Carbonatos em Marte

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Evidência de carbonatos em Marte permaneceram elusivas até recentemente. Por exemplo, a maioria dos instrumentos remotos de detecção como o OMEGA e o THEMIS que são sensíveis a formações espectrais de carbonatos, não sugeriram a presença de afloramentos de carbonato [1] a 100 m ou escalas espaciais mais ásperas.[2] Apesar de onipresentes, carbonatos dominados por magnesita (MgCO3) na poeira marciana constituíam apenas uma fração de 5% da massa total e podem ter se formado durante as condições atmosféricas atuais.[3] Além do mais, com a exceção dos compostos de poeira na superfície, carbonatos não tinham sido detectados por nenhuma missão in situ, apesar de o modelo mineralógico não incluir pequenas quantidades de carbonato de cálcio nas rochas classe Independence da colina Husband na cratera Gusev[4] (nota: Uma convenção da IAU para a nomeação das formações no interior de Gusev ainda não foi estabelecida).

A primeira identificação bem sucedida de uma assinatura espectral em infravermelho de minerais carbonatos de escala local (< 10 km2) foi feita pela equipe da MRO-CRISM.[5] Seus modelos espectrais identificaram um depósito crucial em Nili Fossae composto majoritariamente por uma única fase mineral que era dominada espacialmente por afloramentos de olivina. O mineral dominante parecia ser magnesita, enquanto a morfologia infravermelha da HiRISE e propriedades termais sugeriram que o depósito fosse de lítio. Estratigraficamente, a camada se situava entre filossilicatos abaixo e capas rochosas máficas acima, temporariamente entre os períodos Noachiano e o Hesperiano. Mesmo através de espectros infravermelhos representem minerais a uma profundidade de menos de \approx100 micrômetros[6] (em contraste aos espectros gama que são sensíveis a profundidades de dezenas de cm),[7] propriedades estratigráficas, morfológicas, e termais são consistentes com a existência do carbonato como afloramento ao invés de camadas de alteração. No entanto, a morfologia era distinta de camadas sedimentares de carbonatos terrestres sugerindo uma formação por alteração aquosa local de olivina e outros minerais ígneos. Porém, implicações cruciais eram de que a alteração teria ocorrido sob um pH moderado e que os carbonatos resultantes não estiveram expostos a condições aquosas de pH baixo contínuo mesmo em um período tão recente quanto o Hesperiano. Isso aumenta a probabilidade de uma escala geológica local e regional em Marte que fora favorável a análogos de atividade biológica terrestre por intervalos geológicos significativos.

Especula-se que ausência de depósitos de carbonato maiores em Marte se deva à dominância global de ambientes aquosos de baixo pH. Até mesmo os carbonatos menos solúveis, siderita (FeCO3), se precipitam apenas com um pH maior que 5[8]

Evidência de quantidades significativas de depósitos de carbonato na superfície começaram a aumentar em 2008 quando os experimentos TEGA e WCL do aterrisador de 2007 Phoenix Mars encontraram 3-5wt% de calcita (CaCO3) e um solo alcalino.[9] Em 2010 análises do veículo explorador de Marte Spirit, identificaram afloramentos ricos em carbonato de magnésio-ferro (16-34 wt%) nas colinas Columbia na cratera Gusev, mais provavelmente precipitados de soluções contendo carbonatos sob condições hidrotermais a um pH quase neutro em associação a atividade vulcânica durante o período Noachiano.[10]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. Bibring et al.. (2006). "Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data". Science 312 (5772): 400–404. DOI:10.1126/science.1122659. PMID 16627738.
  2. Catling. (2007). "Mars: Ancient fingerprints in the clay". Nature 448 (7149): 31–32. DOI:10.1038/448031a. PMID 17611529.
  3. Bandfield et al.. (2003). "Spectroscopic Identification of Carbonate Minerals in the Martian Dust". Science 301 (5636): 1084–1087. DOI:10.1126/science.1088054. PMID 12934004.
  4. Clark et al.. (2007). "Evidence for montmorillonite or its compositional equivalent in Columbia Hills, Mars". Journal of Geophysical Research 112: E06S01. DOI:10.1029/2006JE002756.
  5. Ehlmann et al.. (2008). "Orbital identification of carbonate-bearing rocks on Mars". Science 322 (5909): 1828–1832. DOI:10.1126/science.1164759. PMID 19095939.
  6. Poulet et al.. (2007). "Martian surface mineralogy from Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, la Glace et l'Activité on board the Mars Express spacecraft (OMEGA/MEx): Global mineral maps". Journal of Geophysical Research, Planets 112: E08S02. DOI:10.1029/2006JE002840.
  7. Boynton et al.. (2007). "Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low- and mid-latitude regions of Mars". Journal of Geophysical Research, Planets 112: E12S99. DOI:10.1029/2007JE002887.
  8. Catling. (1999). "A chemical model for evaporites on early Mars: Possible sedimentary tracers of the early climate and implications for exploration". Journal of Geophysical Research 104: E06S01. DOI:10.1029/1998JE001020.
  9. W. V. Boynton, D. W. Ming, S. P. Kounaves, S. M. Young, R. E. Arvidson, M. H. Hecht, J. Hoffman, D. K. Hamara1, R. C. Quinn, P. Smith, B. Sutter, D. C. Catling, and R. V. Morris, "Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site", Science, 2009, 325, 61-64
  10. R.V. Morris, S.W. Ruff, R. Gellert, D.W. Ming, R.E. Arvidson, B.C. Clark, D.C. Golden, K. Siebach, G. Klingelhöfer, C. Schröder, I. Fleischer, A.S. Yen, S.W. Squyres, "Identification of Carbonate-Rich Outcrops on Mars by the Spirit Rover", Science, 2010, 329, 421-424