi più caldi e con atmosfera più consistente avrebbero potuto rifornire il flusso idrico della Reull Vallis ).

La morfologia di Reull Vallis suggerisce che ha vissuto una storia diversa e complessa, con analogie osservate nell'attività glaciale sulla Terra. Queste analogie stanno dando geologi planetari allettanti scorci di un passato sul Pianeta Rosso non troppo dissimili dagli eventi sul nostro mondo di oggi.

L'Altavalle:
Nella parte alta della Reull Vallis, il canale principale mostra stratificazioni nei bordi, facendo ipotizzare che varie inondazioni catastrofiche si siano succedute nel tempo, con lo scioglimento dei vicini ghiacciai dell'altopiano di Promethei Terra ed Eridania Planitia. (vedi sotto).

Sotto, nella mappa geologica si può vedere come il canale nella parte alta di Reull Vallis, abbia tagliato anche un vecchio cratere di cui è rimasto solo un accenno, testimonianza che il flusso idrico è stato presente per molto tempo.

( Mappa geologica della Altavalle del Reull ).
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A cura di INSA-MARTE.

I FIUMI DI MARTE . by Andreotti Roberto - INSA .

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Aggiornato il 06/05/2020

I fiumi di Marte

La superficie di Marte è solcata dai letti di antichi fiumi, che furono numerosi ed ebbero una notevole portata fino a meno di un miliardo di anni fa, cioè fino a un'epoca più recente di quanto stimato finora. Lo rivela un nuovo studio basato sui modelli di elevazione della superficie del Pianeta Rosso, che solleva nuove questioni sulla sua storia idrogeologica.

Depositi fluviali registrati nella documentazione stratigrafica dell'era Noachiana di Marte:
Grandi fiumi che scorrendo creavano canali e banchi di sabbia: accadeva su Marte 3,7 miliardi di anni fa. La ricerca internazionale pubblicata su Nature ricostruisce quell'antichissimo paesaggio, a cura di Francesco Salese (International Research School of Planetary Sciences (Irsps) dell'Università d'Annunzio di Pescara - Università olandese di Utrecht).

Le caratteristiche della zona studiata sul bordo nord-ovest di Hellas, indicano che su Marte con altissima probabilità c'erano molti grandi fiumi, che oggi sono probabilmente sepolti e che probabilmente sono esistiti per un lungo periodo, anche oltre 100.000 anni, ha detto Salese, esperto di geologia planetaria, che ha condotto la ricerca con William McMahon, dell'Università di Utrecht, coadiuvati anche da ricercatori francesi, olandesi e britannici.

Il fiume, i cui depositi sono visibili nella falesia marziana di Izola, oltre 3,7 miliardi di anni fa attraversava una grande pianura nel bordo nord-occidentale del bacino di Hellas nell'emisfero Sud di Marte, sfociando molto probabilmente nel bacino di Hellas, che miliardi di anni fa avrebbe ospitato il più grande lago marziano, profondo oltre sette chilometri e dal diametro di 2.300 chilometri.

( Mappa topografica Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) centrata sul bordo nord-occidentale del bacino di Hellas, che mostra una depressione (blu / viola) nell'angolo in basso a destra al centro, gli altopiani crateri (marrone-arancio) nell'angolo in alto a sinistra e la posizione dello sperone studiato all'interno del riquadro rosso. La freccia magenta indica la direzione dell'inclinazione della superficie odierna ).

I depositi fluviali sono stati scoperti grazie alle immagini inviate a Terra dallo strumento HIRISE (HIgh Resolution Imaging Science Experiment) del satellite Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) della Nasa. Ed è la prima evidenza di rocce sedimentarie esposte in falesia, che mostrano canali formati da grandi fiumi attivi su Marte più di 3,7 miliardi di anni fa.
Nella parete sono visibili strutture a forma di U, la più recente delle quali risale a 3,7 miliardi di anni fa, e che indicano il modo in cui il corso del fiume è cambiato nel tempo. Le immagini del satellite hanno permesso di individuare una struttura rocciosa ben esposta e preservata alta 200 metri, lunga un chilometro e mezzo e con le pareti a picco.



I sedimenti si sono depositati in decine di migliaia di anni e ci dicono che su Marte dovevano esserci condizioni ambientali tali da permettere di avere corsi d'acqua di grande portata e un ciclo dell'acqua in cui le precipitazioni avevano un ruolo importante.
Le evidenze geologiche di questo tipo sono anche cruciali per cercare forme di vita.

le immagini ad alta risoluzione ci hanno permesso di leggere le rocce marziane come se fossimo davvero molto vicini, ha detto ancora il ricercatore.
La chiave di lettura delle rocce, ha osservato McMahon, è la stessa che sulla Terra permette di ricostruire la storia geologica del pianeta attraverso i sedimenti.

LINK : https://www.nature.com/articles/s41467-020-15622-0 

( Vista della Mediavalle del Reull ).

Persistenza Climatica di un intenso deflusso fluviale nella storia di Marte:
Leggi (EN): “Persistence of intense, climate-driven runoff late in Mars history”, di Edwin S. Kite, David P. Mayer, Sharon A. Wilson, Joel M. Davis, Antoine S. Lucasand e Gaia Stucky de Quay.
Qui di seguito ne riportiamo un riassunto:

( Immagine di un canale fluviale fossile di Marte presa da un satellite in orbita. I colori sovrapposti mostrano le diverse altitudini, blu per quelle minori, giallo per quelle maggiori.
Crediti: Nasa/Jpl/Univ. Arizona/UChicago ).

Un nuovo studio dell’università di Chicago ha catalogato le tracce dei fiumi di Marte. Secondo questo studio, pubblicato su Science Advances, non solo i corsi d’acqua marziani erano in passato più vasti di quelli presenti oggi sulla Terra, ma erano presenti in numero elevato ed il loro flusso sarebbe anche stato più impetuoso, e sarebbe avvenuto fino a tempi assai più recenti di quanto si ipotizzasse.

Comunque non sappiamo ancora con certezza che tipo di clima abbia alimentato le precipitazioni che portarono a questi corsi d’acqua, alcuni ritengono caldo e umido, altri freddo e secco.
Attraverso le immagini di canali fluviali fossili ben conservati, dei dati come larghezza, pendenza del letto del fiume e dimensione della ghiaia presente al fondo e con l’ausilio di modelli che rappresentano l’andamento della superficie del suolo di oltre 200 antichi letti di fiumi marziani, i ricercatori hanno calcolato l’intensità del flusso d’acqua  e le dimensioni dei loro alvei.
Questi fiumi circa due volte più grandi di quelli sulla Terra, e con un flusso che andava dai 3 ai 20 kg di acqua per metro quadrato al giorno e che sarebbe continuato almeno fino a tre miliardi di anni fa, ma si ipotizza che probabilmente  il fenomeno possa essersi esteso fino a un miliardo di anni fa e oltre.

Quindi, nello studio del clima marziano, potrebbe essere necessario tenere conto di un forte effetto serra, responsabile del mantenimento del pianeta con temperature diurne al di sopra del punto di congelamento dell’acqua.

( Fig. 1 distribuzione globale dei dati. La maggior parte dei nostri dati sono per i fiumi dopo i 3,4 Miliardi di anni. Misurazioni di larghezza (A) e lunghezza d'onda a 104 nanometri (B).
Alcune misurazioni sono troppo ravvicinate per essere distinte con questa scala. Usiamo posizioni spaziali dei dati per identificare 10 gruppi distinti, etichettati da 1 a 10.
Ogni gruppo è rappresentato da cerchi di colori diversi.
La posizione del Mars Science Laboratory (MSL) Rover, è mostrato per riferimento.
Per il confronto, i puntini grigi mostrano la posizione delle valli , mappate per lo più prima dei 3,4 miliardi di anni. Lo sfondo è la topografia del laser altimetro Mars Orbiter, ritagliata ad altitudini di − 6 km (blu) e 8 km (rosso). ).

( Dao-Niger valles a sinistra e la Harmakhis vallis a destra, in Hellas planitia ).

Nirgal Vallis, una rete fluviale fossile su Marte:
(Zona 5 nella cartina sopra).
Si tratta di una rete di canali fluviali fossili che si estende sulla superficie di Marte per oltre 700 chilometri. Un’estensione che fa di Nirgal Vallis una delle più lunghe reti di letti fluviali presenti sul pianeta. Creato dall'azione di acqua corrente e da vari impatti di corpi rocciosi con la superficie marziana, è un sistema di canali che si trova a sud dell’equatore e la cui età sarebbe compresa tra i 3,4 e i 4 miliardi di anni.

( Topografia di Nirgal Vallis, il sistema di canali fossili osservato dall’orbiter Mars Express dell’Esa. Come indicato nella scala in alto a destra, in blu e viola sono mostrate le regioni a minore latitudine; in bianco, giallo e rosso sono mostrate invece quelle a latitudini maggiore. L’immagine è stata ottenuta dalla High Resolution Stereo Camera dell’orbiter Mars Express il 16 novembre 2018, durante l’orbita 18818. La risoluzione al suolo è di circa 14 m/pixel e le immagini sono centrate a circa 315 gradi est e 27 gradi sud. Il nord è a destra. Crediti: Esa/Dlr/Fu Berlin ).

La parte di Nirgal Vallis osservata è quella che si trova verso l’estremità ovest dell’insieme di canali. È un tipo di rete fluviale caratterizzata da tante ramificazioni le cui terminazioni, piuttosto che finire in maniera netta e brusca, hanno una forma semicircolare che ricorda quella di un antico anfiteatro greco. Il fondo è liscio, regolare, e le ripide pareti, se tagliate in sezione trasversale, hanno una inconfondibile forma a ‘U’. Profondi 200 metri e larghi 2 chilometri, questi alvei sono stati interamente ricoperti di sabbia dall’azione del vento marziano che soffiava nella stessa direzione dei canali. L’altra estremità, quella a est, è meno ramificata e si apre nell’ampia Uzboi Vallis che probabilmente è un lago grande e antico che si è prosciugato anch'esso molto tempo fa.

Nirgal Vallis , insieme a Nanedi Valles ed Echus Chasma, altre due strutture geologiche presenti su Marte, sono esempi marziani di queste affascinanti caratteristiche terrestri onnipresenti all’equatore marziano. Ciò indica che queste aree avevano un tempo un clima molto più mite e  simile a quello della Terra.

Gli scienziati concordano nel dire che un tale sistema si sia formato in modo analogo alle reti fluviali morfologicamente simili presenti sulla Terra. Non sembrano esserci affluenti secondari che lo hanno alimentato ma potrebbero essere stati cancellati dalle tempeste di sabbia, ma è anche probabile che l’acqua sia stata fornita da una concomitanza di precipitazioni e dal flusso d’acqua superficiale proveniente dal terreno circostante. Anche se gli scienziati non escludono una terza possibile via, quella di un fenomeno che si verifica quando l’acqua, bloccata nel suo percorso verticale dalla superficie alla falda acquifera da uno strato impermeabile, filtra lateralmente fino a riversarsi nel canale.

Delta fluviali:
Durante gli ultimi due decenni, grazie all’aumentata disponibilità di immagini ad alta risoluzione, sono state identificate decine di possibili depositi fluviali di tipo deltizio probabilmente depositatisi in antichi laghi marziani. Questo tipo di depositi sedimentari sono considerati tra le evidenze principali per sostenere l’idea che anticamente Marte abbia avuto condizioni climatiche favorevoli per la presenza di acqua liquida sul pianeta.
Tuttavia, non è ancora ben definita la quantità di tempo necessaria per formare i delta marziani. Alcune stime propendono per tempi di formazione dell’ordine dei giorni o anni, altre indicazioni sembrerebbero suggerire intervalli dell’ordine dei millenni, o anche qualche milione di anni. Tali incertezze impediscono di stabilire in maniera univoca se i depositi deltizi marziani siano univocamente il risultato di attività idrologica stabile e duratura in un clima pseudoterrestre, o se questi possano essere il prodotto di attività idrologica effimera e transiente generata da meccanismi locali, quali ad esempio attività vulcanica, tettonica, impatto di meteoriti o comete, che potrebbero aver fuso del ghiaccio sotterraneo generando dei flussi di acqua senza necessariamente richiedere condizioni climatiche clementi.

Il lavoro, concepito e realizzato principalmente presso l’Inaf Abruzzese, ha preso in considerazione tutti i possibili delta fluviali attualmente noti su Marte, effettuando un bilancio volumetrico quantitativo tra i sedimenti erosi nelle valli fluviali e quelli depositati nei possibili delta.
I risultati dello studio, hanno evidenziato che il 70% dei depositi analizzati presenta un rapporto tra volume delle valli e volume dei delta vicino all’unità.
Questo implica che, per la maggior parte dei delta fluviali marziani, non c’è stata dispersione dei sedimenti oltre la foce, e che quindi il bacino che riceveva i flussi di acqua e sedimenti non era stabilmente riempito di acqua in cui i sedimenti potevano in parte dispersi in sospensione.
Tali risultati, quindi, suggeriscono che la maggior parte dei possibili delta marziani potrebbero essersi formati principalmente da flussi di acqua e sedimenti depositatisi principalmente in condizioni subaeree e non necessariamente in condizioni climatiche favorevoli alla presenza stabile di acqua liquida, esistono comunque un 30% dei casi dove il delta sfociava un un deposito d'acqua lacustre, come nel caso del cratere Eberswalde.

( Delta fluviale nel cratere Eberswalde ).

( Delta fluviale nel cratere Jezero ).

Tracce di fiumi e laghi, la dove un tempo scorreva l'acqua:

( Amenthes Planum , zona sud-est - Tracce di fiumi segno dell'erosione dallo scorrere dell'acqua in superficie ).
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A cura di INSA-MARTE.

MARTE : MERIDIANI PLANUM in ARABIA TERRA. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 23/07/2020

MERIDIANI PLANUM

Meridiani Planum è una pianura situata a 2 gradi a sud dell'equatore di Marte (centrato a 0,2° N 357,5° E ), nella parte più occidentale di Terra Meridiani . Ospita una rara presenza di ematite cristallina grigia .
Sulla Terra , l'ematite si forma spesso nelle sorgenti calde o in vasche d' acqua stabili, pertanto, molti scienziati ritengono che l'ematite di Meridiani Planum possa essere indicativa di antiche sorgenti calde o che l'ambiente contenesse acqua liquida. L'ematite fa parte di una formazione rocciosa sedimentaria stratificata da 200 a 800 metri circa di spessore.
Altre caratteristiche di Meridiani Planum includono basalto vulcanico e crateri da impatto .
Prima dell'atterraggio di Opportunity Rover, le immagini orbitali mostravano possibili strati sedimentari dominati dalle sabbie basaltiche . La spettroscopia orbitale a infrarossi termici ha mappato l'ematite cristallina, interpretata come un deposito minerale acquoso, oltre ai solfati .
Questa regione contiene anche la Challenger Memorial Station.

( in foto i colori mettono in evidenza la concentrazione di Ematite ).

L'esplorazione di Opporunity:

Nel 2004, Meridiani Planum è stato il luogo di sbarco del secondo dei due Mars Exploration Rovers della NASA , chiamato Opportunity .
I risultati di Opportunity indicano che il sito di atterraggio è stato una volta saturato per un lungo periodo di tempo con acqua liquida, possibilmente con elevata salinità e acidità. Le caratteristiche che suggeriscono questo includono sedimenti a letti incrociati, la presenza di molti piccoli ciottoli sferici che sembrano essere concrezioni , all'interno delle rocce e la presenza di grandi quantità di solfato di magnesio e altri minerali ricchi di solfati come la Jarosite .
La parete del cratere Eagle mostrava arenarie a strati , composte da detriti basaltici cementati da evaporiti solfati e sferole di ematite a "bacca blu" .

Opportunity ha anche studiato la formazione di Burns nelle pareti del cratere Victoria. Al cratere Endeavour, ha studiato la formazione matijevic (Minerali argillosi - Fillosilicati ed idrati di alluminio), contenente smectiti , la formazione Shoemaker composta da breccia sul bordo del cratere e la formazione di Grasberg composta da materiali Clastici (Minerali composti da frammenti di rocce pre-esistenti).
Al cratere Endurance, la formazione di Burns ematite-solfato mostrava un giacimento di dune eoliche a strati incrociati, sormontato da sabbia portata dal vento, per questa formazione è stato ipotizzato che si sia formata quando il fango basaltico è stato cementato da evaporiti in un lago.

La fine di Opportunity:

( La posizione dove il rover si è fermato ).

( L'ultima foto dal bordo del cratere Endurance ).

Mirtilli marziani:
Il rover Opportunity ha scoperto che il suolo del Meridiani Planum è molto simile al suolo sia del cratere Gusev e pure dell'Ares Vallis, ma tuttavia in molti luoghi a Meridiani il terreno è coperto da sferule rotonde, dure e grigie che sono chiamate "mirtilli".

Si scoprì che questi mirtilli erano composti quasi interamente da ematite minerale.
Fu appurato che il segnale degli spettri individuato dall'orbita di Mars Odyssey fosse prodotto da queste sferule.
Dopo ulteriori studi è stato visto che i mirtilli erano concrezioni formate nel terreno dall'acqua.
Nel corso del tempo, queste concrezioni hanno resistito alla roccia sovrastante, e poi si sono concentrate sulla superficie come deposito.
La concentrazione di sferule nella roccia fresca avrebbe potuto produrre la copertura di mirtilli osservata dall'erosione di appena un metro di roccia. La maggior parte del terreno era costituito da sabbie di olivina basaltica che non provenivano dalle rocce locali, quindi molto probabilmente la sabbia potrebbe essere stata trasportata da qualche altra parte dalle tempeste di sabbia globali che ricoprono Marte nei mesi successivi al passaggio al perielio.

Analisi delle polveri:
Uno spettro Mössbauer è stato fatto alla polvere che ha raccolta da Opportunity con uno strumento a cattura magnetica. I risultati suggerirono che il componente magnetico della polvere era la titanomagnetite, piuttosto che la semplice magnetite , come si pensava una volta. È stata anche rilevata una piccola quantità di olivina che è stata interpretata come indicante di un lungo periodo arido sul pianeta.
D'altra parte però, una piccola quantità di ematite presente significa che potrebbe esserci stata acqua liquida per un breve periodo nella storia antica del pianeta.
Poiché lo strumento Rock Abrasion (RAT) ha trovato facile macinare il substrato roccioso, si pensa che le rocce siano molto più morbide delle rocce del cratere Gusev.

( Dalla panoramica a 360° si notano gli affioramenti stratificati ).

Analisi delle rocce:

Poche rocce erano visibili sulla superficie in cui Opportunity era atterrato, ma il substrato roccioso che è stato esposto nei crateri è stato esaminato dagli strumenti sul Rover.
Le rocce di roccia fresca sono state trovate come rocce sedimentarie con un'alta concentrazione di zolfo sotto forma di solfati di calcio e magnesio.
Alcuni dei solfati che possono essere presenti nei substrati rocciosi sono kieserite , solfato anidrato, bassanite, esaidrite, epsomite e gesso .
Possono anche essere presenti anche sali come alogenite , bischofite, antarticite, bloedite, vanthoffite o gluberite.
Le rocce contenute nei solfati avevano un tono leggero rispetto alle rocce isolate e alle rocce esaminate dai lander / rover in altre posizioni su Marte.

Gli spettri di queste rocce dai toni chiari, contenenti solfati idratati, erano simili agli spettri dello spettrometro ad emissione termica a bordo del Mars Global Surveyor .
Lo stesso spettro si trova su una vasta area, quindi si ritiene che l'acqua una volta sia apparsa su una vasta regione, non solo nell'area esplorata dal rover Opportunity .
Lo spettrometro a raggi X delle particelle alfa (APXS) ha rilevato livelli piuttosto elevati di fosforo nelle rocce. Alti livelli simili sono stati trovati da altri rover ad Ares Vallis e al cratere Gusev, quindi è stato ipotizzato che il mantello di Marte possa essere ricco di fosforo.
I minerali nelle rocce potrebbero aver avuto origine dagli agenti atmosferici acidi del basalto .
Poiché la solubilità del fosforo è correlata alla solubilità dell'uranio , del torio e degli elementi delle terre rare , ci si aspetta che anche loro si arricchiscano di rocce.

Quando il rover Opportunity raggiunse il bordo del cratere Endeavour , trovò una vena bianca che in seguito fu identificata come puro gesso.
Si formò quando l'acqua che trasportava gesso in soluzione depositò il minerale in una fenditura nella roccia. Un'immagine di questa vena, chiamata formazione "Homestake", è mostrata qui sotto.

Una roccia, "Bounce Rock", trovata posata sulle pianure sabbiose, è stata identificata come ejecta da un cratere da impatto.
La sua chimica era diversa. Contiene principalmente pirossene e plagioclasio e niente olivina, assomigliava molto a una parte, la litologia B, del meteorite shergottita EETA 79001, un meteorite noto per essere venuto da Marte.
Bounce rock ha ricevuto il suo nome essendo vicino a un segno di rimbalzo dell'airbag della sonda.

Presenza di acqua:
L'esame delle rocce in Meridiani Planum, ha trovato forti prove per l'acqua passata.
Il minerale chiamato jarosite che si forma solo in acqua è stato trovato in tutti i substrati rocciosi. Questa scoperta ha dimostrato che una volta esisteva l'acqua in Meridiani Planum.
Inoltre, alcune rocce mostravano piccole laminazioni (strati) con forme che sono fatte solo da acqua che scorre dolcemente.
Le prime laminazioni di questo tipo sono state trovate in una roccia chiamata "The Dells".
I geologi direbbero che la stratificazione incrociata mostrava la geometria del trasporto in increspature in depositi d'acqua.
Un quadro di stratificazione incrociata, chiamato anche cross-bedding, è mostrato sopra a sinistra.

I fori in alcune rocce sono stati causati da solfati che formano grandi cristalli, e poi quando i cristalli si sono successivamente dissolti.
La concentrazione dell'elemento bromo nelle rocce era molto variabile probabilmente perché è molto solubile.
L'acqua potrebbe averlo concentrato in alcuni punti prima che evaporasse.
Un altro meccanismo per concentrare composti di bromo altamente solubili è la deposizione di brina durante la notte che formerebbe film molto sottili di acqua che concentrerebbero il bromo in determinati punti.
Parti di Meridiani Planum mostrano elementi stratificati dalle riprese orbitali.
Gli strati potrebbero essere stati formati con l'aiuto di acqua, in particolare le acque sotterranee.

Meteoriti:

Il rover Opportunity ha trovato vari meteoriti. La prima analizzata da Opportunity con i suoi strumenti è stato chiamato ‘Heat Shield Rock’ (in foto a lato), dal luogo dove è stato trovato vicino allo scudo termico di Opportunity.
L'esame con lo spettrometro ad emissione termica in miniatura (Mini-TES), lo spettrometro Mossbauer e l'APXS portano i ricercatori a classificarlo come meteorite IAB .
L'APXS ha determinato che era composto per il 93% di ferro e per il 7% di nichel .

Si pensa invece, che il ciottolo chiamato "Fig Tree Barberton" sia un meteorite pietroso o di ferro pietroso (silicato di mesosiderite), mentre "Allan Hills" e "Zhong Shan" possono essere meteoriti di ferro.

Storia:
Le osservazioni sul sito hanno portato gli scienziati a credere che l'area sia stata inondata di acqua diverse volte e sia stata sottoposta a evaporazione e essiccazione.
Nel processo sono stati depositati solfati.
Dopo che i solfati hanno cementato i sedimenti, le concrezioni di ematite sono cresciute per precipitazione dalle acque sotterranee.
Alcuni solfati si sono formati in grandi cristalli che in seguito si sono dissolti per lasciare micro-cavtà.
Diverse linee di evidenza indicano un clima arido negli ultimi miliardi di anni circa, ma un clima a supporto dell'acqua, almeno per un certo periodo, in un lontanissimo passato.

( Mappa geologica - dove si notano le differenti composizioni, in rosso i terreni della pianura ricchi di ematite ed in celeste i terreni craterizati più vecchi, in grigio chiaro i crateri più recenti con eiezioni di materiale - Al centro in arancione si nota anche un sistema di canali di deflusso fluviale che un tempo si riversavano nel bacino in meridiani planum - In giallo il parziale percorso di Opportunity che poi ha proseguito fino al bordo del cratere Endeavour ).

Cenere in Meridiani Planum:
I depositi di cenere vulcanica colorano questo cratere del Meridiani Planum, come visto dalla Mars Express Stereo Camera ad alta risoluzione.
Forniscono inoltre indizi sulla direzione prevalente del vento in questa regione di Marte.

Meridiani Planum, una pianura al margine settentrionale degli altopiani meridionali di Marte, si trova a metà strada tra la regione vulcanica di Tharsis a ovest e il bacino di pianura dell'Hellas Planitia a sud-est.

Tramite un telescopio, Meridiani Planum è una caratteristica sorprendente e oscura, vicino all'equatore marziano.

Questa sezione del Meridiani Planum si estende per 127 km per 63 km e copre un'area di circa 8000 km quadrati, che è circa la dimensione di Cipro.

È stato scelto come punto di riferimento centrale per il sistema di coordinate geografiche di Marte.

Quindi il meridiano primo marziano, l'equivalente del meridiano primo di Greenwich, nel Regno Unito, è stato impostato per attraversare questa regione.

La videocamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) ha acquisito questa immagine.
È stata ottenuta il 1° settembre 2005, durante l'orbita 2097, con una risoluzione di circa 13 m per pixel.

Al centro dell'immagine, il pavimento di un cratere da impatto largo quasi 50 km è coperto di materiale scuro. Assomiglia alla cenere vulcanica, che è prevalentemente composta da minerali come pirossene e olivina. Attraverso la copertura scura spuntano piccoli tumuli, probabilmente realizzati con materiale più resistente.
Il materiale più morbido che li circonda è stato eroso e spazzato via dal cratere dai venti nord-orientali e ora forma strisce scure nell'ambiente circostante.

Un cratere da impatto largo appena 15 km, in alto a sinistra, mostra lo stesso materiale scuro sul suo bordo sud-occidentale. È probabile che questo materiale sia stato soffiato nel cratere più piccolo da quello più grande. Le strutture quasi nere sono quasi certamente dune fatte di sedimenti vulcanici ricchi di cenere. Al contrario, il cratere da impatto di 34 km nella parte inferiore destra dell'immagine è in gran parte riempito di materiale leggero.

L'area meridionale, a sinistra dell'immagine sotto il cratere più piccolo, presenta caratteristiche scure. Situati sul lato sottovento delle creste, si tratta probabilmente di depositi simili di materiale ricco di cenere, espulsi di nuovo dal cratere.

( Vista prospettica elaborata ).
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A cura di INSA-MARTE.

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