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 Gusev4 (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 micrômetros6 (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 58

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