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Plano meridiano

El Meridiani Planum (alternativamente llanura de Meridiani , llanura de Meridiani , Terra Meridiani o llanura de Terra Meridiani ) es una gran llanura que se extiende a ambos lados del ecuador de Marte y está cubierta por una gran cantidad de esférulas que contienen una gran cantidad de óxido de hierro o una región centrada en esta llanura. que incluye algunos terrenos contiguos. La llanura se asienta sobre una enorme masa de sedimentos que contiene una gran cantidad de agua retenida. El óxido de hierro en las esférulas es hematita cristalina (gris) (Fe 2 O 3 ).

El Meridiani Planum es una de las regiones de Marte más investigadas. Los científicos involucrados con el Mars Exploration Rover (MER) Opportunity de la NASA llevaron a cabo muchos estudios . Dos características sobresalientes encontradas por estas investigaciones son las acciones del flujo de agua y la química acuosa en la historia geológica de esta llanura y, particularmente específica de la llanura, una abundancia y ubicuidad de pequeñas esférulas compuestas principalmente de hematita gris que se asientan sueltas sobre la superficie de la llanura. suelos y debajo incrustados dentro de sus sedimentos. Las esférulas superficiales sueltas fueron erosionadas de los sedimentos. Se les llama informalmente "arándanos". Los sedimentos de la llanura tienen un contenido extremadamente alto de azufre (en forma de sulfatos) y niveles elevados de fosfato.

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 finales 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 parte del espectrómetro de emisión térmica (TES) del satélite Mars Global Surveyor . [1] [2] [3] [4] [5] Los diversos nombres para esta región (es decir, Terra Meridiani, Meridiani Planum) comenzaron a usarse en la literatura publicada en 2002/2003/2004. [2] [3] [4] 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 km 2 , [4] es decir, más grande que el Lago Superior (82.000 km 2 (32.000 millas cuadradas)) en América del Norte. Excepto en el caso del transporte por impacto de un gran meteorito, las esférulas superficiales sueltas tienden a permanecer a unos pocos metros de su ubicación inicial incrustada. [6] Las esférulas y los sedimentos de hematita de la superficie son coextensivos en 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 fue cubierta por eyecciones del impacto del cráter Bopolu . [5] La profundidad típica de los sedimentos subyacentes es de varios cientos de metros. [2] [5] [7] Los sedimentos de la llanura Meridiani se superponen a formaciones geológicas más antiguas que aparecen alrededor del límite de los sedimentos. [3] Los sedimentos de la llanura y las esférulas de hematita superficial se formaron en tres épocas geológicas y mediante 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. Como tal, el borde del cráter Endeavour es distinto de la llanura, aunque está rodeado por la llanura 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 una mancha oscura (albedo bajo) distintiva en imágenes de Marte con telescopios pequeños. Alrededor de 1830, los primeros cartógrafos de Marte, Johann Heinrich von Mädler y Wilhelm Beer , decidieron colocar el primer meridiano para los mapas de Marte a través de esta mancha oscura. A finales de la década de 1870, Camille Flammarion llamó a esta región oscura Sinus Meridiani ("Meridian Bay"). El Meridiani Planum cubre la parte occidental del Sinus Meridiani.

Viking 1 y Viking 2: terreno liso, sedimentos, agua

Las misiones Viking 1 y Viking 2 hicieron aterrizar con éxito los primeros módulos de aterrizaje en Marte en lugares alejados del Meridiani Planum. Sin embargo, ambas misiones también incluyeron satélites (que operaron entre 1976 y 1982 ) que tomaron muchas imágenes de la superficie de Marte desde la órbita. Las imágenes de satélite Viking 1 y Viking 2 de lo que hoy se llama Meridiani Planum (y sus regiones adyacentes) se estudiaron en tres trabajos en la década de 1980 [8] [9] [10] y nuevamente en dos artículos de 1997 [11] [12] publicado en los meses transcurridos entre el lanzamiento de la misión Mars Global Surveyor y su llegada a Marte. Edgett y Parker [12] observaron el terreno liso de lo que ahora llamamos Meridiani Planum y se dieron cuenta pronto de que la llanura probablemente estaba formada por sedimentos y probablemente tuvo 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 , quisieron delinear un marco para una exploración de Marte "más rápida, mejor y más barata" . En este contexto, en 1995/1996 se esbozó la "Estrategia del Agua". [13] 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)". Se consideraba que las tres áreas estaban 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 mediante estudios satelitales y aterrizar robots robóticos en la superficie para recolectar evidencia local detallada de agua y signos de vida. [13]

Estudios satelitales globales: hematita superficial y agua

Dos misiones de la NASA llegaron a Marte a mediados de 1997: 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 rover en Marte, el pequeño y de corta duración Sojourner . Mars Global Surveyor examinó la mayor parte de la superficie de Marte para mapear su topografía superficial, algunas distribuciones de minerales y realizar algunas otras mediciones.

Hematita, agua, llanura, potencial de vida: un lugar para aterrizar un rover

Un importante estudio realizado entre 1997 y 2002 por el Mars Global Surveyor recogió niveles de hematita en la superficie con el espectrómetro de emisiones térmicas (TES) del satélite. [14] Los datos del estudio de hematita TES se convirtieron en el mapa de baja resolución que se muestra en la Figura 1a. Este mapa, que cubre 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 ambos lados del ecuador y el primer meridiano en el centro de la Figura 1a. En la Figura 1b se muestra una imagen de mayor resolución de la región con alto contenido de hematita.

  • Figura 1a. Un mapa de baja resolución de todo Marte con niveles de hematita en la superficie. Los datos para este mapa fueron producidos 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. Mapeado de 1997 a 2002.
    Figura 1a . Un mapa de baja resolución de todo Marte con niveles de hematita en la superficie. Los datos para este mapa fueron producidos 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. Mapeado de 1997 a 2002.
  • Figura 1b. Mapa de niveles de hematita en superficie en Meridiani Planum. Esta es una ampliación de alta resolución de la parte central de la Figura 1a superpuesta a una imagen de la región. Mapeado de 1997 a 2002.
    Figura 1b . Mapa de niveles de hematita en superficie en Meridiani Planum. Esta es una ampliación de alta resolución de la parte central de la Figura 1a superpuesta a una imagen de la región. Mapeado de 1997 a 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 y relativamente fácil de aterrizar fueron las pruebas decisivas para elegir el Meridiani Planum. como uno de los sitios de aterrizaje para los dos vehículos de exploración de Marte (MER) más grandes de la NASA, llamados Opportunity y Spirit . [15] [16] La decisión para la NASA del mapa de hematita de la Figura 1b para elegir el lugar de aterrizaje del Opportunity se debió al hecho de que la NASA estaba utilizando altos niveles de hematita como evidencia indirecta de grandes cantidades de agua líquida que fluían en la región en del pasado (la hematita sólo se forma en presencia de agua líquida en entornos geológicos). En 2003, esta región con alto contenido de hematita era un lugar de alta prioridad para comenzar a buscar signos de vida en Marte. [15] [17]

Agua actual en Meridiani Planum (evidencia satelital)

Desde 2001, el detector de neutrones de alta energía (HEND) montado en el orbitador Mars Odyssey ha recopilado pruebas de la existencia de agua en el actual Meridiani Planum . Este detector de neutrones recoge señales de "hidrógeno equivalente en agua" (WEH) en todo el planeta. [18] Poco a poco fue construyendo mapas globales de WEH de superficie. [19] [20] Estos mapas muestran que las regiones polares y casi polares de Marte tienen los niveles más altos de WEH en la superficie; aunque Meridiani Planum tiene WEH relativamente alto para una región no polar. [20] Es probable que los mapas WEH subestimen los recursos hídricos actuales en Meridiani Planum ya que (a) el HEND tiene una profundidad de penetración poco profunda (1 m), [21] (b) la mayor parte de la superficie de la llanura está cubierta por suelos deshidratados y esférulas de hematita. [6] [22] [23]

Misiones iniciales: rover Opportunity y otros módulos de aterrizaje

El módulo de aterrizaje vacío y desplegado para el rover Opportunity después de completar el aterrizaje "hoyo en uno" dentro del cráter Eagle .

Comenzando con las estrategias de Daniel S. Goldin y la atención al detalle de la ingeniería de la NASA , el Mars Exploration Rover Opportunity realizó con éxito el aterrizaje "hoyo en uno" en el cráter Eagle en Meridiani Planum el 24 de enero (PST) de 2004. [24] NASA nombró a este lugar de aterrizaje Estación Memorial Challenger en honor a la última tripulación del transbordador espacial Challenger , que murió en 1986 cuando ese transbordador se rompió en vuelo. [25]

El Meridiani Planum también fue el lugar de aterrizaje objetivo de otras dos misiones: Mars Surveyor 2001 Lander y Schiaparelli EDM . [26] Sin embargo, estas otras dos misiones del módulo de aterrizaje no tuvieron éxito. El Mars Surveyor 2001 Lander fue cancelado tras los fallos de las misiones Mars Climate Orbiter y Mars Polar Lander , mientras que el sistema Schiaparelli EDM (Entry, Descent, and Landing Demonstrator Module) perdió el control durante la etapa de descenso y se estrelló de forma terminal el 19 de octubre. , 2016. ( Schiaparelli EDM fue parte del programa ExoMars de la Agencia Espacial Europea).

La travesía de la oportunidad

Figura 2 . Mapa transversal de la oportunidad

Opportunity viajó 28,06 millas (45,16 kilómetros) a través del Meridiani Planum y alrededor del borde del cráter Endeavour entre enero de 2004 y junio de 2018. [27] La ​​Figura 2 resalta la ruta transversal del rover (línea amarilla). La posición de la ruta dentro del Meridiani Planum se muestra mediante la línea azul de la ruta transversal denominada "OT" en la Figura 1b. El viaje comenzó el 25 de enero de 2004, con el aterrizaje en el Cráter del Águila . El rover atravesó los sedimentos y suelos de la llanura y estudió muchos cráteres de tamaño pequeño y mediano hasta agosto de 2011, cuando alcanzó el borde del enorme cráter Endeavour. Entre agosto de 2011 y el 10 de junio de 2018, estudió el borde del 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 fue declarada finalizada el 13 de febrero de 2019.

Vista similar a la humana (Pancam) de Meridiani Planum de Opportunity

El rover Opportunity tenía cinco cámaras. [17] Una, la Pancam (cámara panorámica), se montó 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; [28] [29] es decir, la Pancam fotografió imágenes cercanas a lo que la gente vería si estuviera 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 parada en lugares a lo largo de la travesía del Opportunity por el Meridiani Planum.

La visión amplia: una llanura con suelos lisos u ondulados

  • Figura 3. La llanura en un campo de suelos de "superficie arenosa lisa".[23] Los campos de suelos arenosos lisos pueden cubrir muchos kilómetros cuadrados. El brillante escudo térmico desechado del módulo de aterrizaje del Opportunity se encuentra en el centro de la imagen. El tinte azul/gris de las láminas lisas proviene de muchas esférulas de hematita gris que cubren el suelo.[30] Los campos de suelos lisos y fangosos son tan notablemente lisos que se destacan "ondas de cresta" de 1 cm de altura. Las ondas de la cresta son las líneas sinuosas de la figura. Están hechos de fragmentos de esférulas (ver Figura 21 para primeros planos).[30] La mayor parte de la región desde el inicio del Opportunity en el cráter Eagle hasta el cráter Victoria estaba cubierta de suelos arenosos suaves. Imagen tomada en Sol 322 (19 de diciembre de 2004).
    Figura 3 . La llanura en un campo de suelos de "superficie arenosa lisa". [23] Los campos de suelos arenosos lisos pueden cubrir muchos kilómetros cuadrados. El brillante escudo térmico desechado del módulo de aterrizaje del Opportunity se encuentra en el centro de la imagen. El tinte azul/gris de las láminas lisas proviene de muchas esférulas de hematita gris que cubren el suelo. [30] Los campos de suelos fangosos y lisos son tan notablemente lisos que se destacan "ondas de cresta" de 1 cm de altura. [23] [31] Las ondulaciones de la cresta son las líneas sinuosas en la figura. Están hechos de fragmentos de esférulas (ver Figura 21 para primeros planos). [30] La mayor parte de la región desde el inicio del Opportunity en el cráter Eagle hasta el cráter Victoria estaba cubierta de suelos arenosos suaves. [23] Imagen tomada en Sol 322 (19 de diciembre de 2004).
  • Figura 4. La llanura en un campo de suelos de "llanuras onduladas".[6] Los campos de llanuras onduladas cubren muchos kilómetros cuadrados. Las colinas en el horizonte son el borde del cráter Endeavour.[32] Cada ondulación de las llanuras es un montículo de tierra inclinado, generalmente de alrededor de 25 cm de alto, de 2 a 4 m de ancho y más largo que ancho. Los largos ejes de las ondas están aproximadamente alineados de norte a sur, ya que los vientos predominantes son (como los vientos alisios ecuatoriales en la Tierra) de este a oeste. Cada onda puede unirse con otras o estar separada por parches de afloramiento de sedimento Meridiani más claro (por ejemplo, en el primer plano izquierdo). Un puñado de bloques sueltos se asienta 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. Imagen tomada el Sol 2314 (28 de julio de 2010).
    Figura 4 . La llanura en un campo de suelos de "llanuras onduladas". [6] Los campos de llanuras onduladas cubren muchos kilómetros cuadrados. Las colinas en el horizonte son el borde del cráter Endeavour . [32] Cada ondulación de las llanuras es un montículo de tierra inclinado, generalmente de alrededor de 25 cm de alto, de 2 a 4 m de ancho y más largo que ancho. [6] [33] Los ejes largos de las ondas están aproximadamente alineados de norte a sur, ya que los vientos predominantes son (como los vientos alisios ecuatoriales en la Tierra) de este a oeste. Cada onda puede unirse con otras o estar separada por parches de afloramiento de sedimento Meridiani más claro (por ejemplo, en el primer plano izquierdo). Un puñado de bloques sueltos se asienta 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 tanto, tienen tasas de migración extremadamente lentas. [6] [34] [35] Imagen tomada el Sol 2314 (28 de julio de 2010).

Cráteres interiores: sedimentos en capas, acantilado quemado

  • Figura 5. Bloques de sedimento Meridiani en las paredes del Cráter Concepción. El cráter Concepción es inusualmente joven (aproximadamente 100.000 años).[23] Así que las superficies de sedimentos en capas expuestas fotografiadas aquí son algunas de las capas de sedimentos más frescas y menos erosionadas fotografiadas por la Pancam del Opportunity. Cuando se ven en tamaño completo, estas imágenes Pancam (Figuras 5 y 6) tienen la resolución suficiente para mostrar muchas pequeñas esférulas de hematita incrustadas en los sedimentos. Otra cámara de mayor resolución, la Microscopic Imager, tomó las mejores imágenes de las esférulas de hematita (más abajo). Imagen tomada el Sol 2147 (06/02/2010).
    Figura 5 . Bloques de sedimento Meridiani en las paredes del cráter Concepción. El cráter Concepción es inusualmente joven (aproximadamente 100.000 años). [23] Entonces, las superficies de sedimentos en capas 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 Pancam (Figuras 5 y 6) tienen la resolución suficiente para mostrar muchas pequeñas esférulas de hematita incrustadas en los sedimentos. Otra cámara de mayor resolución, la Microscopic Imager, tomó las mejores imágenes de las esférulas de hematita (más abajo). Imagen tomada el Sol 2147 (06/02/2010).
  • Figura 6. Burns Cliff en el cráter Endurance. Esta imagen es una de las más conocidas por la Pancam de Opportunity. El archivo original es un enorme "mosaico" (12.316 x 4.218 píxeles) de muchas imágenes. Tiene una distorsión de visión de "ojo de pez". Haga clic en la imagen para mayor resolución. Burns Cliff tiene al menos 7 m de altura. Los acantilados de sedimentos de Meridiani tan grandes como Burns Cliff no son comunes. Sólo se encuentran 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 Concepción.[23] Opportunity recopiló datos en Burns Cliff durante varios meses en 2004, y muchos artículos importantes utilizaron estos datos.[36][37][38][39][40][41] Imágenes tomadas en los soles 287-294 (13/11/2004 al 20/11/2004).
    Figura 6 . Burns Cliff en el cráter Endurance. Esta imagen es una de las más conocidas por la Pancam de Opportunity . El archivo original es un enorme "mosaico" (12.316 x 4.218 píxeles) de muchas imágenes. Tiene una distorsión de visión de "ojo de pez". Haga clic en la imagen para mayor resolución. Burns Cliff tiene al menos 7 m de altura. [36] Los acantilados de sedimentos de Meridiani tan grandes como Burns Cliff no son comunes. Sólo se encuentran 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 Concepción. [23] Opportunity recopiló datos en Burns Cliff durante varios meses en 2004, y muchos artículos importantes utilizaron estos datos. [36] [37] [38] [39] [40] [41] Imágenes tomadas en los soles 287-294 (2004-11-13 a 2004-11-20).

Hierro en el suelo: Esférulas (Arándanos), Meteoritos

  • Figura 7. Muchas esférulas de hematita en un área mayor a 1 m2. Esta imagen está recortada del primer plano de la Figura 9. A tamaño completo, es buena para visualizar con claridad muchos miles de esférulas de hematita (alrededor de 20.000 esférulas esparcidas en un área de aproximadamente 2 m2). La claridad de las imágenes se debió a las condiciones favorables de iluminación y polvo. Los bloques más grandes en la imagen son eyecciones del pequeño cráter Granada adyacente (consulte el lado derecho de la Figura 9 a continuación). Estos eyectados de cráter son pequeños trozos de sedimento de Meridiani. Son visibles esférulas de hematita incrustadas en el sedimento eyectado. Algunos de los paneles solares del Opportunity son visibles en primer plano. Imagen tomada en Sol 1162 (1 de mayo de 2007).
    Figura 7 . Muchas esférulas de hematita en un área mayor a 1 m 2 . Esta imagen está recortada del primer plano de la Figura 9. A tamaño completo, es buena para visualizar con claridad muchos miles de esférulas de hematita (alrededor de 20.000 esférulas esparcidas en un área de aproximadamente 2 m 2 ). La claridad de las imágenes se debió a las condiciones favorables de iluminación y polvo. Los bloques más grandes en la imagen son eyecciones del pequeño cráter Granada adyacente (consulte el lado derecho de la Figura 9 a continuación). Estos eyectados de cráter son pequeños trozos de sedimento de Meridiani. Son visibles esférulas de hematita incrustadas en el sedimento eyectado. Algunos de los paneles solares del Opportunity son visibles en primer plano. Imagen tomada en Sol 1162 (1 de mayo de 2007).
  • Figura 8. Un ejemplo de meteorito de hierro y níquel, Heat Shield Rock, con muchas esférulas de hematita al 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 desechado (de ahí el nombre del meteorito). Es largo. Su dimensión más larga es de 31 cm[42], es decir, aproximadamente del tamaño de una pelota de baloncesto. Grandes meteoritos de hierro y níquel fueron hallazgos ocasionales del Opportunity; el rover encontró seis de ellos. Imagen tomada en Sol 346 (1 de febrero de 2005).
    Figura 8 . Un ejemplo de meteorito de hierro y níquel, Heat Shield Rock , con muchas esférulas de hematita al 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 desechado (de ahí el nombre del meteorito). Es largo. Su dimensión más larga es de 31 cm, [42] es decir, aproximadamente del tamaño de una pelota de baloncesto. Grandes meteoritos de hierro y níquel fueron hallazgos ocasionales del Opportunity ; el rover encontró seis de ellos. Imagen tomada en Sol 346 (1 de febrero de 2005).

Descripción general del borde del cráter (grande y pequeño)

  • Figura 9. Sol 1162 (1 de mayo de 2007). La vecindad del borde del cráter Victoria. Esta imagen muestra un cráter diminuto (~1 m de diámetro), el cráter Granada,[43] y las eyecciones de este cráter en el primer plano derecho, y un cráter grande de 800 m de diámetro, el cráter Victoria, en el fondo izquierdo. Las huellas del rover Opportunity recorren la imagen alrededor de los dos cráteres. El cráter más grande es mucho más antiguo (> 140 millones de años) que el más pequeño (unos pocos cientos de miles de años) y se encuentra en un estado de erosión más avanzado.[23] Una extensión de suelos arenosos suaves completa el fondo. Imagen tomada en Sol 1162 (1 de mayo de 2007).
    Figura 9 . Sol 1162 (1 de mayo de 2007). La vecindad del borde del cráter Victoria . Esta imagen muestra un cráter diminuto (~1 m de diámetro), el cráter Granada, [43] y las eyecciones de este cráter en el primer plano derecho, y un cráter grande de 800 m de diámetro, el cráter Victoria , en el fondo izquierdo. Las huellas del rover Opportunity recorren 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. [23] Una extensión de suelos arenosos suaves completa el fondo. Imagen tomada en Sol 1162 (1 de mayo de 2007).
  • Figura 10. Cráter Concepción en Meridiani Planum. Es muy joven (~100.000 años). No está en la lista de cráteres con nombre oficial; sin embargo, apareció en Golombek et al 2014[23], 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 esférulas incrustadas en los 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 la llanura completa el fondo; estas vistas de fondo son comunes en Meridiani. Imagen tomada el Sol 2140 (10 de enero de 2010).
    Figura 10 . Cráter Concepción en Meridiani Planum. Es muy joven (~100.000 años). No está en la lista de cráteres con nombre oficial; sin embargo, apareció en Golombek et al 2014 [23], 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 esférulas incrustadas en los 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 la llanura completa el fondo; estas 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:

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, esférulas, suelos y polvo). Los descubrimientos y composiciones de meteoritos y eyecciones de larga distancia se detallan 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 capas de afloramientos de rocas sedimentarias expuestas en Eagle, Fram y Endurance fueron examinadas por el conjunto de instrumentos del Opportunity . [44] [45] [46] [47] 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 roca basáltica, 10% en peso de hematita y otros óxidos, 2% en peso de cloruros y 1-2% en peso de fosfatos. [39] Una característica destacada 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 los basaltos en el cráter Gusev (estudiado Spirit , el hermano MER), e incluso más extremos en relación con las rocas típicas de la Tierra. [37] Los principales sulfatos son sulfatos de magnesio hidratados (p. ej., kieserita y epsomita ), sulfatos de calcio hidratados (p. ej., bassanita y yeso ) y jarosita (un sulfato hidratado complicado que contiene hierro y probablemente potasio o sodio); las sales de cloruro incluyen halita y bischofita. [46] [39] La detección de jarosita fue una sorpresa, [37] [45] y su presencia limita significativamente las posibles vías geoquímicas que conducen a la formación de sedimentos Meridiani. [40] [41]

¿Contenido de agua? Una gran incógnita es la cantidad de agua residual que hay actualmente en los sedimentos estratificados. No fue posible obtener respuestas de las mediciones directas realizadas por el rover Opportunity porque los instrumentos del rover no pudieron detectar agua ni hidrógeno. Sin embargo, en 2005, Clark et al. dio un rango de 6% en peso a 22% en peso basado en un argumento geoquímico indirecto. [39] 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 profundidad de penetración poco profunda (1 m) del detector de neutrones y la capa de agua). suelo superior pobre que cubre la mayor parte de las áreas de Meridiani). [39] En 2005, el nivel de WEH medido en Meridiani fue del 7 % en peso, [39] pero la detección continua de neutrones produjo un mapa de WEH de 2018 que indicaba un 9-10 % en peso de WEH en todo Meridiani. [20]

Existe 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 las presiones de la atmósfera de Martain. [48] ​​[49] [50] [51] A presiones marcianas, estos estudios extrajeron fácilmente agua de 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 a la que llamaron meridianiita (por Meridiani Planum), de fórmula MgSO 4 , 11H 2 O, que se descompone en epsomita , MgSO 4 ,7H 2 O y agua a 2 o C.

El espectrómetro de rayos X de partículas alfa (APXS) del Opportunity encontró niveles bastante altos de fósforo en las rocas. [44] Dado que la solubilidad del fósforo está relacionada con la solubilidad del uranio , el torio y los elementos de tierras raras , se sugirió que estos otros metales también están enriquecidos en los sedimentos de los afloramientos de Meridiani. [44]

Esférulas

Resultados tempranos de la esférula

Al principio, el espectrómetro Mössbauer del Opportunity tomó datos que determinaron que el componente mineral de hierro de estas esférulas está dominado por la hematita. [45] [52] Sin embargo, el espectrómetro Mössbauer no proporcionó información sobre los componentes minerales de estas esférulas que no contienen hierro.

Figura 11 . Sitio 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 "berry bowl" tomó lecturas de un espectrómetro de rayos X de partículas alfa (APXS) de dos objetivos de muestreo a solo unos centímetros de distancia: 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 adyacentes en forma de "cuenco de bayas". Los resultados de 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 citados aquí) que la hematita dominaba la composición de las esférulas y algunos artículos publicados citaron estas afirmaciones de la conferencia. Sin embargo, había motivos para ser cautelosos. Los instrumentos detectaron señales mixtas de objetivos de muestreo que incluían señales no sólo de las esférulas sino también de polvo y rocas (en el experimento del "cuenco de bayas") o polvo y suelos (en otras colecciones de datos de composición). En 2006, Morris et al. [52] demostraron que los métodos utilizados por algunos investigadores para seleccionar la señal de composición de las esférulas de las señales del polvo y del suelo eran defectuosos y que tales 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 sin restricción alguna).

Resultados posteriores de la esférula

Un artículo de 2008 publicó el resultado de un experimento inteligente que demostró que el mini-TES (espectrómetro de emisión térmica) del Opportunity no podía detectar ningún mineral de silicato en las esférulas. [53] Esta falta de detección limitó los niveles de silicato en las esférulas a menos del 10% en peso y probablemente a menos del 8% en peso. Este resultado es útil ya que los datos 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 (permitidas = consistentes con la no detección de silicatos). [54] Los porcentajes en peso más bajo y más alto 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, Na 2 O, P 2 O 5 , SO 3 y Cl) cada uno tenía un contenido por encima del nivel de trazas 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 de trazas.

Suelos

Figura 12 . Zanja en suelos lisos en el Meridiani Planum, Marte. Tenga en cuenta que casi no hay esférulas de hematita ni fragmentos de esférulas debajo de la delgada capa superior. Bajo la capa superior predominan los suelos basálticos. Imagen tomada en Sol 372 (9 de febrero de 2005).

Los suelos subyacentes en Meridiani Planum son similares a los del cráter Gusev, Ares Vallis, [55] y el cráter Gale; [56] aunque los niveles de sulfatos en los suelos de Meridiani son notablemente más altos que en otros lugares. [37] En Meridiani Planum, los suelos están blindados con una fina capa superior de esférulas de hematita con su composición distintiva (no encontrada en el cráter Gusev, Ares Vallis y el cráter Gale). Esta estratificación de esférulas (y fragmentos de esférulas) 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 de eyección ricos en sulfato de los sedimentos. [30] 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. [55] 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 SO3 , 2,2% en peso de Na2O , ~5% en peso de otros óxidos (total). [56] [54]

Polvo

El polvo cubre todo Marte y la composición de este polvo es esencialmente uniforme en todas partes, [56] debido a las numerosas tormentas de polvo sobre Marte, incluidas las tormentas de polvo globales que ocurren cada pocos años. [57] [58]

La medición APXS de Opportunity de un objetivo de muestreo cubierto de polvo al que se hace referencia comúnmente, MontBlanc_LeHauches, proporciona una composición de polvo que es en gran medida de carácter basáltico con los siguientes porcentajes en peso para los óxidos estándar: 45,3% en peso de SiO2 , 17,6% en peso de Fe0, 9,2 en peso. % Al2O3 , 7,6% en peso de MgO, 7,3% en peso de SO3 , 6,6% en peso de CaO, 2,2% en peso deNa20 , 1,0 TiO2 , 0,9% en peso de P2O5y un total de 2,0% en peso para el otros siete óxidos estándar. [59]

Se creó un espectro de Mössbauer a partir del polvo que se acumuló en el imán de captura del Opportunity . Los resultados sugirieron que el componente magnético del polvo era titanomagnetita, en lugar de simplemente magnetita , como se pensaba alguna vez. Se detectó una pequeña cantidad de olivino , lo que se interpretó como indicativo de un largo período árido en el planeta. Por otro lado, una pequeña cantidad de hematita presente significaba que pudo haber habido agua líquida durante un corto período de tiempo en la historia temprana del planeta. [60]

Descubrimientos de meteoritos y eyecciones de larga distancia

Meteoritos

Opportunity encontró seis grandes meteoritos de hierro y níquel simplemente asentados en las llanuras ( Heat Shield Rock (que se muestra en la Figura 8), Block Island , Shelter Island , Mackinac Island , Oileán Ruaidh e Irlanda), [61] aunque estos seis pueden originarse en menos impactos (es decir, un meteoro original se rompió en pedazos). [62] El examen con el espectrómetro de emisión térmica en miniatura ( Mini-TES ), el espectrómetro Mossbauer y APXS llevó a los investigadores a clasificar 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 metales). forma). [42] 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. [42] )

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 [55] ; muchos meteoritos de hierro y níquel se desintegran durante el descenso y el impacto, y estos pedazos eran demasiado pequeños para el Pancam para identificar.

Los meteoritos pedregosos son más difíciles de identificar que los meteoritos de hierro y níquel. [63] Sin embargo, se cree que el adoquín llamado "Fig Tree Barberton" y otros tres del "grupo Barberton" son meteoritos pedregosos o de hierro pedregoso (silicato de mesosiderita). [64] [42] [65]

Opportunity estudió nueve adoquines en el "Grupo Arkansas" que eran brechas que mostraban evidencia de material derritiéndose por el calor generado por los impactos de meteoritos. [sesenta y cinco]

Eyección de 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 nada de olivino. Se parecía mucho a una parte, la Litología B, del meteorito shergottita EETA 79001, un meteorito terrestre que se sabe procede de Marte. [66] La roca de rebote recibió su nombre porque las bolsas de aire del módulo de aterrizaje del Opportunity rebotaban sobre ella . [66] [67] Se cree que la otra roca, "Isla Marquette", se originó en lo profundo de la corteza de Marte. [68] Tanto "Bounce Rock" como "Marquette Island" se consideran eyecciones de grandes impactos de cráteres que ocurren fuera de la llanura a grandes distancias de donde el rover encontró estas rocas. [66] [68]

Historia geológica

Figura 13 . Mapa de inercia térmica de la mitad sur de Meridiani Planum y una región al sur del mismo. En la región del sur se ven valles fluviales secos. Estos ríos secos antiguamente desembocaban en los sedimentos de Meridiani, los valles secos ahora desembocan en la llanura. [69] La imagen fue tomada desde la órbita por el instrumento THEMIS a bordo del orbitador Mars Odyssey . [70]

La historia del cambio geológico en Meridiani Planum se divide 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 , Hesperia y Amazónica .

Flujos del río Noé

Antes de la formación de los sedimentos definitorios de Meridiani, en el Noé húmedo (llamado así por el Noé bíblico) hace más de ~3.700 millones de años, había agua líquida en abundancia como para formar canales fluviales que compraban y depositaban grandes cantidades de limo basáltico para la actual región de Meridiani. [12] [1] [71] [5] Edgett y Parker apenas podían discernir algunos de estos valles fluviales en las imágenes del orbitador Viking de la década de 1970. [12] 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 obtener una resolución más alta). [69] Estos canales fluviales tomaron agua desde los terrenos más altos en el sureste (abajo a la derecha de la Figura 13) hacia el noroeste y hasta el actual Meridiani Planum. Los valles fluviales que se ven en la Figura 13 terminan abruptamente a medida que desembocan en la formación masiva de sedimentos del Meridiani.

La evidencia actual apunta a que el terreno inclinado (necesario para el flujo de los ríos) se creó por una inclinación gigante en la superficie de Terra Meridiani Marte causada por la aparición de la enorme meseta de Tharsis y los vastos volcanes de Tharsis a varios miles de kilómetros de distancia. [72] [73] [71]

Formación de los sedimentos y esférulas incrustadas actuales

Desde finales de Noé /principios de Hesperio hasta hace unos 3.500 millones de años, los sedimentos en capas depositados en la época anterior de Noé se transformaron. [5] Esta transformación probablemente incluyó una importante deposición adicional de material de origen volcánico con alto contenido de azufre. [39] El cambio ciertamente incluyó una geoquímica acuosa que era ácida y salada, así como niveles de agua ascendentes y descendentes: las características que proporcionan evidencia incluyen sedimentos cruzados, la presencia de cavidades y esférulas de hematita incrustadas que atraviesan las capas de sedimentos. , adicionalmente la presencia de grandes cantidades de sulfato de magnesio y otros minerales ricos en sulfatos como la jarosita y los cloruros. [37] [39] [40] [41] La formación de jarosita requiere condiciones acuosas ácidas por debajo de pH 3. [40] [41]

Las Figuras 14 y 15 muestran imágenes en primer plano de Microscopic Imager de la matriz de roca sedimentaria que apareció (recortada) en un prestigioso artículo. [37] La ​​Figura 14 ilustra los cuatro componentes físicos del afloramiento de sedimentos: (i) las capas sedimentarias que contienen muchas partículas de arena basáltica; (ii) las esférulas de hematita incrustadas; (iii) cemento de grano fino rico en sulfatos (en la mayor parte del afloramiento); (iv) cavidades vug (que se cree que son moldes para cristales de, por ejemplo, sulfatos hidratados). [37] La ​​Figura 15 muestra una superficie de afloramiento de sedimentos similar a la Figura 14. Sin embargo, la herramienta de abrasión de rocas del Opportunity erosionó esta superficie. Dichas abrasiones mostraron que (a) las capas de sedimento son muy blandas y fáciles de cortar, y (b) las esférulas de hematita tienen estructuras internas uniformes. [37] [36] [53] [74]

  • Figura 14. Primer plano de la matriz de sedimento con esférulas de hematita incrustadas en el Cráter Eagle. La esférula central (parcialmente incrustada) tiene 3,7 mm de diámetro. La imagen cubre un área aproximada de 32 mm x 32 mm. Fue tomada el 29 de sol (24 de febrero de 2004).
    Figura 14 . Primer plano de la matriz de sedimentos con esférulas de hematita incrustadas en el cráter Eagle. La esférula central (parcialmente incrustada) tiene 3,7 mm de diámetro. La imagen cubre un área aproximada de 32 mm x 32 mm. Fue tomada el 29 de sol (24 de febrero de 2004).
  • Figura 15. Primer plano de la matriz de sedimento y las esférulas 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 Sol 34 (29 de febrero de 2004).
    Figura 15 . Primer plano de la matriz de sedimentos y las esférulas de hematita incrustadas desgastadas 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 Sol 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. Las afluencias de los ríos fueron cada vez menores y, en este período, los movimientos de agua dominantes en los sedimentos se convirtieron en movimientos verticales con niveles de aumento y caída de los acuíferos. [37] [39] Al menos un modelo de hidrología marciana global explica el cambio histórico en los flujos de agua en Meridiani Planum. [75] Este modelo vincula el cambio de Meridiani en los flujos de agua con la actividad en la región volcánica de Tharsis. Con los flujos verticales del acuífero, se cree que los lagos (de playa) se formaban y desaparecían repetidamente a medida que los niveles del acuífero subían y bajaban. [37] [66] [40] [41] (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). [37]

McLennan y sus estudiantes construyeron un modelo geoquímico que genera hematita en un contexto como el sedimento Meridiani. [40] [41] [76] [77] La ​​hematita se formó en esférulas por concreción . [37] [74] [78] 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 que aún estaba en la matriz de roca probablemente se fijó en su lugar cuando el agua en movimiento desapareció ). [74]

Los resultados de estas transformaciones siguen intactos en gran medida hoy en día. Los principales cambios posteriores sólo afectaron a las capas superiores de los sedimentos Meridiani (más abajo).

Degradación de cráteres, formación de suelos y esférulas sueltas

El período de subida y bajada de los niveles de los acuíferos cesó y, a partir de entonces, no fluyó agua por Meridiani Planum. [5] [23] Aunque no se comprende bien cuándo sucedió esto. Las estimaciones incluyen hace unos 3.500 millones de años [5] y hace unos 3.000 millones de años. [23] La única agua que quedó en la llanura estaba y está contenida en rocas. [39]

La erosión con flujos de agua en épocas anteriores fue mucho más rápida que en esta última (y presente) época árida. [23] 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 los impactos de meteoritos, el viento y la gravedad. Durante el eón difícil de comprender de alrededor de tres mil millones de años, los impactos de meteoritos y el viento formaron la capa superior del suelo arenoso y las esférulas de hematita sueltas y las clasificaron en las capas de suelo que la Pancam del Opportunity fotografió y que ahora podemos ver. [22] [23] [6] [79]

Los procesos impulsados ​​por meteoritos, gravedad y viento funcionan así:

Figura 17 . Detalle que muestra esférulas de hematita erosionándose a partir de bloques de sedimentos eyectados. Observe el aumento de la densidad superficial de las esférulas sueltas que se encuentran en anillos alrededor de los pequeños relojes de sedimentos eyectados. Esta imagen está recortada de la Figura 7. Fue tomada en el Sol 1162 (2007-0501).

Phil Christensen describió estos procesos en 2004, poco después de que Opportunity aterrizara. [46] Posteriormente, una investigación más profunda (con más años de datos de Opportunity ) confirmó los procesos anteriores y agregó detalles. [22] [23] [6] [80] 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 blando y fácil de erosionar (friable). [1] Y esa predicción se hizo después de que los datos del orbitador mostraran que Meridiani Planum es muy suave y que los pequeños cráteres se degradan y desaparecen más rápidamente que en las regiones adyacentes. [1]

Opportunity descubrió que los sedimentos de Meridiani son blandos y friables. [37] [39] Más datos de satélites y rovers mostraron que las tasas de erosión en el Meridiani Planum son muy lentas (en relación con la erosión relacionada con el agua en la Tierra y en Marte temprano) pero también extremadamente rápidas (entre 30 y 300 veces más rápidas) en comparación. a otras regiones áridas de Marte (como el cráter Gusev). [22] [23]

La Figura 17 muestra esférulas de hematita a medida que pasaron de ser esférulas incrustadas a esférulas sueltas. En la Figura 17, alrededor de siete bloques de sedimentos eyectados por erosión (del pequeño cráter Granada) hay anillos que rodean estos bloques, donde estos anillos se forman por concentraciones superficiales localmente altas de esférulas sueltas y son causadas por esférulas sueltas adicionales que se erosionan de los bloques de sedimento. . La Figura 17 está recortada de la Figura 7, que, a su vez, fue recortada de la Figura 9. Haga clic y amplíe la Figura 17 para ver los anillos de esférulas de alta densidad.

Tamaño y densidad superficial de las esférulas de hematita (arándanos)

Tamaño de la esférula

El tamaño de las esférulas de hematita varió según la ubicación a lo largo de la travesía del Opportunity por Meridiani Planum. [53] Las figuras siguientes ilustran esta variación. Las Figuras 18, 19 y 20 muestran esférulas superficiales sueltas en el cráter Eagle (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 Microscope Imager del Opportunity ; tiene 8,3 mm de diámetro.

La Figura 21 muestra fragmentos de esférulas (o esférulas muy pequeñas) en una "ondulación de cresta". Estas estaban justo al lado de esférulas mucho más grandes que yacen 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 esférulas mucho más grandes esparcidas entre las ondulaciones de cresta en parte superior de los suelos. La vista amplia de la Figura 3 también muestra las ondulaciones de las crestas a medida que se forman las líneas sinuosas formadas por el viento en la parte superior del lecho de suelo arenoso liso.

  • Figura 18. Esférulas de hematita sueltas en un afloramiento de sedimentos en el cráter Eagle. En esta ubicación, la mayoría de los diámetros de las esférulas eran de 4 a 6 mm;[37] en esta imagen, el rango es de 3 a 6 mm. Imagen tomada el Sol 46 (10 de marzo de 2004).
    Figura 18 . Esférulas de hematita sueltas en un afloramiento de sedimentos en el cráter Eagle. En esta ubicación, la mayoría de los diámetros de las esférulas eran de 4 a 6 mm; [37] en esta imagen, el rango es de 3 a 6 mm. Imagen tomada el Sol 46 (10 de marzo de 2004).
  • Figura 19. Pequeñas esférulas de hematita sueltas en suelos a unos 500 m al noroeste del cráter Victoria. En esta imagen, la mayoría de las esférulas tienen entre 1 y 2 mm de diámetro. Algunos tienen diámetros inferiores a 1 mm y el más grande mide 2,5 mm x 4 mm. Imagen tomada en Sol 910 (15 de agosto de 2004).
    Figura 19 . Pequeñas esférulas de hematita sueltas en suelos a unos 500 m al noroeste del cráter Victoria. En esta imagen, la mayoría de las esférulas tienen entre 1 y 2 mm de diámetro. Algunos tienen diámetros inferiores a 1 mm y el más grande mide 2,5 mm x 4 mm. Imagen tomada en Sol 910 (15 de agosto de 2004).
  • Figura 20. Algunas esférulas de hematita sueltas en un afloramiento de sedimentos a unos 200 m del cráter Endeavour. La esférula más grande tiene un diámetro de 8,3 mm; es una de las más grandes fotografiadas por Opportunity. La menor densidad numérica de esférulas en esta imagen se debe principalmente a que las esférulas se encuentran en afloramientos de roca en lugar de en 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 20 . Algunas esférulas de hematita sueltas en un afloramiento de sedimentos a unos 200 m del cráter Endeavour. La esférula más grande tiene un diámetro de 8,3 mm; es una de las más grandes fotografiadas por Opportunity. La menor densidad numérica de esférulas en esta imagen se debe principalmente a que las esférulas se encuentran en afloramientos de roca en lugar de en 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 esférulas de hematita (o esférulas 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 esférulas/fragmentos pequeños están entre 0,7 mm y 1,5 mm. Esta imagen fue tomada a unos pocos metros de la zanja en la Figura 12. La parte superior de la Figura 12 muestra una vista de gran angular de dos ondulaciones de cresta (divididas en dos por la zanja) con esférulas de hematita mucho más grandes extendidas sobre los suelos entre las dos crestas se ondulan. Imagen tomada en Sol 369 (6 de febrero de 2005).
    Figura 21 . Pequeños fragmentos sueltos de esférulas de hematita (o esférulas 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 esférulas/fragmentos pequeños están entre 0,7 mm y 1,5 mm. Esta imagen fue tomada a unos pocos metros de la zanja en la Figura 12. La parte superior de la Figura 12 muestra una vista de gran angular de dos ondulaciones de cresta (divididas en dos por la zanja) con esférulas de hematita mucho más grandes extendidas sobre los suelos entre las dos crestas se ondulan. Imagen tomada en Sol 369 (6 de febrero de 2005).

Número de esférulas de hematita y densidad de superficie de esférulas sueltas

No hay estimaciones publicadas revisadas por pares sobre el número de esférulas de hematita sueltas en los suelos de Meridiani o esférulas de hematita incrustadas en los sedimentos de la llanura. Sin embargo, el lector puede darse cuenta de cuán alucinantes son estos números con una fotografía de un área de suelo con una densidad superficial típica de las esferas de hematita. Tal fotografía ha sido publicada. [53]

Las figuras 22 y 23 son versiones de la fotografía en color verdadero y en color falso. [53] Las esférulas son más fáciles de ver en la versión publicada en color falso (Figura 23). [53] Haga clic en él para ampliarlo. 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%. [53] Estos objetivos fueron muestreados en un área amplia, entre Sol 70 (2004-04-04) y Sol 999 (2007-11-15).

  • Figura 22. Esta imagen (color verdadero aproximado) es un objetivo de muestreo de hematita de superficie tomada por la Pancam del Opportunity en el Sol 532.[53] Se midió que este objetivo tenía una cobertura de hematita gruesa del 29 %. Imagen tomada en Sol 532 (2 de julio de 2005).
    Figura 22 . Esta imagen (color verdadero aproximado) es un objetivo de muestreo de hematita de superficie tomada por la Pancam del Opportunity en Sol 532. [53] Se midió que este objetivo tenía una cobertura de hematita gruesa del 29%. Imagen tomada en Sol 532 (2 de julio de 2005).
  • Figura 23. Esta es una versión en falso color de la Figura 22. Las esférulas de hematita son más fáciles de resolver en falso color. Imagen tomada en Sol 532 (2 de julio de 2005).
    Figura 23 . Esta es una versión en falso color de la Figura 22. Las esférulas de hematita son más fáciles de resolver en falso color. Imagen tomada en Sol 532 (2 de julio de 2005).

Las partes de la llanura Opportunity estudiadas no son especiales: en comparación con el resto de Meridiani Planum, no tienen altos niveles de hematita en la superficie. Para ver esto, mire 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 la llanura del Opportunity .

La cantidad alucinante de esférulas de hematita sueltas resulta sorprendente cuando las figuras 22 y 23 se extrapolan a toda la superficie de la llanura (alrededor de 150.000 km 2 [4] ): 150.000 km 2 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 la superficie terrestre 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). [80] Dado que (1) las estimaciones de la profundidad de erosión del sedimento original necesaria para producir las esférulas sueltas son menos de 1 metro, [66] [30] [22] mientras que (2) las profundidades típicas de los sedimentos de la llanura son varios cien metros. [5]

Resumen de evidencia de agua

Muchas líneas de evidencia indican que hay agua en Meridiani Planum hoy o en el pasado distante. Antes de ofrecer un breve resumen de las principales líneas de evidencia ya proporcionadas anteriormente, se presentan algunas más.

Figura 24. Características de estratificación cruzada en la roca "Last Chance".

Algunas rocas mostraban pequeñas capas (laminaciones) con formas creadas únicamente por el suave flujo del agua. [81] 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 adorno debido al transporte en ondas subacuáticas. [37] La ​​Figura 24 ilustra la estratificación cruzada, también llamada crossbedding.

La concentración del elemento bromo en las rocas era muy variable. [55] Esto puede ser evidencia de agua. El bromo es muy soluble y puede haberse movido con los flujos de agua. La deposición de finas capas de agua helada puede haber concentrado bromo en ciertos puntos. [55]

A mediados de 2004, se encontraron señales de inercia térmica (recogidas por el TES del Mars Global Surveyor ) para "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. [82] Al observar los primeros resultados de Opportunity de que el afloramiento mostraba evidencia de "interacción de agua a largo plazo localmente en el lugar de aterrizaje", la referencia [82] sugirió que toda la región con el afloramiento de tonos claros mostraba evidencia de agua pasada.

Principales líneas de evidencia para el agua:

La evidencia del satélite en órbita incluye (A) los espectros TES para la hematita de superficie (mapeada en la Figura 1b), ya que la hematita solo se forma en condiciones acuosas, [1] [4] y (B) el hallazgo del detector de neutrones en órbita de niveles bastante altos de WEH sobre la llanura y las regiones adyacentes (al oeste, norte y este). [19] [20]

La deposición de sedimentos y los visibles valles fluviales secos que desembocan en los sedimentos de la llanura son pruebas contundentes de antiguos flujos de agua en la región de Meridiani. [12] [69]

Los detalles estratigráficos de los sedimentos de la llanura proporcionan varias líneas de evidencia de agua, incluidos sedimentos entrecruzados, la presencia de vugs (cavidades) y esférulas de hematita incrustadas que atraviesan las capas de sedimentos. [37] [81] [83] Los detalles geoquímicos de los sedimentos de la llanura proporcionan más líneas de evidencia de agua, incluida la presencia de grandes cantidades de sulfato de magnesio y otros minerales ricos en sulfato como la jarosita y los cloruros. [37] [39] [40] [41]

Cráter del esfuerzo

En el cráter Endeavor, 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. [14]

Vena de Homestake:

Vena "homestake"

En diciembre de 2011, Opportunity condujo hasta el borde del cráter Endeavour y encontró una veta blanca identificada como yeso puro. [84] [85] 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 vena se llama "Homestake". Está en una zona donde el lecho de roca sedimentaria rica en sulfatos de las llanuras se encuentra con un lecho de roca volcánica más antigua expuesta en el borde de Endeavour. [84]

Al norte de Meridiani Planum

Una amplia región al norte de la llanura Meridiani muestra características en capas desde la órbita.

Se puede encontrar una discusión detallada sobre las capas con muchos ejemplos marcianos en Sedimentary Geology of Mars. [86]

Cráteres en Meridiani Planum

Codificado por colores para minerales y anotado.
Mapa de elevación comentado del lugar de aterrizaje del Opportunity y algunos cráteres circundantes, incluidos Endeavour y Miyamato.

Ver también

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