Meridiani Planum (también llamada Terra Meridiani ) es una gran llanura que se extiende a ambos lados del ecuador de Marte . La llanura se encuentra sobre una enorme masa de sedimentos que contiene agua. El óxido de hierro presente en las esférulas es hematita cristalina (gris) (Fe2O3 ) .
Los límites del Meridiani Planum no están firmemente fijados ni aceptados por la comunidad de científicos planetarios de Marte. Sin embargo, los límites de la llanura que contiene hematita se definieron operativamente a fines de la década de 1990 y principios de la década de 2000 por el alcance de la detección orbital de la hematita de la superficie de la llanura por el espectrómetro de emisión térmica (TES) en el satélite Mars Global Surveyor . [2] [3] [4] [5] [6] Los diversos nombres para esta región (es decir, Terra Meridiani, Meridiani Planum) comenzaron a usarse en la literatura publicada en 2002/2003/2004. [3] [4] [5] Cada nombre refleja el hecho coincidente (algo arbitrario) de que la llanura se extiende a ambos lados del meridiano principal para el sistema de líneas de longitud introducido para el mapeo este/oeste de Marte.
El área cubierta por la hematita superficial detectada es de alrededor de 150.000 km2 , [ 5] es decir, más grande que el Lago Superior (82.000 km2 ( 32.000 millas cuadradas)) en América del Norte. A excepción del transporte por el impacto de un gran meteorito, las esférulas superficiales sueltas tienden a permanecer a unos pocos metros de su ubicación inicial incrustada. [7] Las esférulas de hematita superficial y los sedimentos son coextensivos en área de superficie. Por lo tanto, la extensión del área de los sedimentos subyacentes es al menos tan grande como el área de las esférulas de hematita superficial detectadas, pero probablemente algo mayor ya que, por ejemplo, un área significativa de hematita superficial estaba cubierta por eyecciones del impacto del cráter Bopolu . [6] La profundidad típica de los sedimentos subyacentes es de varios cientos de metros. [3] [6] [8]
Los sedimentos de la llanura Meridiani se superponen a formaciones geológicas más antiguas que aparecen alrededor del límite de los sedimentos. [4] Los sedimentos de la llanura y las esferulitas de hematita superficiales se formaron en tres épocas geológicas y por tres conjuntos diferentes de procesos geológicos (más abajo).
El rover MER Opportunity investigó el borde del cráter Endeavour desde agosto de 2011 hasta su desaparición en 2018. Los sedimentos de la llanura no cubren el borde del cráter y son geológicamente más jóvenes que este borde. Por ello, el borde del cráter Endeavour es distinto de la llanura, aunque está rodeado por esta y sus sedimentos.
Mapas del siglo XIX
El Meridiani Planum se observó por primera vez como parte de una región más grande que aparecía como un punto oscuro distintivo (de bajo albedo) en imágenes de Marte tomadas con telescopios pequeños. Alrededor de 1830, los primeros cartógrafos de Marte, Johann Heinrich von Mädler y Wilhelm Beer , decidieron ubicar el meridiano principal para los mapas de Marte a través de este punto oscuro. A fines de la década de 1870, Camille Flammarion llamó a esta región oscura Sinus Meridiani ("Bahía del Meridiano"). El Meridiani Planum cubre la parte occidental del Sinus Meridiani.
Viking 1 y Viking 2: terreno liso, sedimentos y agua
Las misiones Viking 1 y Viking 2 lograron aterrizar con éxito los primeros módulos de aterrizaje en Marte en lugares alejados del Meridiani Planum. Sin embargo, ambas misiones también incluyeron satélites (que funcionaron entre 1976 y 1982 ) que tomaron muchas imágenes de la superficie de Marte desde la órbita. Las imágenes satelitales Viking 1 y Viking 2 de lo que hoy se llama Meridiani Planum (y sus regiones adyacentes) fueron estudiadas en tres trabajos en la década de 1980 [9] [10] [11]
y nuevamente en dos artículos de 1997 [12] [13] publicados en los meses entre el lanzamiento de la misión Mars Global Surveyor y su llegada a Marte. Edgett y Parker [13] notaron el terreno liso de lo que ahora llamamos Meridiani Planum y se dieron cuenta temprano de que la llanura probablemente estaba hecha de sedimentos y probablemente tenía un pasado húmedo y acuoso.
Estrategia que impacta la exploración de Meridiani Planum: búsqueda de agua y vida
En la década de 1990, los funcionarios de la NASA, especialmente Daniel S. Goldin , querían delinear un marco para una exploración "más rápida, mejor y más barata" de Marte. En este contexto, la "Estrategia del Agua" se delineó en 1995/1996. [14] La "Estrategia del Agua" era "explorar y estudiar Marte en tres áreas: - Evidencia de vida pasada o presente, - Clima (tiempo, procesos e historia), - Recursos (medio ambiente y utilización)". Las tres áreas se consideraban íntimamente conectadas con el agua. Los objetivos de alta prioridad para la NASA a mediados de la década de 1990 eran reunir alguna evidencia de agua superficial utilizando estudios satelitales y aterrizar vehículos robóticos en la superficie para recopilar evidencia local detallada de agua y signos de vida. [14]
Estudios satelitales globales: hematita superficial y agua
A mediados de 1997, llegaron a Marte dos misiones de la NASA: Mars Pathfinder y Mars Global Surveyor . Mars Pathfinder realizó el primer aterrizaje exitoso en Marte en más de veinte años y el primer despliegue de un explorador marciano, el pequeño y de corta vida Sojourner . Mars Global Surveyor examinó la mayor parte de la superficie de Marte para cartografiar su topografía superficial, algunas distribuciones minerales y realizar otras mediciones.
Hematita, agua, llanura, potencial de vida: un lugar para aterrizar un vehículo explorador
Un estudio importante realizado entre 1997 y 2002 por el Mars Global Surveyor recopiló los niveles de hematita de la superficie con el espectrómetro de emisiones térmicas (TES) del satélite. [15] Los datos del estudio de hematita del TES se convirtieron en el mapa de baja resolución que se muestra en la Figura 1a. Este mapa, que abarca todo Marte, tiene solo una gran mancha que cubre una región con altos niveles de hematita. Esta mancha verde, amarilla y roja se extiende a lo largo del ecuador y el meridiano principal en el medio de la Figura 1a. Una imagen de mayor resolución de la región con altos niveles de hematita se muestra en la Figura 1b.
Figura 1a . Mapa de baja resolución de los niveles de hematita en la superficie de todo Marte. Los datos de este mapa fueron generados por el espectrómetro de emisión térmica (TES) del Mars Global Surveyor entre 1997 y 2002. La mancha verde y roja en el centro del mapa se muestra en alta resolución en la Figura 1b. El mapa se realizó entre 1997 y 2002.
Figura 1b . Mapa de los niveles de hematita superficial en Meridiani Planum. Se trata de una ampliación de alta resolución de la parte central de la Figura 1a superpuesta a una imagen de la región. Mapeado entre 1997 y 2002.
A principios de la década de 2000, el mapa de hematita de la Figura 1b y la confirmación (a partir del mapeo topográfico realizado por el Mars Global Surveyor ) de que esta área es una llanura plana y relativamente fácil de aterrizar fueron las piezas de evidencia decisivas para elegir el Meridiani Planum como uno de los sitios de aterrizaje para los dos Mars Exploration Rovers (MER) más grandes de la NASA, llamados Opportunity y Spirit . [16] [17]
La decisión para la NASA del mapa de hematita de la Figura 1b para elegir el sitio de aterrizaje para Opportunity
se debió al hecho de que la NASA estaba usando altos niveles de hematita como evidencia indirecta de grandes cantidades de agua líquida fluyendo en la región en el pasado (la hematita solo se forma en presencia de agua líquida en entornos geológicos). En 2003, esta región con alto contenido de hematita fue un lugar de alta prioridad para comenzar a buscar signos de vida en Marte. [16] [18]
Agua actual en Meridiani Planum (evidencia satelital)
Desde 2001, se han ido recopilando pruebas de la presencia de agua en la actual Meridiani Planum gracias al detector de neutrones de alta energía (HEND) montado en el orbitador Mars Odyssey . Este detector de neutrones recoge señales de "hidrógeno equivalente al agua" (WEH) en todo el planeta. [19] Poco a poco, ha ido creando mapas globales del WEH superficial. [20] [21] Estos mapas muestran que las regiones polares y casi polares de Marte tienen los niveles más altos de WEH superficial; aunque Meridiani Planum tiene un WEH relativamente alto para una región no polar. [21] Es probable que los mapas de WEH subestimen los recursos hídricos actuales en Meridiani Planum, ya que (a) el HEND tiene una profundidad de penetración poco profunda (1 m), [22] (b) la mayor parte de la superficie de la llanura está cubierta de suelos deshidratados y esférulas de hematita. [7] [23] [24]
Misiones iniciales:OportunidadRover y otros módulos de aterrizaje
El módulo de aterrizaje desplegado y vacío del rover Opportunity después de completar el aterrizaje "hoyo en uno" dentro del cráter Eagle .
El Meridiani Planum también fue el lugar de aterrizaje previsto para otras dos misiones: Mars Surveyor 2001 Lander y Schiaparelli EDM . [27] Sin embargo, estas otras dos misiones de aterrizaje no tuvieron éxito. El Mars Surveyor 2001 Lander fue cancelado después de los fallos de las misiones Mars Climate Orbiter y Mars Polar Lander , mientras que el sistema Schiaparelli EDM (módulo demostrador de entrada, descenso y aterrizaje) perdió el control durante la etapa de descenso y se estrelló de manera terminal el 19 de octubre de 2016. ( Schiaparelli EDM era parte del programa ExoMars de la Agencia Espacial Europea).
Oportunidad's Travesía
Figura 2. Mapa transversal de Opportunity
Opportunity recorrió 45,16 kilómetros (28,06 millas) a través del Meridiani Planum y alrededor del borde del cráter Endeavour entre enero de 2004 y junio de 2018. [28] La Figura 2 destaca la ruta transversal del rover (línea amarilla). La posición de la ruta dentro del Meridiani Planum se muestra mediante la ruta transversal de la línea azul etiquetada como "OT" en la Figura 1b. El viaje comenzó el 25 de enero de 2004, con el aterrizaje en el cráter Eagle . El rover cruzó los sedimentos y suelos de la llanura y estudió muchos cráteres pequeños y medianos hasta agosto de 2011, cuando llegó al borde del enorme cráter Endeavour. Entre agosto de 2011 y el 10 de junio de 2018, estudió el borde de Endeavour (que tiene características geológicas diferentes a las de la llanura). La última comunicación del rover con la NASA fue el 10 de junio de 2018. La misión Opportunity se declaró finalizada el 13 de febrero de 2019.
Oportunidad'Vista similar a la humana (Pancam) de Meridiani Planum
El rover Opportunity tenía cinco cámaras. [18] Una, la Pancam (cámara panorámica), estaba montada a una altura de 1,5 m, es decir, una altura similar a la altura de los ojos de la mayoría de las personas. La Pancam se utilizó para tomar datos científicos, y también tomó imágenes que eran fotografías aproximadas en color verdadero (ATC) de los alrededores del rover; [29] [30] es decir, la Pancam fotografió imágenes cercanas a lo que las personas verían si estuvieran en el lugar del rover. Las siguientes imágenes, de la Figura 3 a la Figura 10, proporcionan una selección de imágenes que cubren las características comunes y sobresalientes que una persona vería de pie en lugares a lo largo de la travesía del Opportunity del Meridiani Planum.
La vista amplia: una llanura plana con suelos lisos u ondulados
Figura 3. La llanura en un campo de suelos de "superficie arenosa lisa". [24] Los campos de suelos arenosos lisos pueden cubrir muchos kilómetros cuadrados. El escudo térmico descartado y brillante del módulo de aterrizaje de Opportunity se encuentra en el centro de la imagen. El tinte azul/gris de las capas lisas proviene de muchas esferulitas grises de hematita que cubren el suelo. [31] Los campos de suelos arenosos lisos son tan notablemente lisos que se destacan "ondulaciones de cresta" de 1 cm de altura. [24] [32] Las ondulaciones de cresta son las líneas sinuosas en la figura. Están hechas de fragmentos de esferulitas (ver Figura 21 para primeros planos). [31] La mayor parte de la región desde el inicio de Opportunity en el cráter Eagle hasta el cráter Victoria estaba cubierta de suelos arenosos lisos. [24] Imagen tomada en Sol 322 (2004-12-19).
Figura 4. La llanura en un campo de suelos de "ondulaciones de llanura". [7] Los campos de ondulaciones de llanura cubren muchos kilómetros cuadrados. Las colinas en el horizonte son el borde del cráter Endeavour . [33] Cada ondulación de llanura es un montículo inclinado de suelo, generalmente de alrededor de 25 cm de alto, 2 m a 4 m de ancho y más largo que ancho. [7] [34] Los ejes largos de las ondulaciones están alineados aproximadamente de norte a sur ya que los vientos predominantes son (como los vientos alisios ecuatoriales en la Tierra) de este a oeste. Cada ondulación puede unirse con otras o estar separada por parches de afloramiento de sedimentos más ligeros de Meridiani (por ejemplo, en el primer plano a la izquierda). Una dispersión de bloques sueltos se encuentra en el sedimento del primer plano. La mayoría de los bloques son eyecciones de impactos de meteoritos. Las ondulaciones de las llanuras son más pequeñas que las dunas, están "blindadas" por una capa de esférulas de hematita y, por lo tanto, tienen tasas de migración extremadamente lentas. [7] [35] [36] Imagen tomada el sol 2314 (28 de julio de 2010).
Dentro de los cráteres: sedimentos estratificados, Burns Cliff
Figura 5. Bloques de sedimento Meridiani en las paredes del cráter Concepción. El cráter Concepción es inusualmente joven (aproximadamente 100.000 años). [24] Por lo tanto, las superficies de sedimentos estratificados expuestas que se muestran aquí son algunas de las capas de sedimentos más frescas y menos erosionadas fotografiadas por la Pancam de Opportunity . Cuando se ven en tamaño completo, estas imágenes de Pancam (Figuras 5 y 6) tienen la resolución suficiente para mostrar muchas pequeñas esferulitas de hematita incrustadas en los sedimentos. Otra cámara de mayor resolución, la Microscopic Imager, tomó las mejores imágenes de las esferulitas de hematita (más abajo). Imagen tomada en Sol 2147 (2010-02-06).
Figura 6. Burns Cliff en el cráter Endurance. Esta imagen es una de las más conocidas de la Pancam de Opportunity . El archivo original es un enorme "mosaico" (12.316 x 4.218 píxeles) de muchas imágenes. Tiene una distorsión de la vista de "ojo de pez". Haga clic en la imagen para obtener una resolución más alta. Burns Cliff tiene al menos 7 m de altura. [37] Los acantilados de sedimentos de Meridiani tan grandes como Burns Cliff no son comunes. Solo se producen en grandes cráteres Meridiani más jóvenes que los sedimentos. Los sedimentos en Burns Cliff están más erosionados que los de la Figura 5, ya que el cráter Endurance es mucho más antiguo que el cráter Concepcion. [24] Opportunity recopiló datos en Burns Cliff durante varios meses en 2004, y muchos artículos importantes utilizaron estos datos. [37] [38] [39] [40] [41] [42] Imágenes tomadas en los soles 287-294 (13/11/2004 al 20/11/2004).
Hierro en el suelo: Esferulas (Arándanos), Meteoritos
Figura 7. Muchas esferulitas de hematita sobre un área mayor a 1 m 2 . Esta imagen está recortada del primer plano de la Figura 9. En tamaño completo, es buena para obtener imágenes claras de muchos miles de esferulitas de hematita (alrededor de 20.000 esferulitas esparcidas sobre un área de aproximadamente 2 m 2 ). La claridad de la imagen se debió a las condiciones favorables de iluminación y polvo. Los bloques más grandes en la imagen son eyecciones de cráter del pequeño cráter Granada adyacente (consulte el lado derecho de la Figura 9 a continuación). Estas eyecciones de cráter son pequeños trozos de sedimento Meridiani. Las esferulitas de hematita incrustadas en el sedimento de eyección son visibles. Algunos de los paneles solares de Opportunity son visibles en primer plano. Imagen tomada en Sol 1162 (2007-05-01).
Figura 8. Un ejemplo de meteorito de hierro y níquel, Heat Shield Rock , con muchas esferulitas de hematita en el fondo. Heat Shield Rock también se puede ver en la Figura 3 como un pequeño punto a unos 20 m a la izquierda del escudo térmico descartado (de ahí el nombre del meteorito). Es grande. Su dimensión más larga es de 31 cm, [43] es decir, aproximadamente del tamaño de una pelota de baloncesto. Los grandes meteoritos de hierro y níquel fueron hallazgos ocasionales destacados por Opportunity , el rover encontró seis de ellos. Imagen tomada en Sol 346 (2005-02-01).
Vista general del borde del cráter (grande y pequeño)
Figura 9. Sol 1162 (1 de mayo de 2007). Cercanías del borde del cráter Victoria . Esta imagen muestra un pequeño cráter (de unos 1 m de diámetro), el cráter Granada, [44] y los eyectados de este cráter en primer plano a la derecha, y un gran cráter de 800 m de diámetro, el cráter Victoria , en el fondo a la izquierda. Las huellas del rover Opportunity serpentean por la imagen alrededor de los dos cráteres. El cráter más grande es mucho más antiguo (> 140 millones de años) que el más pequeño (unos cientos de miles de años) y se encuentra en un estado de erosión más avanzado. [24] Una extensión de suelos arenosos lisos llena el fondo. Imagen tomada el Sol 1162 (1 de mayo de 2007).
Figura 10. Cráter Concepción en Meridiani Planum. Es muy joven (~100.000 años de antigüedad). No está en la lista de cráteres con nombre oficial; sin embargo, se presentó en Golombek et al 2014 [24] un estudio de erosión en Meridiani Planum. El daño a los sedimentos de la llanura causado por el impacto del meteorito que formó el cráter ayuda a convertir las esferulitas incrustadas en sedimentos en arándanos sueltos en la superficie. Esta fotografía es útil para comprender los procesos de erosión que crean los suelos y los arándanos sueltos (que se analizan a continuación en una subsección completa). Un campo de ondulaciones de llanura llena el fondo; este tipo de vistas de fondo son comunes en Meridiani. Imagen tomada el sol 2140 (10 de enero de 2010).
Las impresiones visuales dominantes a la altura de los ojos son las siguientes:
Meridiani es una llanura muy plana.
La llanura está cubierta principalmente de suelos oscuros pero con parches de afloramientos de sedimentos más claros.
Grandes cantidades de pequeñas esferulitas de hematita de color gris azulado (en su mayoría de 1 mm a 6 mm de diámetro) se encuentran sueltas sobre los suelos y afloran sedimentos (hay muchas más esferulitas en los suelos que en los afloramientos).
En la mayoría de los lugares, estás cerca de un pequeño cráter visible (de 5 a 30 metros de diámetro): la densidad de cráteres pequeños visibles es de 65 a 127 cráteres por km2 ( aproximadamente 1 por hectárea o aproximadamente 1 por 2,5 acres). [24] (Hay muchos cráteres diminutos con diámetros inferiores a 5 m).
En cráteres más grandes (como los cráteres Endurance y Victoria), las paredes del cráter exponen grandes secciones (estratigráficas) de sedimentos de Meridiani en los que son visibles muchas capas de sedimentos y esférulas de hematita parcialmente incrustadas.
Dispersos por la llanura se encuentran (generalmente pequeños) bloques de sedimentos eyectados provenientes de impactos de meteoritos que formaron cráteres.
Los altos bordes de enormes cráteres (como los cráteres Endeavour y Bopolu) son visibles desde grandes distancias.
Los meteoritos de gran tamaño que se encuentran sobre suelos y afloramientos de sedimentos superficiales son características poco frecuentes pero excepcionales.
Los suelos se presentan en campos con dos tipos principales de lechos (i) láminas lisas (son notablemente planas y casi no se ven afloramientos de sedimentos en los campos de láminas lisas) y (ii) ondulaciones de llanura (son inclinadas y generalmente tienen de 10 a 40 cm de alto y de 1,5 a 5 m de ancho) que a menudo están intercaladas con afloramientos de sedimentos superiores.
Hay muchas ondulaciones sinuosas de 1 cm de altura que recorren la parte superior de los campos de láminas lisas. Estas ondulaciones de cresta están formadas por fragmentos submilimétricos de esférulas de hematita.
Composición de los principales materiales encontrados en Meridiani Planum
Esta sección cubre la composición de los principales materiales encontrados en la llanura Meridiani (es decir, sedimentos, esferulitas, suelos y polvo). Los descubrimientos y composiciones de meteoritos y material expulsado a larga distancia se describen en la siguiente sección. Una sección posterior cubre los materiales geológicos encontrados por Opportunity después de agosto de 2011, es decir, alrededor del borde del cráter Endeavour.
Sedimentos
Las rocas sedimentarias aflorantes en capas expuestas en los cráteres Eagle, Fram y Endurance fueron examinadas por el conjunto de instrumentos del Opportunity . [45] [46] [47] [48] El análisis de datos maduros encontró la siguiente composición mineral (categoría amplia) de los sedimentos (excluyendo las esférulas incrustadas): 36-37 % en peso de sulfatos hidratados, 35 % en peso de aluminosilicatos hidratados, 16 % en peso de roca basáltica, 10 % en peso de hematita y otros óxidos, 2 % en peso de cloruros y 1-2 % en peso de fosfatos. [40] Una característica sobresaliente de esta composición son los niveles extremos de sulfatos. Estos son aproximadamente 5 veces más altos que los suelos Meridiani suprayacentes, aproximadamente 20 veces más altos que en los basaltos del cráter Gusev (investigado Spirit , el hermano MER), e incluso más extremos en relación con las rocas típicas de la Tierra. [38] Los sulfatos principales son sulfatos de magnesio hidratados (por ejemplo, kieserita y epsomita ), sulfatos de calcio hidratados (por ejemplo, bassanita y yeso ) y jarosita (un sulfato hidratado complejo que contiene hierro y probablemente potasio o sodio); las sales de cloruro incluyen halita y bischofita. [47] [40] Detectar jarosita fue una sorpresa, [38] [46] y su presencia restringe significativamente las posibles vías geoquímicas que conducen a la formación de sedimentos de Meridiani. [41] [42]
¿Contenido de agua?
Una incógnita pendiente es la cantidad de agua residual en los sedimentos estratificados en la actualidad. No fue posible obtener respuestas a partir de la medición directa realizada por el explorador Opportunity porque los instrumentos del explorador no pudieron detectar agua o hidrógeno. Sin embargo, en 2005, Clark et al. dieron un rango de 6 % en peso a 22 % en peso basándose en un argumento geoquímico indirecto. [40] Además, el contenido de agua real debería ser mayor que las mediciones de hidrógeno equivalente en agua (WEH) realizadas por el detector de neutrones que orbita en Mars Odyssey (debido a la poca profundidad de penetración (1 m) del detector de neutrones y la capa de suelo superficial pobre en agua que cubre la mayoría de las áreas de Meridiani). [40] En 2005, el nivel de WEH medido en Meridiani fue del 7 % en peso, [40] pero la detección de neutrones continua produjo un mapa de WEH de 2018 que indica un 9-10 % en peso de WEH en Meridiani. [21]
Hay un pequeño campo de estudio científico que se concentra en cómo los niveles de hidratación de los sulfatos de magnesio y calcio hidratados varían con la temperatura a presiones atmosféricas marcianas. [49] [50] [51] [52] A presiones marcianas, estos estudios extrajeron fácilmente agua de los sulfatos de magnesio con varios niveles de hidratación utilizando temperaturas aplicadas entre 50 o C y 200 o C. También observaron un sulfato de magnesio hiperhidratado en la Tierra al que llamaron meridiana (en honor a Meridiani Planum), con la fórmula MgSO 4 .11H 2 O, que se descompone en epsomita , MgSO 4 .7H 2 O y agua a 2 o C.
Al principio, el espectrómetro Mössbauer de Opportunity tomó datos que determinaron que el componente mineral de hierro de estas esférulas está dominado por hematita. [46] [53] Sin embargo, el espectrómetro Mössbauer no proporcionó información sobre los componentes minerales de estas esférulas que no contienen hierro.
Figura 11. Lugar del experimento del "cuenco de bayas". Los dos objetivos de muestreo están uno al lado del otro. Imagen tomada el sol 48 (13 de marzo de 2004).
El experimento del "cuenco de bayas" tomó lecturas del espectrómetro de rayos X de partículas alfa (APXS) de dos objetivos de muestreo separados por apenas unos centímetros: uno no tenía (cero o una) esférulas en el campo de visión (FOV) del espectrómetro, mientras que el otro tenía alrededor de 25 esférulas en el FOV. La Figura 11 muestra los objetivos de muestreo del "cuenco de bayas" adyacentes. Los resultados del APXS indicaron que había notablemente más hierro en el objetivo con ~25 esférulas en relación con el objetivo con 0 o 1 esférulas. Con base en este y otros experimentos similares, varios resúmenes de conferencias no revisados afirmaron (deliberadamente no se citan aquí) que la hematita dominaba la composición de las esférulas y algunos artículos publicados citaron estas afirmaciones de conferencias. Sin embargo, había razones para ser cautelosos. Los instrumentos detectaron señales mixtas de los objetivos de muestreo que incluían señales no solo de las esférulas sino también de polvo y roca (en el experimento del "cuenco de bayas") o polvo y suelos (en otras recopilaciones de datos de composición). En 2006, Morris et al. [53] demostraron que los métodos utilizados por algunos investigadores para distinguir la señal de composición de las esférulas de las señales de polvo y suelo eran defectuosos y que dichos métodos no podían hacer más que limitar el contenido de óxido de hierro de las esférulas a entre 24 % en peso y 100 % en peso (es decir, casi ninguna restricción).
Resultados posteriores de las esferulitas
Un artículo de 2008 publicó el resultado de un ingenioso experimento que mostró que el mini-TES (espectrómetro de emisión térmica) de Opportunity no podía detectar ningún mineral de silicato en las esférulas. [54] Esta no detección limitó los niveles de silicato en las esférulas a menos del 10 % en peso y probablemente por debajo del 8 % en peso. Este resultado es útil ya que los datos de APXS muestran una fuerte anticorrelación entre los silicatos y el óxido de hierro en las esférulas, por lo que los niveles bajos de silicato indican niveles altos de óxido de hierro.
Un artículo reciente utilizó la no detección de silicatos del mini-TES y algunos métodos mejorados de análisis de datos para encontrar más de 340.000 composiciones químicas de óxido estándar permitidas para las esférulas (permitido = consistente con la no detección de silicato). [55] Los porcentajes de peso más bajos y más altos para el contenido de óxido de hierro en estas composiciones de esférulas permitidas fueron, respectivamente, 79,5 % en peso y 99,8 % en peso. Mientras que, para la gran mayoría de las composiciones permitidas, los contenidos de óxido de hierro en las esférulas estaban entre 85 % en peso y 96 % en peso; Además, el contenido de níquel siempre estuvo cerca del 0,3 % en peso, un grupo de cinco óxidos estándar (MgO, Na2O , P2O5 , SO3 y Cl ) tenían cada uno un contenido por encima del nivel traza con un contenido de grupo combinado de 6,8 +/- 2,4 % en peso, los niveles de SiO2 oscilaron entre 8 % en peso y 0 % en peso, y los otros ocho óxidos estándar APXS tenían un contenido de 0 % en peso o solo un contenido de nivel traza.
Suelos
Figura 12. Zanja en suelos laminares lisos en el Meridiani Planum, Marte. Nótese que casi no hay esferulitas ni fragmentos de esferulitas debajo de la delgada capa superior. Los suelos basálticos predominan debajo de la capa superior. Imagen tomada el sol 372 (9 de febrero de 2005).
Los suelos subyacentes en Meridiani Planum son similares a los del cráter Gusev, Ares Vallis, [56] y Gale; [57] aunque, los niveles de sulfatos en los suelos de Meridiani son notablemente más altos que en otras ubicaciones. [38] En Meridiani Planum, los suelos están blindados con una fina capa superior de esferulitas de hematita con su composición distintiva (no se encuentran en el cráter Gusev, Ares Vallis y Gale). Esta estratificación de esferulitas (y fragmentos de esferulitas) en la parte superior, con suelos basálticos debajo, se muestra en la Figura 12.
La mayor parte del suelo subyacente consiste en material basáltico pero mezclado con cantidades variables de polvo y desechos eyectados ricos en sulfatos de los sedimentos. [31] Una composición mineral típica para los suelos basálticos de Meridiani es 40 % en peso de plagioclasa, 35 % en peso de piroxenos, 15 % en peso de vidrios amorfos, 10 % en peso de olivino y alrededor de 5 % en peso de sulfatos y óxidos. [56] Las composiciones de óxido estándar para suelos basálticos típicos son 44-46 % en peso de SiO 2 , 18-19 % en peso de FeO + Fe 2 O 3 , 9-10 % en peso de Al 2 O 3 , 7,4 % en peso de MgO, 6,9 % en peso de CaO 2 , 5,8 % en peso de SO 3 , 2,2 % en peso de Na 2 O, ~5 % en peso de otros óxidos (total). [57] [55]
Polvo
El polvo cubre todo en Marte y la composición de este polvo es esencialmente uniforme en todas partes, [57] debido a las numerosas tormentas de polvo sobre Marte, incluidas tormentas de polvo globales cada pocos años. [58] [59]
La medición APXS de Opportunity de un objetivo de muestreo cubierto de polvo de referencia común, MontBlanc_LeHauches, arroja una composición de polvo que es en gran parte de carácter basáltico con los siguientes porcentajes de peso para los óxidos estándar: 45,3 % en peso de SiO 2 , 17,6 % en peso de Fe0 , 9,2 % en peso de Al 2 O 3 , 7,6 % en peso de MgO, 7,3 % en peso de SO 3 , 6,6 % en peso de CaO, 2,2 % en peso de Na 2 O , 1,0 TiO 2 , 0,9 % en peso de P 2 O 5 y un total de 2,0 % en peso para los otros siete óxidos estándar. [60]
Se realizó un espectro Mössbauer del polvo que se acumuló en el imán de captura de Opportunity . Los resultados sugirieron que el componente magnético del polvo era titanomagnetita, en lugar de simplemente magnetita , como se creía anteriormente. Se detectó una pequeña cantidad de olivino , lo que se interpretó como un indicador de un largo período árido en el planeta. Por otro lado, una pequeña cantidad de hematita presente significaba que puede haber habido agua líquida durante un corto período en la historia temprana del planeta. [61]
Descubrimientos de meteoritos y eyecciones a larga distancia
Meteoritos
Opportunity encontró seis grandes meteoritos de hierro y níquel simplemente sobre las llanuras ( Heat Shield Rock (mostrado en la Figura 8), Block Island , Shelter Island , Mackinac Island , Oileán Ruaidh e Ireland), [62]
aunque estos seis pueden tener su origen en menos impactos (es decir, un meteorito original se rompió en pedazos). [63]
El examen con el Espectrómetro de Emisión Térmica en Miniatura ( Mini-TES ), el espectrómetro Mossbauer y el APXS llevaron a los investigadores a clasificar a Heat Shield Rock como un meteorito IAB con cerca de 93% en peso de contenido de hierro y 7% en peso de contenido de níquel (principalmente en forma metálica). [43] Heat Shield Rock (ver Figura 8) fue el primer meteorito reconocido en otro planeta. (El otro MER, Spirit , encontró dos rocas en el cráter Gusev, "Allan Hills" y "Zhong Shan", que pueden ser meteoritos de hierro. [43] )
Las capas superiores de los suelos de la llanura contienen un contenido notable (~1 % en peso) de material meteorítico de hierro y níquel en partículas pequeñas [56] : muchos meteoritos de hierro y níquel se desintegran durante el descenso y el impacto, y estos pedazos eran demasiado pequeños para que la Pancam los identificara.
Los meteoritos rocosos son más difíciles de identificar que los meteoritos de hierro y níquel. [64] Sin embargo, se cree que el adoquín llamado "Fig Tree Barberton" y otros tres del "grupo Barberton" son meteoritos rocosos o de hierro y piedra (silicato de mesosiderita). [65] [43] [66]
Opportunity estudió nueve guijarros del "Grupo Arkansas" que eran brechas que mostraban evidencia de material derretido por el calor generado por impactos de meteoritos. [66]
Eyección a larga distancia
El rover encontró dos rocas extrañas con mineralogías significativamente diferentes de las rocas sedimentarias comunes de la llanura. Una roca, "Bounce Rock", contiene principalmente piroxeno y plagioclasa, pero no olivino. Se parecía mucho a una parte, Lithology B, del meteorito shergottita EETA 79001, un meteorito en la Tierra que se sabe que vino de Marte. [67] Bounce Rock recibió su nombre al ser rebotado por los airbags del módulo de aterrizaje de Opportunity . [67] [68] Se cree que la otra roca, "Marquette Island", se originó en las profundidades de la corteza marciana. [69] Se considera que tanto "Bounce Rock" como "Marquette Island" son eyecciones de grandes impactos de cráteres que se produjeron fuera de la llanura a grandes distancias de donde el rover encontró estas rocas. [67] [69]
Historia geológica
Figura 13. Mapa de inercia térmica de la mitad sur de Meridiani Planum y una región al sur de la misma. En la región sur se pueden ver valles fluviales secos. Estos ríos secos solían fluir hacia los sedimentos de Meridiani; los valles secos ahora terminan en la llanura. [70] La imagen fue tomada desde la órbita por el instrumento THEMIS a bordo del orbitador Mars Odyssey . [71]
La historia del cambio geológico en Meridiani Planum se enmarca en tres épocas con procesos distintos. Estas tres eras de cambio en Meridiani se alinean razonablemente bien con las tres épocas estándar para todo el planeta, es decir, las épocas de Noé , Hespériense y Amazónica .
Flujos del río Noé
Antes de la formación de los sedimentos que definen a Meridiani, en el húmedo Noé (nombrado por el Noé bíblico) hace más de ~3.7 mil millones de años, el agua líquida estaba presente y era lo suficientemente abundante como para formar canales fluviales que trajeron y depositaron grandes cantidades de limo basáltico en la actual región de Meridiani. [13] [2] [72] [6] Edgett y Parker apenas pudieron discernir algunos de estos valles fluviales en las imágenes del orbitador Viking de la década de 1970. [13] Sin embargo, son fáciles de ver en las imágenes de inercia térmica tomadas en órbita por Mars Odyssey y reproducidas en la Figura 13 (haga clic en ella para una mayor resolución). [70] Estos canales fluviales llevaron agua desde el terreno más alto en el sureste (parte inferior derecha de la Figura 13) hacia el noroeste y hacia abajo hasta el actual Meridiani Planum. Los valles fluviales que se ven en la Figura 13 terminan abruptamente a medida que fluyen hacia la formación masiva de sedimentos de Meridiani.
La evidencia actual apunta a que el terreno inclinado (necesario para el flujo de los ríos) fue creado por una inclinación gigante en la superficie de Terra Meridiani Marte causada por el surgimiento de la enorme meseta de Tharsis y los vastos volcanes de Tharsis a varios miles de kilómetros de distancia. [73] [74] [72]
Formación de los sedimentos actuales y de las esferas incrustadas
Desde finales del Noéico /principios del Hespériense hasta hace unos 3.500 millones de años, los sedimentos estratificados depositados en la época anterior del Noéico se transformaron. [6] Esta transformación probablemente incluyó una importante deposición adicional de material de origen volcánico con alto contenido de azufre. [40] El cambio ciertamente incluyó una geoquímica acuosa que era ácida y salada, así como niveles de agua en ascenso y descenso: las características que brindan evidencia incluyen sedimentos de estratificación cruzada, la presencia de cavidades y esférulas de hematita incrustadas que cortan las capas de sedimentos, además de la presencia de grandes cantidades de sulfato de magnesio y otros minerales ricos en sulfato como jarosita y cloruros. [38] [40] [41] [42] La formación de jarosita requiere condiciones ácidas acuosas por debajo del pH 3. [41] [42]
Las figuras 14 y 15 muestran imágenes de cerca de la matriz de roca sedimentaria obtenidas con el instrumento Microscopic Imager que apareció (recortada) en un artículo prestigioso. [38] La figura 14 ilustra los cuatro componentes físicos del afloramiento de sedimentos: (i) las capas sedimentarias que contienen una gran cantidad de partículas de arena basáltica; (ii) las esferulitas de hematita incrustadas; (iii) cemento de grano fino rico en sulfatos (en la mayor parte del afloramiento); (iv) cavidades de cavidades (que se cree que son moldes para cristales de, por ejemplo, sulfatos hidratados). [38] La figura 15 muestra una superficie de afloramiento de sedimentos similar a la de la figura 14. Sin embargo, la herramienta de abrasión de rocas de Opportunity erosionó esta superficie. Dichas abrasiones mostraron que (a) las capas de sedimentos son muy suaves y fáciles de cortar, y (b) las esferulitas de hematita tienen estructuras internas uniformes. [38] [37] [54] [75]
Figura 14. Primer plano de la matriz de sedimentos con esferulitas de hematita incrustadas en el cráter Eagle. La esferulita central (parcialmente incrustada) tiene un diámetro de 3,7 mm. La imagen cubre un área aproximada de 32 mm x 32 mm. Fue tomada el día Sol 29 (24 de febrero de 2004).
Figura 15. Primer plano de la matriz de sedimentos y las esferas de hematita incrustadas erosionadas por la herramienta de abrasión de rocas de Opportunity . Esta imagen del cráter Eagle cubre un área aproximada de 32 mm x 32 mm. Fue tomada el día 34 (29 de febrero de 2004).
La transformación "diagenética" (es decir, el cambio por interacciones agua-roca) a los sedimentos actuales implicó un cambio significativo en los flujos de agua en la región. Los flujos de entrada de los ríos se hicieron cada vez menores, y en este período, los movimientos de agua dominantes en los sedimentos se convirtieron en movimientos verticales con niveles de acuíferos ascendentes y descendentes. [38] [40]
Al menos un modelo de hidrología marciana global explica el cambio histórico en los flujos de agua en Meridiani Planum. [76] Este modelo vincula el cambio en los flujos de agua de Meridiani con la actividad en la región volcánica de Tharsis. Con los flujos verticales del acuífero, se cree que los lagos (playa) se formaron y desaparecieron repetidamente a medida que los niveles del acuífero subían y bajaban. [38] [67] [41] [42] (El área seca alrededor del Gran Lago Salado de Utah es una playa). El equipo de Opportunity encontró minerales ("evaporitas") que normalmente se forman cuando el agua salada se evapora; Estas evaporitas cementaron otros componentes del sedimento (como partículas basálticas y esférulas). [38]
McLennan y sus estudiantes construyeron un modelo geoquímico que genera hematita dentro de un contexto como el sedimento Meridiani. [41] [42] [77] [78] La hematita se formó en esférulas por concreción . [38] [75] [79] El proceso de concreción para formar bolas casi esféricas (esférulas) de hematita probablemente ocurrió por difusión de la hematita a través de la matriz de roca sedimentaria (la hematita aún en la matriz de roca probablemente se fijó en su lugar cuando el agua movible desapareció). [75]
Los resultados de estas transformaciones siguen prácticamente intactos en la actualidad. Los principales cambios posteriores afectaron únicamente a las capas superiores de los sedimentos de Meridiani (más información a continuación).
Degradación de cráteres, formación de suelos y esferas sueltas
El período de ascenso y descenso de los niveles del acuífero cesó y, a partir de entonces, no fluyó agua a Meridiani Planum. [6] [24] Aunque no se sabe bien cuándo ocurrió esto. Se estima que fue hace unos 3500 millones de años [6] y hace unos 3000 millones de años [24] . La única agua que quedó en la llanura estaba y está ligada a las rocas. [40]
La erosión con flujos de agua en épocas anteriores fue mucho más rápida que en esta última (y actual) época árida. [24]
Sin embargo, la erosión no se detuvo. Otros procesos erosivos mucho más lentos continuaron y se convirtieron en los principales agentes de cambio en la llanura. Este cambio más lento fue y es impulsado por impactos de meteoritos, el viento y la gravedad. Durante el difícil de comprender eón de alrededor de tres mil millones de años, los impactos de meteoritos y el viento formaron la capa superficial arenosa y las esferulitas sueltas de hematita y las clasificaron en las formas de lecho de suelo estratificado que la Pancam de Opportunity fotografió y que ahora podemos ver. [23] [24] [7] [80]
Los procesos impulsados por los meteoritos, la gravedad y el viento funcionan así:
A lo largo de miles de millones de años, los impactos de meteoritos crearon muchos cráteres en la llanura.
En el lapso de unos tres mil millones de años se formaron suficientes cráteres pequeños (de 5 a 30 m de diámetro) para cubrir, en promedio, toda la llanura una vez. [81] Aunque cada cráter pequeño se degradó y desapareció en unos 25 millones de años o menos, y solo alrededor del 0,7% del área de la llanura está actualmente cubierta de cráteres pequeños. [24] [81]
Cada impacto de meteorito produce grandes cantidades de bloques de material sedimentario en el borde del cráter y como material eyectado alrededor del cráter: véase, por ejemplo, el cráter Concepción en la Figura 10 y el pequeño cráter Granada (en el lado derecho) de la Figura 9.
La mayoría de los bloques de sedimentos iniciales sobresalen del material circundante (unos pocos centímetros o más) y están expuestos a arena saltante (es decir, arena que rebota impulsada por el viento).
La arena saltante erosiona las partes blandas y fáciles de erosionar de la matriz de sedimentos en los bloques salientes.
Estos bloques se erosionan completamente o se erosionan hasta que se vuelven lisos y ya no sobresalen de la arena salada.
Esta erosión en bloque crea partículas de polvo y convierte las esférulas incrustadas en esférulas sueltas (más abajo).
Las partículas de polvo son arrastradas por la llanura y pasan a formar parte del polvo global.
Los sulfatos se transforman preferentemente en polvo y son transportados fuera de la llanura por el viento.
Las partículas de arena basáltica de mayor tamaño, los fragmentos de esférulas y las esférulas de hematita permanecen en su lugar en la llanura.
El viento, la gravedad y la clasificación por tamaño crearon las formas del suelo a partir de arenas basálticas, fragmentos de esferulitas y esférulas.
Con la ayuda de la gravedad y el viento, los (pequeños) agujeros originales del cráter se rellenan gradualmente (con material de los bloques de borde erosionados y otros materiales de erosión local) y la llanura vuelve a un estado plano.
Figura 17. Detalle que muestra las esferulitas de hematita erosionándose a partir de bloques de material eyectado de sedimentos. Observe la mayor densidad superficial de las esferulitas sueltas que se encuentran en anillos alrededor de los pequeños relojes de material eyectado de sedimentos. Esta imagen está recortada de la Figura 7. Fue tomada el sol 1162 (2007-0501).
Phil Christensen describió estos procesos en 2004, poco después de que Opportunity aterrizara. [47] Más tarde, una investigación más profunda (con más años de datos de Opportunity ) confirmó los procesos anteriores y agregó detalles. [23] [24] [7] [81] La rápida evaluación de Christensen de los procesos erosivos probablemente estuvo relacionada con su predicción correcta de 2000 de que el material de la superficie de la llanura es suave y fácil de erosionar (friable). [2] Y esa predicción se hizo después de que los datos del orbitador mostraran que Meridiani Planum es muy suave y que los cráteres pequeños se degradan y desaparecen más rápidamente que en las regiones adyacentes. [2]
Opportunity descubrió que los sedimentos de Meridiani son blandos y friables. [38] [40] Más datos satelitales y de rover mostraron que las tasas de erosión en Meridiani Planum son muy lentas (en relación con la erosión relacionada con el agua en la Tierra y el Marte primitivo) pero también extremadamente rápidas (aproximadamente de 30 a 300 veces más rápidas) en comparación con otras regiones áridas de Marte (como el cráter Gusev). [23] [24]
La Figura 17 muestra las esferulitas de hematita a medida que pasaron de ser esferulitas incrustadas a esferulitas sueltas. En la Figura 17, alrededor de siete bloques de eyecciones de sedimentos erosionados (del diminuto cráter Granada) hay anillos que rodean estos bloques, donde estos anillos se forman por concentraciones localmente altas de esferulitas sueltas en la superficie y son causados por esferulitas sueltas adicionales que se erosionan de los bloques de sedimento. La Figura 17 es un recorte de la Figura 7, que, a su vez, fue un recorte de la Figura 9. Haga clic y amplíe la Figura 17 para ver los anillos de esferulitas de alta densidad.
Tamaño y densidad superficial de las esferulitas de hematita (arándanos)
Tamaño de la esferula
El tamaño de las esférulas de hematita varió según la ubicación a lo largo de la travesía de Opportunity de Meridiani Planum. [54] Las figuras a continuación ilustran esta variación. Las figuras 18, 19 y 20 muestran esférulas sueltas de la superficie en el cráter Eagle (el lugar de aterrizaje del rover en enero de 2004), 500 m al noroeste de Victoria Carter (agosto de 2007) y 200 m fuera del borde del cráter Endeavour (finales de julio de 2011). La distancia en línea recta entre los objetivos de muestreo que se muestran en las figuras 18 y 20 es de aproximadamente 23 km (la ruta del rover entre los dos objetivos fue de 33 km). La figura 20 presenta una de las esférulas más grandes fotografiadas en la llanura por el Microscopic Imager de Opportunity ; tiene 8,3 mm de diámetro.
La Figura 21 muestra fragmentos de esferulitas (o esferulitas muy pequeñas) en una "ondulación de cresta". Estas se encontraban justo al lado de esferulitas mucho más grandes que se encontraban sobre suelos arenosos lisos y a unos pocos metros de la zanja que se muestra en la Figura 12. La sección superior de la Figura 12 muestra dos ondulaciones de cresta y las esferulitas mucho más grandes esparcidas entre las ondulaciones de cresta sobre los suelos. La vista amplia de la Figura 3 también muestra ondulaciones de cresta como las sinuosas líneas formadas por el viento sobre las capas de suelo arenoso liso.
Figura 18. Esferulitas sueltas de hematita en un afloramiento de sedimentos en el cráter Eagle. En este lugar, la mayoría de los diámetros de las esferulitas eran de 4 a 6 mm; [38] en esta imagen, el rango es de 3 a 6 mm. Imagen tomada el sol 46 (10 de marzo de 2004).
Figura 19. Esferulitas de hematita pequeñas y sueltas en suelos a unos 500 m al noroeste del cráter Victoria. En esta imagen, la mayoría de las esferulitas tienen un diámetro de entre 1 y 2 mm. Unas pocas tienen un diámetro inferior a 1 mm y la más grande mide 2,5 mm x 4 mm. Imagen tomada el sol 910 (15 de agosto de 2004).
Figura 20. Algunas esferulitas sueltas de hematita en un afloramiento de sedimentos a unos 200 m del cráter Endeavour. La esferulita más grande tiene un diámetro de 8,3 mm; es una de las más grandes fotografiadas por Opportunity. La menor densidad numérica de esferulitas en esta imagen se debe principalmente a que las esferulitas se encuentran sobre la roca del afloramiento en lugar de sobre el suelo. La densidad numérica en los suelos cercanos se encuentra en niveles normales, es decir, altos. Imagen tomada el sol 2669 (28 de julio de 2011).
Figura 21. Pequeños fragmentos sueltos de esferulitas de hematita (o esferulitas muy pequeñas) en una cresta ondulada sobre suelos arenosos lisos a unos 650 m al sur del cráter Endurance. Los diámetros de la mayoría de las esferulitas/fragmentos pequeños oscilan entre 0,7 mm y 1,5 mm. Esta imagen se tomó a pocos metros de la zanja de la Figura 12. La parte superior de la Figura 12 muestra una vista de gran angular de dos crestas onduladas (divididas por la zanja) con esferulitas de hematita mucho más grandes esparcidas sobre los suelos entre las dos crestas onduladas. Imagen tomada el sol 369 (6 de febrero de 2005).
Número de esférulas de hematita y densidad superficial de esférulas sueltas
No existen estimaciones publicadas y revisadas por pares sobre la cantidad de esférulas de hematita sueltas en los suelos de Meridiani o de esférulas de hematita incrustadas en los sedimentos de la llanura. Sin embargo, el lector puede percibir cuán asombrosamente grandes son esas cifras con una fotografía de un área de suelo con una densidad superficial típica de esferas de hematita. Se ha publicado una fotografía de ese tipo. [54]
Las figuras 22 y 23 son versiones de la fotografía en color verdadero y falso color. [54] Las esférulas son más fáciles de ver en la versión en falso color publicada (Figura 23). [54] Haga clic en ella para ampliarla. El objetivo de muestreo de las figuras 22 y 23 tenía una cobertura de hematita gruesa del 29%. El rango de cobertura entre objetivos similares fue del 10% al 40%. [54] Estos objetivos fueron muestreados en un área amplia, entre el Sol 70 (2004-04-04) y el Sol 999 (2007-11-15).
Figura 22. Esta imagen (aproximadamente en color verdadero) es un objetivo de muestreo de hematita superficial tomado por la Pancam de Opportunity en el sol 532. [54] Se midió que este objetivo tenía una cobertura de hematita gruesa del 29%. Imagen tomada en el sol 532 (2005-07-02).
Figura 23. Esta es una versión en falso color de la Figura 22. Las esferulitas de hematita son más fáciles de distinguir en falso color. Imagen tomada el sol 532 (2 de julio de 2005).
Las partes de la llanura de Opportunity estudiadas no son especiales: en comparación con el resto de Meridiani Planum, no tienen altos niveles de hematita en la superficie. Para comprobarlo, observe el mapa de hematita de la superficie de la llanura (Figura 1b) y la pequeña línea azul (etiquetada OT) que indica la ruta de la travesía de Opportunity en la llanura.
La alucinante cantidad de esférulas sueltas de hematita se hace evidente cuando las figuras 22 y 23 se extrapolan a toda la superficie de la llanura (unos 150.000 km2 [ 5] ): 150.000 km2 es cerca de 2/3 del área de la isla principal de Japón ( Honshu ) y también el 72% del área de la isla principal del Reino Unido ( Gran Bretaña ), también es más grande que las áreas terrestres de 30 de los 50 estados de los EE.UU.
El número de esférulas incrustadas (en los sedimentos de la llanura) es probablemente mucho mayor que el número de esférulas sueltas (en los suelos). [81] Dado que (1) las estimaciones de la profundidad de erosión del sedimento original necesaria para producir las esférulas sueltas son inferiores a 1 metro, [67] [31] [23] mientras que (2) las profundidades típicas de los sedimentos de la llanura son de varios cientos de metros. [6]
Resumen de la evidencia de agua
Existen numerosas evidencias que indican que en Meridiani Planum había agua, ya sea en la actualidad o en el pasado lejano. Antes de presentar un breve resumen de las principales evidencias que ya se han presentado, se presentan algunas más.
Figura 24. Características de estratificación cruzada en la roca "Última oportunidad".
Algunas rocas mostraron pequeñas capas (laminaciones) con formas que solo se formaban con el agua que fluía suavemente. [82] Las primeras laminaciones de este tipo se encontraron en una roca llamada "The Dells". Los geólogos dirían que la estratificación cruzada mostró una geometría de festón a partir del transporte en ondulaciones subacuáticas. [38] La Figura 24 ilustra la estratificación cruzada, también llamada estratificación cruzada.
La concentración del elemento bromo en las rocas fue muy variable. [56] Esto puede ser evidencia de la presencia de agua. El bromo es muy soluble y puede haberse movido con las corrientes de agua. La deposición de agua helada en una película delgada puede haber concentrado bromo en ciertos puntos. [56]
A mediados de 2004, se encontraron señales de inercia térmica (recopiladas por el TES de la Mars Global Surveyor ) de "afloramientos de tonos claros" (es decir, afloramientos de sedimentos de la llanura) en todo Meridiani Planum y también en extensas regiones adyacentes al oeste, norte y este de la llanura. [83] Al observar los primeros resultados de Opportunity de que el afloramiento mostraba evidencia de "interacción de agua a largo plazo localmente en el sitio de aterrizaje", la ref [83] sugirió que toda la región con afloramientos de tonos claros mostraba evidencia de agua en el pasado.
La deposición de sedimentos y los valles fluviales visibles y secos que fluyen hacia los sedimentos de la llanura son evidencia sólida de antiguos flujos de agua en la región Meridiani. [13] [70]
Los detalles estratigráficos de los sedimentos de la llanura proporcionan varias líneas de evidencia de agua, incluyendo sedimentos entrecruzados, la presencia de cavidades y esférulas de hematita incrustadas que cortan las capas de sedimentos. [38] [82] [84] Los detalles geoquímicos de los sedimentos de la llanura proporcionan más líneas de evidencia de agua, incluyendo la presencia de grandes cantidades de sulfato de magnesio y otros minerales ricos en sulfato como la jarosita, así como cloruros. [38] [40] [41] [42]
Cráter Endeavour
En el cráter Endeavour, Opportunity investigó la veta Homestake, la formación Matijevic que contiene esmectitas , la formación Shoemaker compuesta de brechas en el borde del cráter, la formación Grasberg compuesta de clásticos y mucho más. [15]
Vena de Homestake:
Fibra "Homestake"
En diciembre de 2011, Opportunity se dirigió al borde del cráter Endeavour y encontró una veta blanca identificada como yeso puro. [85] [86]
Las pruebas confirmaron que contenía calcio , azufre y agua . Se formó cuando el agua que transportaba yeso en solución depositó el mineral en una grieta de la roca. La veta se llama "Homestake". Está en una zona donde el lecho rocoso sedimentario rico en sulfatos de las llanuras se encuentra con un lecho rocoso volcánico más antiguo expuesto en el borde del Endeavour. [85]
Al norte de Meridiani Planum
Una amplia región al norte de la llanura Meridiani muestra características estratificadas desde la órbita.
Se puede encontrar una discusión detallada de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Geología sedimentaria de Marte. [87]
Cráteres en Meridiani Planum
Codificado por colores para minerales y anotado.Mapa de elevación comentado del lugar de aterrizaje de Opportunity y algunos cráteres circundantes, incluidos Endeavour y Miyamato
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Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Meridiani Planum .
El equipo del rover Opportunity de la NASA presenta un video de descripción general de 3,52 minutos de la misión del rover en Meridiani Planum
Mapa ampliable de Google Mars, centrado en Meridiani Planum
Las rocas sedimentarias de Sinus Meridiani: cinco observaciones clave a partir de los datos adquiridos por los orbitadores Mars Global Surveyor y Mars Odyssey
ESA - Plano Meridiano
Vídeo de alta resolución de Seán Doran sobre el vuelo de la zona estratificada de Meridiani Planum
Figura 1a . Mapa de baja resolución de los niveles de hematita en la superficie de todo Marte. Los datos de este mapa fueron generados por el espectrómetro de emisión térmica (TES) del Mars Global Surveyor entre 1997 y 2002. La mancha verde y roja en el centro del mapa se muestra en alta resolución en la Figura 1b. El mapa se realizó entre 1997 y 2002.
![Figura 3. La llanura en un campo de suelos de "superficie arenosa lisa".[24] Los campos de suelos arenosos lisos pueden cubrir muchos kilómetros cuadrados. El escudo térmico brillante desechado del módulo de aterrizaje de Opportunity se encuentra en el centro de la imagen. El tinte azul/gris de las capas lisas proviene de muchas esferulitas de hematita gris que cubren el suelo.[31] Los campos de suelos arenosos lisos son tan notablemente lisos que se destacan "ondulaciones de cresta" de 1 cm de altura.[24][32] Las ondulaciones de cresta son las líneas sinuosas de la figura. Están hechas de fragmentos de esferulitas (ver Figura 21 para primeros planos).[31] La mayor parte de la región desde el inicio de Opportunity en el cráter Eagle hasta el cráter Victoria estaba cubierta de suelos arenosos lisos.[24] Imagen tomada en Sol 322 (19 de diciembre de 2004).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6b/Sol322B.Smooth.Sheet.bedforms.close.to.heat.shield.crp.jpg/1280px-Sol322B.Smooth.Sheet.bedforms.close.to.heat.shield.crp.jpg)
![Figura 4. La llanura en un campo de suelos con "ondulaciones de llanura".[7] Los campos de ondulaciones de llanura cubren muchos kilómetros cuadrados. Las colinas en el horizonte son el borde del cráter Endeavour.[33] Cada ondulación de llanura es un montículo inclinado de tierra, generalmente de alrededor de 25 cm de alto, de 2 a 4 m de ancho y más largo que ancho.[7][34] Los ejes largos de las ondulaciones están alineados aproximadamente de norte a sur ya que los vientos predominantes son (como los vientos alisios ecuatoriales en la Tierra) de este a oeste. Cada ondulación puede unirse con otras o estar separada por parches de afloramiento de sedimentos más ligeros de Meridiani (por ejemplo, en el primer plano a la izquierda). Una dispersión de bloques sueltos se encuentra sobre el sedimento del primer plano. La mayoría de los bloques son eyecciones de impactos de meteoritos. Las ondulaciones de las llanuras son más pequeñas que las dunas, están "blindadas" por una capa de esférulas de hematita y, por lo tanto, tienen tasas de migración extremadamente lentas.[7][35][36] Imagen tomada el sol 2314 (28 de julio de 2010).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cb/Sol2314B_Plains.Ripples.with.outcrop.ejecta.crp.jpg/1280px-Sol2314B_Plains.Ripples.with.outcrop.ejecta.crp.jpg)
![Figura 5. Bloques de sedimento Meridiani en las paredes del cráter Concepción. El cráter Concepción es inusualmente joven (aproximadamente 100.000 años).[24] Por lo tanto, las superficies de sedimentos estratificados expuestas que se muestran aquí son algunas de las capas de sedimentos más recientes y menos erosionadas fotografiadas por la Pancam de Opportunity. Cuando se ven en tamaño completo, estas imágenes de Pancam (Figuras 5 y 6) tienen la resolución suficiente para mostrar muchas pequeñas esferulitas de hematita incrustadas en los sedimentos. Otra cámara de mayor resolución, la Microscopic Imager, tomó las mejores imágenes de las esferulitas de hematita (más abajo). Imagen tomada el sol 2147 (6 de febrero de 2010).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/64/Sol2147B.Sediment.blocks.Concepcion.Crater.jpg/1280px-Sol2147B.Sediment.blocks.Concepcion.Crater.jpg)
![Figura 6. Burns Cliff en el cráter Endurance. Esta imagen es una de las más conocidas de la Pancam de Opportunity. El archivo original es un enorme "mosaico" (12.316 x 4.218 píxeles) de muchas imágenes. Tiene una distorsión de la vista de "ojo de pez". Haga clic en la imagen para obtener una resolución más alta. Burns Cliff tiene al menos 7 m de altura.[37] Los acantilados de sedimentos de Meridiani tan grandes como Burns Cliff no son comunes. Solo se producen en cráteres Meridiani grandes más jóvenes que los sedimentos. Los sedimentos en Burns Cliff están más erosionados que los de la Figura 5, ya que el cráter Endurance es mucho más antiguo que el cráter Concepcion.[24] Opportunity recopiló datos en Burns Cliff durante varios meses en 2004, y muchos artículos importantes utilizaron estos datos.[37][38][39][40][41][42] Imágenes tomadas en los soles 287-294 (del 13 al 20 de noviembre de 2004).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b0/Sol287B.294.Burns_Cliff.jpg/1280px-Sol287B.294.Burns_Cliff.jpg)
![Figura 8. Un ejemplo de meteorito de hierro y níquel, Heat Shield Rock, con muchas esferulitas de hematita en el fondo. Heat Shield Rock también se puede ver en la Figura 3 como un pequeño punto a unos 20 m a la izquierda del escudo térmico descartado (de ahí el nombre del meteorito). Es grande. Su dimensión más larga es de 31 cm,[43] es decir, aproximadamente del tamaño de una pelota de baloncesto. Los grandes meteoritos de hierro y níquel fueron hallazgos ocasionales destacados por Opportunity, el rover encontró seis de ellos. Imagen tomada en Sol 346 (2005-02-01).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f7/Sol346B.Heat.Shield.Rock.plus.blueberries.jpg/1280px-Sol346B.Heat.Shield.Rock.plus.blueberries.jpg)
![Figura 9. Sol 1162 (01-05-2007). Cercanías del borde del cráter Victoria. Esta imagen muestra un pequeño cráter (de aproximadamente 1 m de diámetro), el cráter Granada,[44] y los materiales eyectados de este cráter en primer plano a la derecha, y un gran cráter de 800 m de diámetro, el cráter Victoria, en el fondo a la izquierda. Las huellas del rover Opportunity serpentean por la imagen alrededor de los dos cráteres. El cráter más grande es mucho más antiguo (> 140 millones de años) que el más pequeño (unos cientos de miles de años) y se encuentra en un estado de erosión más avanzado.[24] Una extensión de suelos arenosos lisos llena el fondo. Imagen tomada el Sol 1162 (01-05-2007).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/Sol1162B.Rim.Victoria.Crater.and.plain.at.Meridiani.Planum.jpg/1280px-Sol1162B.Rim.Victoria.Crater.and.plain.at.Meridiani.Planum.jpg)
![Figura 10. Cráter Concepción en Meridiani Planum. Es muy joven (~100.000 años de antigüedad). No está en la lista de cráteres con nombre oficial; sin embargo, se presentó en Golombek et al 2014[24], un estudio de erosión en Meridiani Planum. El daño a los sedimentos de la llanura causado por el impacto del meteorito que formó el cráter ayuda a convertir las esferulitas incrustadas en sedimentos en arándanos sueltos en la superficie. Esta fotografía es útil para comprender los procesos de erosión que crean los suelos y los arándanos sueltos (que se analizan a continuación en una subsección completa). Un campo de ondulaciones de llanura llena el fondo; este tipo de vistas de fondo son comunes en Meridiani. Imagen tomada el sol 2140 (10 de enero de 2010).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/04/Sol2140B.Crater.Concepcion.on.Meridiani.Planum.crp.jpg/1280px-Sol2140B.Crater.Concepcion.on.Meridiani.Planum.crp.jpg)
![Figura 18. Esferulitas sueltas de hematita en un afloramiento de sedimentos en el cráter Eagle. En este lugar, la mayoría de los diámetros de las esferulitas eran de 4 a 6 mm;[38] en esta imagen, el rango es de 3 a 6 mm. Imagen tomada el sol 46 (10 de marzo de 2004).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8a/1M132266947EFF05AMP2987M2M1.Bluberries.inside.Eagle.Crater.Sol.46.jpg/1280px-1M132266947EFF05AMP2987M2M1.Bluberries.inside.Eagle.Crater.Sol.46.jpg)
![Figura 22. Esta imagen (aproximadamente en color verdadero) es un objetivo de muestreo de hematita superficial tomado por la Pancam de Opportunity en el sol 532.[54] Se midió que este objetivo tenía una cobertura de hematita gruesa del 29%. Imagen tomada en el sol 532 (2 de julio de 2005).](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/12/Sol532B_P2456_1_True_RAD.jpg/1280px-Sol532B_P2456_1_True_RAD.jpg)
