Dipòsits de clorur a Mart: l’evaporació de llacs salats fa 3.500 milions d’anys

La revista Science publica aquesta setmana un article amb dades del Mars Odyssey Thermal Emission Imaging System sobre dipòsits de clorurs en terres altes de l’hemisferi sud de Mart.

Possibles orígens dels dipòsits de clorurs

A la Terra els dipòsits de clorurs (fonamentalment, clorurs de sodi, de potassi, de calci i de magnesi) són d’origen evaporític: és a dir deriven de la precipitació d’aquestes salts a mesura que una massa acuosa s’evapora. A més de l’evaporació de mars o de llacs de superfície, també poden formar-se dipòsits de clorurs com a conseqüència de l’evaporació d’aigües subterrànies.

Un orígen alternatiu que no té a veure amb l’evaporació es relaciona amb les emissions volcàniques de gasos.

Aquestes dues vies (evaporítica i volcànica) són les que s’atribueixen als dipòsits de clorurs trobats en diversos indrets de Mart. La principal eina de detecció i d’estudi ha estat Themis, un instrument d’observació d’infraroig col·locat en el vehicle orbital Mars Odyssey (en funcionament des del 2001).

Una cartografia dels dipòsits de clorur

A partir de la senyal espectroquímica del clorur detectada per la Themis es fa possible elaborar un mapa dels indrets de la superfície de Mart que mostren aquesta mena de materials. On són més abundants és als terrenys de baix albedo (baixa reflectància) de les terres altes de l’hemisferi austral del planeta. En aquests foscos terrenys, els dipòsits ja es poden distingir en les fotografies de l’espectre visible, com a punts més clars. El caràcter cristal·lí dels dipòsits també s’evidencia per les línies poligonals de fractura.

En total, els dipòsits en qüestió ocupen una superfície total que no arriba als 25 km2.

L’antiguitat dels dipòsits

Dels planetes del sistema solar interior, Mercuri i la Lluna són els més marcats per cràters. A Venus i la Terra, la rapidesa dels processos erosius esborra de continu els cràters d’impacte. En una situació intermitja trobem Mart. A Mart, com a Mercuri i a la Lluna, és possible reconstruir l’antiguitat de cada terreny d’acord amb l’abundància relativa de cràters. En general, com més cràters i més grans, més antic és un terreny. En aquest cas la joventut o antiguitat d’un terreny fa referència al darrer procés de reformació d’importància que hagi patit.

Hom distingeix, doncs, tres grans períodes geològics:

– època noaquiana (en referència al terreny tipus, Noachis Terra). Són terrenys (en el mapa, tons blavosos) de 4.600-3.500 milions d’anys d’antiguitat. És l’època de la formació del Sistema Solar i de grans bombardeigs de planetoides. Es correspon a l’època hadeana de la Terra i a l’època pre-nectariana de la Lluna.

– època hesperiana (en referència al terreny tipus, Hesperia Planum). Són terrenys (en el mapa, en vermells) de 3.500-1.800 milions d’anys d’antiguitat. Es correspon a l’època arqueana i paleoproterozoica de la Terra.

– època amazoniana (en referència al terreny tipus, Amazonis Planitia). Són terrenys (en el mapa, en groc) de emnys de 1.800 milions d’anys d’antiguitat. Es correspon a les èpoques meso- i neo-proterozoiques i fanerozoica de la Terra.

És característic de Mart, que l’hemisferi sud tingui un predomini de terrenys noaquians, mentre que en l’hemisferi nord hi predominen els terrenys hesperians. Fet i fet, això explica també que els dipòsits de clorurs siguin més presents en l’hemisferi sud que no pas en l’hemisferi nord. En general, els dipòsits de clorurs es troben en terrenys del Noaquià mitjà i tardà (fa 4.000-3.800 milions d’anys), i són pocs els casos corresponents a terrenys de l’Hesperià primerenc (fa 3.800-3.500 milions d’anys). No hi ha presència de dipòsits de clorurs en terrenys més joves.

Pels autors de l’article, aquests dipòsits de clorurs foren el resultat d’un període general d’evaporació de les antigues mars. Entrat l’hesperià, aquest procés hauria conclòs. De llavors ençà la presència d’aigua a líquida l’atmosfera es va fer cada vegada més rara, fins a la pràctica absència en l’actualitat.

Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars. M. M. Osterloo, V. E. Hamilton, J. L. Bandfield, T. D. Glotch, A. M. Baldridge, P. R. Christensen, L. L. Tornabene, F. S. Anderson. Science 21 March 2008: Vol. 319. no. 5870, pp. 1651 – 1654 DOI: 10.1126/science.1150690.

Comunicat de la NASA (amb imatges).

. 

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *