El espectrómetro compacto de imágenes de reconocimiento para Marte ( CRISM ) era un espectrómetro de infrarrojo visible a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter que buscaba indicaciones mineralógicas de agua pasada y presente en Marte . El equipo del instrumento CRISM estaba compuesto por científicos de más de diez universidades y estaba dirigido por el investigador principal Scott Murchie. CRISM fue diseñado, construido y probado por el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins .
CRISM se estaba utilizando para identificar lugares en Marte que podrían haber albergado agua , [1] un solvente considerado importante en la búsqueda de vida pasada o presente en Marte . Para hacer esto, CRISM estaba mapeando la presencia de minerales y químicos que pueden indicar interacciones pasadas con agua: de baja temperatura o hidrotermal . [2] Estos materiales incluyen hierro y óxidos , que pueden ser alterados químicamente por el agua, y filosilicatos y carbonatos , que se forman en presencia de agua. Todos estos materiales tienen patrones característicos en sus reflejos en el infrarrojo visible y CRISM los vio fácilmente. Además, CRISM estaba monitoreando el hielo y las partículas de polvo en la atmósfera marciana para aprender más sobre su clima y estaciones.
CRISM midió la radiación electromagnética visible e infrarroja de 362 a 3920 nanómetros en incrementos de 6,55 nanómetros. El instrumento tenía dos modos, un modo multiespectral no dirigido y un modo hiperespectral dirigido. En el modo no dirigido, CRISM reconoce Marte y registra aproximadamente 50 de sus 544 longitudes de onda mensurables con una resolución de 100 a 200 metros por píxel. En este modo, CRISM cartografió la mitad de Marte unos meses después del aerofrenado y la mayor parte del planeta después de un año. [3] El objetivo de este modo es identificar nuevos lugares científicamente interesantes que podrían investigarse más a fondo. [3] En el modo dirigido, el espectrómetro midió energía en las 544 longitudes de onda. Cuando la nave espacial MRO se encuentra a una altitud de 300 km, CRISM detecta una franja estrecha pero larga en la superficie marciana de unos 18 kilómetros de ancho y 10.800 kilómetros de largo. El instrumento barrió esta franja a través de la superficie mientras MRO orbita Marte para obtener imágenes de la superficie. [4]
La parte de recopilación de datos de CRISM se llamó Unidad de sensor óptico (OSU) y constaba de dos espectrógrafos, uno que detectaba luz visible de 400 a 830 nm y otro que detectaba luz infrarroja de 830 a 4050 nm. El detector de infrarrojos se enfrió a –173° Celsius (–280° Fahrenheit ) mediante una placa radiadora y tres refrigeradores criogénicos. [5] Mientras está en modo objetivo, el instrumento gira para continuar apuntando a un área incluso aunque la nave espacial MRO se esté moviendo. El tiempo adicional para recopilar datos en un área específica aumenta la relación señal-ruido, así como la resolución espacial y espectral de la imagen. Esta capacidad de escaneo también permitió que el instrumento realizara funciones de fase de emisión, viendo la misma superficie a través de cantidades variables de atmósfera, que se usarían para determinar las propiedades atmosféricas. La Unidad de Procesamiento de Datos (DPU) de CRISM realiza el procesamiento de datos en vuelo, incluida la compresión de los datos antes de la transmisión.
CRISM comenzó su exploración de Marte a finales de 2006. Resultados del espectrómetro OMEGA visible/infrarrojo cercano en Mars Express (2003-presente), los Mars Exploration Rovers (MER; 2003-2019), el espectrómetro de emisión térmica TES en Mars Global Surveyor (MGS; 1997-2006) y el sistema de imágenes térmicas THEMIS en Mars Odyssey (2004-presente) ayudaron a enmarcar los temas para la exploración de CRISM:
En noviembre de 2018, se anunció que CRISM había fabricado algunos píxeles adicionales que representaban los minerales alunita, kieserita, serpentina y perclorato. [6] [7] [8] El equipo del instrumento descubrió que algunos falsos positivos fueron causados por un paso de filtrado cuando el detector cambia de un área de alta luminosidad a sombras. [6] Según se informa, el 0,05 % de los píxeles indicaban perclorato, lo que ahora se sabe que es una estimación alta falsa realizada por este instrumento. [6] Sin embargo, tanto el módulo de aterrizaje Phoenix como el rover Curiosity [9] midieron un 0,5% de percloratos en el suelo, lo que sugiere una distribución global de estas sales. [10] El perclorato es de interés para los astrobiólogos , ya que secuestra moléculas de agua de la atmósfera y reduce su punto de congelación, creando potencialmente películas delgadas de salmuera acuosa que, aunque tóxicas para la mayoría de la vida en la Tierra, podrían ofrecer hábitats para los microbios nativos marcianos en el subsuelo poco profundo. [6] [8] (Ver: Vida en Marte#Percloratos )
Los minerales acuosos son minerales que se forman en el agua, ya sea por alteración química de rocas preexistentes o por precipitación fuera de solución. Los minerales indican dónde existió agua líquida el tiempo suficiente para reaccionar químicamente con la roca. Los minerales que se forman dependen de la temperatura, la salinidad, el pH y la composición de la roca madre. Por lo tanto, qué minerales acuosos están presentes en Marte proporciona pistas importantes para comprender los entornos pasados. El espectrómetro OMEGA del orbitador Mars Express y los rovers MER descubrieron evidencia de minerales acuosos. OMEGA reveló dos tipos distintos de depósitos acuosos pasados. [11] El primero, que contiene sulfatos como yeso y kieserita, se encuentra en depósitos estratificados de la edad hesperiana (edad media marciana, hace aproximadamente 3,7 a 3 mil millones de años). El segundo, rico en varios tipos diferentes de filosilicatos, se encuentra en cambio en rocas de la edad de Noé (más de unos 3.700 millones de años). Las diferentes edades y químicas minerales sugieren un ambiente temprano rico en agua en el que se formaron filosilicatos, seguido de un ambiente más seco, más salino y ácido en el que se formaron sulfatos. El rover MER Opportunity pasó años explorando rocas sedimentarias formadas en este último entorno, llenas de sulfatos, sales y minerales de hierro oxidados.
El suelo se forma a partir de rocas madre mediante la desintegración física de las rocas y por alteración química de los fragmentos de roca. Los tipos de minerales del suelo pueden revelar si el ambiente era fresco o cálido, húmedo o seco, o si el agua era dulce o salada. Debido a que CRISM es capaz de detectar muchos minerales en el suelo o regolito, el instrumento se está utilizando para ayudar a descifrar los antiguos ambientes marcianos. CRISM ha encontrado un patrón de capas característico de arcillas ricas en aluminio superpuestas a arcillas ricas en hierro y magnesio en muchas áreas dispersas por las tierras altas de Marte. [12] Alrededor de Mawrth Vallis , estas "arcillas en capas" cubren cientos de miles de kilómetros cuadrados. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] [20] [ 21] [22] [23] Se producen capas similares cerca de la cuenca de Isidis , en las llanuras de Noé que rodean Valles Marineris , [ 24] y en las llanuras de Noé que rodean la meseta de Tharsis . La distribución global de arcillas estratificadas sugiere un proceso global. Las arcillas en capas son de edad tardía de Noé y datan de la misma época que las redes de valles talladas por el agua. La composición de la arcilla en capas es similar a lo que se espera para la formación del suelo en la Tierra: una capa superior erosionada y lixiviada de hierro y magnesio solubles, dejando un residuo insoluble rico en aluminio, con una capa inferior que aún conserva su hierro y magnesio. Algunos investigadores han sugerido que la "torta de capas" de arcilla marciana fue creada por procesos de formación del suelo, incluida la lluvia, en el momento en que se formaron las redes de valles. [25]
Los entornos marinos y lacustres de la Tierra son favorables para la preservación de fósiles, especialmente cuando los sedimentos que dejaron son ricos en carbonatos o arcillas. Cientos de cráteres de tierras altas en Marte tienen rocas sedimentarias en capas horizontales que pueden haberse formado en lagos. CRISM ha realizado muchas observaciones específicas de estas rocas para medir su mineralogía y cómo los minerales varían entre capas. La variación entre capas nos ayuda a comprender la secuencia de eventos que formaron las rocas sedimentarias. La Mars Orbiter Camera descubrió que donde las redes de valles desembocan en cráteres, comúnmente los cráteres contienen depósitos en forma de abanico. Sin embargo, no estaba del todo claro si los abanicos se formaron por deposición de sedimentos en el suelo seco de los cráteres ( abanicos aluviales ) o en lagos de cráteres ( deltas ). CRISM descubrió que en las capas más bajas de los ventiladores hay depósitos concentrados de arcilla. [26] [27] Se produce más arcilla más allá del extremo de los abanicos en los pisos del cráter y, en algunos casos, también hay ópalo. En la Tierra, las capas más bajas de los deltas se llaman lechos del fondo y están hechas de arcillas que se depositaron a partir del agua de los ríos que afluyen en partes tranquilas y profundas de los lagos. Este descubrimiento respalda la idea de que muchos abanicos se formaron en lagos de cráteres donde, potencialmente, se podría preservar evidencia de ambientes habitables.
No todos los antiguos lagos marcianos se alimentaban de redes de valles afluentes. CRISM descubrió varios cráteres en la vertiente occidental de Tharsis que contienen "anillos de bañera" de minerales de sulfato y una especie de filosilicato llamado caolinita. Ambos minerales pueden formarse juntos precipitando en agua salina ácida. Estos cráteres carecen de redes de valles afluentes, lo que demuestra que no fueron alimentados por ríos; en cambio, debieron haber sido alimentados por aguas subterráneas afluentes. [28] [29]
La identificación de depósitos de aguas termales era una prioridad para CRISM, porque las aguas termales habrían contado con energía (calor geotérmico) y agua, dos requisitos básicos para la vida. Una de las características de las fuentes termales en la Tierra son los depósitos de sílice. El rover MER Spirit exploró un depósito rico en sílice llamado "Home Plate" que se cree que se formó en una fuente termal. [30] [31] CRISM ha descubierto otros depósitos ricos en sílice en muchos lugares. Algunos están asociados con picos centrales de cráteres de impacto, que son lugares de calentamiento provocados por el impacto de meteoritos. También se ha identificado sílice en los flancos de volcán en el interior de la caldera del volcán en escudo Syrtis Major , formando montículos de colores claros que parecen versiones ampliadas del Home Plate . En otras partes, en las partes más occidentales de Valles Marineris, cerca del núcleo de la provincia volcánica de Tharsis, hay depósitos de sulfato y arcilla que sugieren manantiales "cálidos". Los depósitos de aguas termales son una de las áreas más prometedoras de Marte para buscar evidencia de vida pasada.
Una de las principales hipótesis de por qué el antiguo Marte era más húmedo que hoy es que una atmósfera espesa y rica en dióxido de carbono creó un invernadero global que calentó la superficie lo suficiente como para que se formara agua líquida en grandes cantidades. El hielo de dióxido de carbono en los casquetes polares actuales tiene un volumen demasiado limitado para contener esa atmósfera antigua. Si alguna vez existió una atmósfera espesa, fue arrastrada al espacio por el viento solar o por impactos, o reaccionó con rocas de silicato y quedó atrapada como carbonatos en la corteza de Marte. Uno de los objetivos que impulsó el diseño de CRISM fue encontrar carbonatos, para intentar resolver la cuestión de qué pasó con la atmósfera de Marte. Y uno de los descubrimientos más importantes de CRISM fue la identificación de un lecho de roca carbonatada en Nili Fossae en 2008. [32] Poco después, las misiones terrestres a Marte comenzaron a identificar carbonatos en la superficie; el módulo de aterrizaje Phoenix Mars encontró entre 3 y 5 % en peso de calcita (CaCO 3 ) en su lugar de aterrizaje en las tierras bajas del norte, [33] mientras que el rover MER Spirit identificó afloramientos ricos en carbonato de hierro y magnesio (16 a 34 % en peso) en las colinas de Columbia. del cráter Gusev . [34] Análisis posteriores de CRISM identificaron carbonatos en el borde del cráter Huygens, lo que sugirió que podría haber extensos depósitos de carbonatos enterrados en Marte. [35] Sin embargo, un estudio realizado por científicos de CRISM estimó que toda la roca carbonatada de Marte contiene menos dióxido de carbono que la actual atmósfera marciana. [36] [37] Determinaron que si existía una densa atmósfera marciana antigua, probablemente no esté atrapada en la corteza.
Comprender la composición de la corteza de Marte y cómo cambió con el tiempo nos habla de muchos aspectos de la evolución de Marte como planeta, y fue un objetivo importante de CRISM. Las mediciones remotas y terrestres anteriores al CRISM y el análisis de meteoritos marcianos sugieren que la corteza marciana está formada principalmente por roca ígnea basáltica compuesta principalmente de feldespato y piroxeno . Las imágenes de la Mars Orbiter Camera del MGS mostraron que en algunos lugares los pocos kilómetros superiores de la corteza se componen de cientos de finos flujos de lava volcánica. TES y THEMIS encontraron principalmente rocas ígneas basálticas, con rocas dispersas ricas en olivino e incluso algunas ricas en cuarzo.
El primer reconocimiento de roca sedimentaria extendida en Marte provino de la Mars Orbiter Camera, que descubrió que varias áreas del planeta, incluidos Valles Marineris y Terra Arabia, tienen rocas de tonos claros en capas horizontales. Las observaciones de seguimiento de la mineralogía de esas rocas realizadas por OMEGA encontraron que algunas son ricas en minerales de sulfato y que otras rocas estratificadas alrededor de Mawrth Vallis son ricas en filosilicatos. [38] Ambas clases de minerales son firmas de rocas sedimentarias. CRISM había utilizado su resolución espacial mejorada para buscar otros depósitos de roca sedimentaria en la superficie de Marte y capas de roca sedimentaria enterradas entre capas de roca volcánica en la corteza de Marte.
Para comprender el clima antiguo de Marte y si pudo haber creado entornos habitables para la vida, primero debemos comprender el clima de Marte actual. Cada misión a Marte ha logrado nuevos avances en la comprensión de su clima. Marte tiene variaciones estacionales en la abundancia de vapor de agua, nubes y neblinas de hielo de agua y polvo atmosférico. Durante el verano austral, cuando Marte está más cerca del Sol (en el perihelio), el calentamiento solar puede provocar enormes tormentas de polvo. Las tormentas de polvo regionales (las que tienen una escala de 1.000 kilómetros) muestran una sorprendente repetibilidad de un año a otro de Marte. Aproximadamente una vez cada década, se convierten en eventos de escala global. Por el contrario, durante el verano septentrional, cuando Marte está más alejado del Sol (en el afelio), hay un cinturón de nubes de hielo de agua ecuatorial y muy poco polvo en la atmósfera. La abundancia del vapor de agua atmosférico varía según las estaciones, con mayor abundancia en el verano de cada hemisferio, después de que los casquetes polares estacionales se han sublimado en la atmósfera. Durante el invierno, se forman escarcha y hielo tanto de agua como de dióxido de carbono en la superficie de Marte. Estos hielos forman los casquetes polares estacionales y residuales. Los casquetes estacionales, que se forman cada otoño y se subliman cada primavera, están dominados por hielo de dióxido de carbono. Los casquetes residuales, que persisten año tras año, consisten principalmente en hielo de agua en el polo norte y hielo de agua con una fina capa (de unas pocas decenas de metros de espesor) de hielo de dióxido de carbono en el polo sur.
La atmósfera de Marte es tan delgada y tenue que el calentamiento solar del polvo y el hielo en la atmósfera -no el calentamiento de los gases atmosféricos- es más importante para determinar el clima. Pequeñas partículas suspendidas de polvo y hielo de agua (aerosoles) interceptan entre el 20% y el 30% de la luz solar entrante, incluso en condiciones relativamente despejadas. Por tanto, las variaciones en las cantidades de estos aerosoles tienen una enorme influencia en el clima. CRISM había realizado tres tipos principales de mediciones del polvo y el hielo en la atmósfera: observaciones específicas cuyas vistas repetidas de la superficie proporcionan una estimación sensible de la abundancia de aerosoles; redes globales especiales de observaciones específicas cada dos meses diseñadas especialmente para rastrear variaciones espaciales y estacionales; y escanea el limbo del planeta para mostrar cómo el polvo y el hielo varían con la altura sobre la superficie.
El casquete estacional del polo sur tiene una extraña variedad de rayas y manchas brillantes y oscuras que aparecen durante la primavera, a medida que el hielo de dióxido de carbono se sublima. Antes de MRO, había varias ideas sobre procesos que podrían formar estas extrañas características, siendo un modelo líder los géiseres de dióxido de carbono . [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] CRISM había observado cómo crecían las manchas oscuras durante la primavera austral y descubrió que las rayas brillantes que se forman junto a las manchas oscuras se forman de nuevas y frescas heladas de dióxido de carbono, que apuntan como flechas hacia sus fuentes, las mismas fuentes que las manchas oscuras. Las rayas brillantes probablemente se forman por expansión, enfriamiento y congelación del gas dióxido de carbono, formando una "pistola humeante" que respalda la hipótesis del géiser.