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Carbonatos en Marte

Estimación del carbono en la región de las llanuras de Nili Fossae en Marte desde orbitadores (2 de septiembre de 2015).

La formación de carbonatos en Marte se ha sugerido basándose en la evidencia de la presencia de agua líquida y dióxido de carbono atmosférico en las primeras etapas del planeta. [1] Además, debido a su utilidad para registrar cambios en las condiciones ambientales como el pH , la temperatura y la composición de los fluidos, [2] los carbonatos han sido considerados como un objetivo principal para la investigación de los científicos planetarios. [1] Sin embargo, desde su primera detección en 2008, [3] los grandes depósitos de carbonatos que alguna vez [ ¿cuándo? ] se esperaban en Marte no se han encontrado, [4] lo que lleva a múltiples explicaciones potenciales que pueden explicar por qué los carbonatos no se formaron masivamente en el planeta.

Sondas de Marte

Anteriormente, la mayoría de los instrumentos de teledetección, como OMEGA y THEMIS (sensibles a las características espectrales de emisividad infrarroja de los carbonatos) no habían sugerido la presencia de afloramientos de carbonatos, [5] al menos en las escalas espaciales de 100 m o más gruesas disponibles a partir de los datos obtenidos. [6]

Aunque son omnipresentes, un estudio de 2003 sobre los carbonatos en Marte mostró que están dominados por la magnesita (MgCO 3 ) en el polvo marciano, tenían fracciones de masa inferiores al 5% y podrían haberse formado en las condiciones atmosféricas actuales. [7] Además, con la excepción del componente de polvo superficial, en 2007 ninguna misión in situ había detectado carbonatos , aunque el modelado mineralógico no excluía pequeñas cantidades de carbonato de calcio en las rocas de la clase Independence de Husband Hill en el cráter Gusev . [8] [9] (nota: aún no se ha establecido una convención de nomenclatura de la IAU dentro de Gusev).

Datos de teledetección

La primera identificación exitosa de una fuerte firma espectral infrarroja de minerales de carbonato superficiales de escala local (<10 km 2 ) fue realizada por el equipo MRO - CRISM en 2008. [10] El modelado espectral en 2007 identificó un depósito clave en Nili Fossae dominado por una sola fase mineral que estaba asociada espacialmente con afloramientos de olivino . El mineral dominante parecía ser magnesita , mientras que la morfología inferida con HiRISE y las propiedades térmicas sugirieron que el depósito era lítico. Estratigráficamente, esta capa apareció entre filosilicatos debajo y rocas de capa máficas arriba, temporalmente entre las eras Noéica y Hespérica . Aunque los espectros infrarrojos son representativos de minerales a profundidades menores de ≈0,1 mm [11] (en contraste con los espectros gamma que son sensibles a profundidades de decenas de cm), [12] las propiedades estratigráficas, [ aclaración necesaria ] morfológicas, [ aclaración necesaria ] y térmicas son consistentes con la existencia del carbonato como afloramiento en lugar de cortezas de alteración. [ aclaración necesaria ] Sin embargo, la morfología era distinta de las capas de carbonato sedimentario terrestre típicas, lo que sugiere la formación a partir de la alteración acuosa local de olivino y otros minerales ígneos. Sin embargo, las implicaciones clave fueron que la alteración habría ocurrido bajo un pH moderado y que los carbonatos resultantes no estuvieron expuestos a condiciones acuosas sostenidas de pH bajo incluso tan recientemente como el Hesperiano .

La evidencia de la presencia generalizada de carbonatos comenzó a aumentar en 2009, cuando se encontraron niveles bajos (<10%) de carbonatos ricos en Mg en el área marciana de Syrtis Major , Margaritifer Terra , Lunae Planum y Elysium Planitia , como se informó a partir del análisis de datos adquiridos por el Espectrómetro Planetario de Fourier (PFS) a bordo de la nave espacial Mars Express . [13]

Cuando los experimentos del Analizador Térmico y de Gases Evolucionados (TEGA) y el WCL en el módulo de aterrizaje Phoenix en Marte en 2009 encontraron entre un 3 y un 5 % en peso de calcita (CaCO 3 ) y un suelo alcalino. [14] En los análisis de 2010 del Rover de exploración de Marte Spirit, se identificaron afloramientos ricos en carbonato de magnesio y hierro (entre un 16 y un 34 % en peso) en las colinas de Columbia del cráter Gusev, muy probablemente precipitados a partir de soluciones que contienen carbonato en condiciones hidrotermales a un pH casi neutro en asociación con la actividad volcánica durante la era de Noé. [15]

Después de que el Spirit Rover dejara de funcionar, los científicos estudiaron datos antiguos del Espectrómetro de Emisión Térmica en Miniatura, o Mini-TES , y confirmaron la presencia de grandes cantidades de rocas ricas en carbonatos , lo que significa que algunas regiones del planeta podrían haber albergado agua en el pasado. Los carbonatos se descubrieron en un afloramiento de rocas llamado "Comanche". [16] [15]

En el borde del cráter Huygens, en el cuadrángulo de Iapygia , se descubrieron carbonatos (de calcio o de hierro) . El impacto en el borde expuso material que se había extraído del impacto que creó Huygens. Estos minerales representan evidencia de que Marte alguna vez tuvo una atmósfera de dióxido de carbono más espesa con abundante humedad. Este tipo de carbonatos solo se forman cuando hay mucha agua. Se encontraron con el instrumento Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) en el Mars Reconnaissance Orbiter . Anteriormente, el instrumento había detectado minerales arcillosos. Los carbonatos se encontraron cerca de los minerales arcillosos. Ambos minerales se forman en ambientes húmedos. Se supone que hace miles de millones de años Marte era mucho más cálido y húmedo. En ese momento, los carbonatos se habrían formado a partir del agua y la atmósfera rica en dióxido de carbono. Más tarde, los depósitos de carbonato habrían quedado enterrados. El doble impacto ha dejado expuestos los minerales. La Tierra tiene grandes depósitos de carbonato en forma de piedra caliza . [17]

Ausencia de carbonatos en Marte

La evidencia geológica y geomorfológica ha reforzado la idea de la presencia de agua líquida en el Marte primitivo . [4] [18] Por lo tanto, se espera una abundante precipitación de carbonatos a partir de reacciones atmosféricas y hídricas. Sin embargo, las imágenes espectrales han revelado solo pequeñas cantidades de carbonatos , lo que genera dudas sobre la comprensión de los humanos de los procesos geológicos en Marte . [4] Para superar este problema, los científicos han propuesto explicaciones que concilian la ausencia de carbonatos con la presencia de una atmósfera rica en CO2 y agua líquida.

Ambientes fríos y secos en los inicios de Marte

Según esta explicación, las condiciones marcianas primitivas son similares a las actuales. [19] En esencia, sugiere que los carbonatos están ausentes porque el planeta nunca experimentó condiciones que incluyeran la presencia de agua líquida y una atmósfera espesa rica en CO 2 . Incluso si esta explicación proporciona una idea de las razones por las que los carbonatos no están presentes, está en desacuerdo con la evidencia geomorfológica y mineralógica que respalda la existencia de agua líquida en la superficie de Marte. [1] [4] [18]

Incapacidad de detección con la tecnología actual

Esta hipótesis establece que el Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) a bordo de la nave espacial Mars Global Surveyor y el Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS) a bordo de la nave espacial Mars Odyssey son incapaces de detectar carbonatos . [20] Según esta noción, los carbonatos de hecho se formaron y todavía existen en Marte , pero permanecen sin detectar debido a la sensibilidad limitada de las herramientas actuales utilizadas para la detección mineralógica en el planeta. [20]

Alteración química secundaria

Este concepto implica la posibilidad de alteración química secundaria de los carbonatos antiguos de Marte, debido a la formación de lluvia ácida [21] resultante de la combinación de vapor de agua y sulfatos . La consecuencia de este proceso implica la descomposición química de las capas superficiales de carbonatos , ya que los carbonatos no son resistentes a condiciones de pH ácido; meteorización por niebla ácida ; y fotodescomposición . [22] [23]

Depósitos de carbonato ocultos

Según esta perspectiva, los depósitos de carbonatos masivos se formaron pero están ocultos debajo de varias capas de rocas de alteración secundaria, lo que impide su identificación en la superficie. Otras alternativas a esta hipótesis incluyen: el enmascaramiento de los carbonatos como consecuencia de los suelos abundantes en Marte; y los procesos de renovación de la superficie que han cubierto los depósitos de carbonato , como la deposición eólica y los procesos de sedimentación tardía . [24]

Inhibición debido a condiciones ácidas

Finalmente, esta hipótesis defiende la idea de que los carbonatos nunca precipitaron porque las condiciones de pH del ambiente eran demasiado ácidas para permitir que los carbonatos precipitaran, o al menos la siderita , que es el principal mineral de carbonato que se espera que precipite primero. [25] Las condiciones ácidas se derivan de las altas presiones parciales de dióxido de carbono atmosférico , así como de un enriquecimiento persistente de sulfato y hierro que afectan las condiciones óptimas para que los carbonatos precipiten. [4]

Galería

Véase también

Referencias

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