Hipótese do oceano de Marte - Mars ocean hypothesis

A impressão de um artista sobre o antigo Marte e seus oceanos com base em dados geológicos
A região azul de baixa topografia no hemisfério norte de Marte é considerada o local de um oceano primordial de água líquida.

A hipótese do oceano de Marte afirma que quase um terço da superfície de Marte foi coberto por um oceano de água líquida no início da história geológica do planeta . Este oceano primordial, apelidado Paleo-Oceano e Oceano Borealis / s i ə n ə s b ɒ r i Æ l ɪ s / , teria preenchido a bacia vastitas borealis no hemisfério norte, uma região que se situa 4-5 km (2,5–3 milhas) abaixo da elevação planetária média, em um período de tempo de aproximadamente 4,1–3,8 bilhões de anos atrás. As evidências desse oceano incluem características geográficas que lembram antigas linhas costeiras e as propriedades químicas do solo e da atmosfera marcianos. O início de Marte teria exigido uma atmosfera mais densa e um clima mais quente para permitir que a água líquida permanecesse na superfície.

História de evidências observacionais

Características mostradas pelos orbitadores Viking em 1976, revelaram duas linhas de costa antigas possíveis perto do pólo, a Arábia e Deuteronilus , cada uma com milhares de quilômetros de comprimento. Várias características físicas na atual geografia de Marte sugerem a existência anterior de um oceano primordial. Redes de ravinas que se fundem em canais maiores implicam em erosão por um agente líquido e se assemelham a antigos leitos de rios da Terra. Canais enormes, com 25 km de largura e várias centenas de metros de profundidade, parecem direcionar o fluxo de aqüíferos subterrâneos nas terras altas do sul para as planícies do norte. Grande parte do hemisfério norte de Marte está localizado em uma altitude significativamente mais baixa do que o resto do planeta (a dicotomia marciana ) e é excepcionalmente plano.

Essas observações levaram vários pesquisadores a procurar vestígios de litorais mais antigos e levantaram ainda mais a possibilidade de que tal oceano já tenha existido. Em 1987, John E. Brandenburg  [ de ] publicou a hipótese de um oceano de Marte primordial que ele apelidou de Paleo-Oceano. A hipótese do oceano é importante porque a existência de grandes corpos de água líquida no passado teria um impacto significativo no antigo clima marciano, potencial de habitabilidade e implicações para a busca de evidências de vida passada em Marte .

A partir de 1998, os cientistas Michael Malin e Kenneth Edgett começaram a investigar com câmeras de alta resolução a bordo do Mars Global Surveyor com uma resolução cinco a dez vezes melhor do que a da espaçonave Viking, em locais que testariam linhas costeiras propostas por outros em a literatura científica. Suas análises foram inconclusivas, na melhor das hipóteses, e relataram que a linha da costa varia em elevação por vários quilômetros, subindo e descendo de um pico a outro por milhares de quilômetros. Essas tendências lançam dúvidas sobre se as características realmente marcam uma costa marítima há muito tempo e foram tomadas como um argumento contra a hipótese da costa marciana (e do oceano).

O Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), que determinou com precisão em 1999 a altitude de todas as partes de Marte, descobriu que a bacia hidrográfica de um oceano em Marte cobriria três quartos do planeta. A distribuição única dos tipos de crateras abaixo de 2.400 m de altitude na Vastitas Borealis foi estudada em 2005. Os pesquisadores sugerem que a erosão envolveu quantidades significativas de sublimação , e um oceano antigo naquele local teria abrangido um volume de 6 x 10 7 km 3 .

Em 2007, Taylor Perron e Michael Manga propuseram um modelo geofísico que, após o ajuste para a verdadeira derrapagem polar causada por redistribuições em massa do vulcanismo, as paleo-costas marcianas propostas pela primeira vez em 1987 por John E. Brandenburg, atendem a esse critério. O modelo indica que essas ondulações na costa marciana podem ser explicadas pelo movimento do eixo de rotação de Marte . Como a força centrífuga faz com que objetos girando e grandes objetos girando se projetem em seu equador ( protuberância equatorial ), o deslocamento polar pode ter causado o deslocamento da elevação da linha da costa de maneira semelhante à observada. O modelo deles não tenta explicar o que causou o movimento do eixo de rotação de Marte em relação à crosta.

Pesquisa publicada em 2009 mostra uma densidade muito maior de canais de fluxo do que se acreditava anteriormente. As regiões de Marte com mais vales são comparáveis ​​às encontradas na Terra. Na pesquisa, a equipe desenvolveu um programa de computador para identificar vales pesquisando estruturas em forma de U em dados topográficos. A grande quantidade de redes de vales suporta fortemente a chuva no planeta no passado. O padrão global dos vales marcianos pode ser explicado com um grande oceano do norte. Um grande oceano no hemisfério norte explicaria por que há um limite sul para redes de vales; as regiões mais ao sul de Marte, mais distantes do reservatório de água, receberiam pouca chuva e não desenvolveriam vales. De maneira semelhante, a falta de chuva explicaria por que os vales marcianos se tornam mais rasos de norte a sul.

Um estudo de 2010 de deltas em Marte revelou que dezessete deles são encontrados na altitude de uma linha costeira proposta para um oceano marciano. Isso é o que seria esperado se os deltas estivessem todos próximos a uma grande massa de água. Pesquisa apresentada em uma Conferência Planetária no Texas sugeriu que o complexo de leques Hypanis Valles é um delta com múltiplos canais e lóbulos, que se formou na margem de um grande corpo de água parado. Esse corpo de água era um oceano do norte. Este delta está na fronteira dicotômica entre as terras baixas do norte e as terras altas do sul perto de Chryse Planitia .

Pesquisa publicada em 2012 usando dados do MARSIS , um radar a bordo do orbitador Mars Express , apóia a hipótese de um grande oceano do norte extinto. O instrumento revelou uma constante dielétrica da superfície semelhante à dos depósitos sedimentares de baixa densidade, depósitos massivos de gelo moído ou uma combinação dos dois. As medições não eram como as de uma superfície rica em lava.

Em março de 2015, os cientistas afirmaram que existem evidências de um antigo volume de água que poderia constituir um oceano, provavelmente no hemisfério norte do planeta e com o tamanho do oceano Ártico da Terra . Esta descoberta foi derivada da proporção de água e deutério na moderna atmosfera marciana em comparação com a proporção encontrada na Terra e derivada de observações telescópicas. Oito vezes mais deutério foi inferido nos depósitos polares de Marte do que existe na Terra (VSMOW), sugerindo que o antigo Marte tinha níveis significativamente mais altos de água. O valor atmosférico representativo obtido a partir dos mapas (7 VSMOW) não é afetado por efeitos climatológicos como aqueles medidos por rovers localizados, embora as medições telescópicas estejam dentro da faixa do enriquecimento medido pelo rover Curiosity na cratera Gale de 5-7 VSMOW. Já em 2001, um estudo da proporção de hidrogênio molecular para deutério na alta atmosfera de Marte pela nave espacial Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer da NASA sugeriu um suprimento abundante de água no primordial Marte. Outras evidências de que Marte já teve uma atmosfera mais espessa, o que tornaria um oceano mais provável, vieram da espaçonave MAVEN, que tem feito medições da órbita de Marte. Bruce Jakosky, principal autor de um artigo publicado na Science, afirmou que "Determinamos que a maior parte do gás já presente na atmosfera de Marte foi perdida para o espaço." Esta pesquisa foi baseada em dois isótopos diferentes do gás argônio.

Por quanto tempo este corpo de água esteve na forma líquida ainda é desconhecido, considerando a alta eficiência do efeito estufa necessária para trazer água para a fase líquida em Marte a uma distância heliocêntrica de 1,4-1,7 UA. Acredita-se agora que os cânions se encheram de água e, no final do período de Noé, o oceano marciano desapareceu e a superfície congelou por aproximadamente 450 milhões de anos. Então, cerca de 3,2 bilhões de anos atrás, a lava abaixo dos cânions aqueceu o solo, derreteu os materiais gelados e produziu vastos sistemas de rios subterrâneos com centenas de quilômetros de extensão. Esta água entrou em erupção na superfície agora seca em inundações gigantes.

Novas evidências de um vasto oceano do norte foram publicadas em maio de 2016. Uma grande equipe de cientistas descreveu como parte da superfície do quadrângulo de Ismenius Lacus foi alterada por dois tsunamis . Os tsunamis foram causados ​​por asteróides que atingiram o oceano. Ambos foram considerados fortes o suficiente para criar crateras de 30 km de diâmetro. O primeiro tsunami pegou e carregou pedras do tamanho de carros ou pequenas casas. O backwash da onda formou canais reorganizando as rochas. A segunda surgiu quando o oceano estava 300 m mais baixo. O segundo carregava uma grande quantidade de gelo que caía nos vales. Os cálculos mostram que a altura média das ondas teria sido de 50 m, mas as alturas variariam de 10 ma 120 m. Simulações numéricas mostram que, nesta parte específica do oceano, duas crateras de impacto do tamanho de 30 km de diâmetro se formariam a cada 30 milhões de anos. A implicação aqui é que um grande oceano do norte pode ter existido por milhões de anos. Um argumento contra o oceano é a falta de recursos litorâneos. Essas características podem ter sido destruídas por esses eventos de tsunami. As partes de Marte estudadas nesta pesquisa são Chryse Planitia e o noroeste da Arabia Terra . Esses tsunamis afetaram algumas superfícies no quadrângulo de Ismenius Lacus e no quadrângulo de Mare Acidalium . O impacto que criou a cratera Lomonosov foi identificado como uma provável fonte de ondas de tsunami.

Uma pesquisa relatada em 2017 descobriu que a quantidade de água necessária para desenvolver redes de vales, canais de escoamento e depósitos delta de Marte era maior do que o volume de um oceano marciano. O volume estimado de um oceano em Marte varia de 3 metros a cerca de 2 quilômetros GEL ( camada equivalente global ). Isso implica que uma grande quantidade de água estava disponível em Marte.

Em 2018, uma equipe de cientistas propôs que os oceanos marcianos surgissem muito cedo, antes ou junto com o crescimento de Tharsis . Por causa disso, a profundidade dos oceanos seria apenas a metade do que se pensava. O peso total de Tharsis teria criado bacias profundas, mas se o oceano ocorresse antes que a massa de Tharsis tivesse formado bacias profundas, seria necessária muito menos água. Além disso, as linhas costeiras não seriam regulares, uma vez que Tharsis ainda estaria crescendo e, conseqüentemente, mudando a profundidade da bacia do oceano. Conforme os vulcões de Tharsis entraram em erupção, eles adicionaram enormes quantidades de gases na atmosfera que criaram um aquecimento global, permitindo assim a existência de água líquida.

Em julho de 2019, foi relatado suporte para um antigo oceano em Marte que pode ter sido formado por uma possível fonte de mega-tsunami resultante do impacto de um meteorito criando a cratera Lomonosov .

Questões teóricas

Clima marciano primordial

A existência de água líquida na superfície de Marte requer uma atmosfera mais quente e mais densa . A pressão atmosférica na superfície marciana atual apenas excede a do ponto triplo da água (6,11 hPa) nas elevações mais baixas; em altitudes mais elevadas, a água pura pode existir apenas como um sólido ou como um vapor. As temperaturas médias anuais na superfície são atualmente inferiores a 210 K (-63 ° C / -82 ° F), significativamente menos do que o necessário para manter a água líquida. No entanto, no início de sua história, Marte pode ter tido condições mais favoráveis ​​à retenção de água líquida na superfície.

Marte sem uma tempestade de poeira em junho de 2001 (à esquerda) e com uma tempestade de poeira global em julho de 2001 (à direita), conforme visto pela Mars Global Surveyor

Marte inicial tinha uma atmosfera de dióxido de carbono semelhante em espessura à Terra atual (1000 hPa). Apesar de um sol prematuro fraco , o efeito estufa de uma espessa atmosfera de dióxido de carbono, se reforçado com pequenas quantidades de metano ou efeitos isolantes de nuvens de dióxido de carbono-gelo, teria sido suficiente para aquecer a temperatura média da superfície a um valor acima do congelamento ponto de água. Desde então, a atmosfera foi reduzida por sequestro no solo na forma de carbonatos por intemperismo, bem como perda para o espaço por sputtering (uma interação com o vento solar devido à falta de uma forte magnetosfera marciana). Um estudo de tempestades de poeira com o Mars Reconnaissance Orbiter sugeriu que 10% da perda de água de Marte pode ter sido causada por tempestades de poeira. Observou-se que as tempestades de poeira podem transportar o vapor d'água para altitudes muito elevadas. A luz ultravioleta do Sol pode então quebrar a água em um processo chamado fotodissociação . O hidrogênio da molécula de água então escapa para o espaço.

A obliquidade ( inclinação axial ) de Marte varia consideravelmente nas escalas de tempo geológicas e tem um forte impacto nas condições climáticas planetárias.

Química

A consideração da química pode gerar uma visão adicional sobre as propriedades do Oceanus Borealis. Com uma atmosfera marciana de predominantemente dióxido de carbono, pode-se esperar encontrar extensas evidências de minerais carbonáticos na superfície como remanescentes da sedimentação oceânica. Uma abundância de carbonatos ainda não foi detectada pelas missões espaciais a Marte. No entanto, se os primeiros oceanos fossem ácidos, os carbonatos não teriam sido capazes de se formar. A correlação positiva de fósforo, enxofre e cloro no solo em dois locais de aterrissagem sugere a mistura em um grande reservatório ácido. Depósitos de hematita detectados pelo TES também foram considerados evidências de água líquida passada.

Destino do oceano

Dada a proposta de um vasto oceano primordial em Marte, o destino da água requer explicação. À medida que o clima marciano esfriava, a superfície do oceano teria congelado. Uma hipótese afirma que parte do oceano permanece em um estado congelado enterrado sob uma fina camada de rocha, detritos e poeira na planície setentrional de Vastitas Borealis . A água também poderia ter sido absorvida pela criosfera subterrânea ou perdida para a atmosfera (por sublimação) e, eventualmente, para o espaço por meio da pulverização atmosférica.

Explicações alternativas

A existência de um oceano marciano primordial permanece controversa entre os cientistas. A Mars Reconnaissance Orbiter 's Experiment alta resolução Imaging Science (HiRISE) descobriu grandes pedregulhos no site do antigo leito marinho, que deve conter apenas sedimento fino. No entanto, as pedras podem ter sido jogadas por icebergs , um processo comum na Terra. A interpretação de alguns recursos como linhas costeiras antigas foi desafiada.

Um estudo publicado em setembro de 2021 comparando isótopos de potássio encontrados em rochas de vários corpos propõe que a gravidade da superfície de Marte era muito baixa para reter água suficiente para formar um grande oceano.

Teorias alternativas para a criação de ravinas e canais de superfície incluem erosão eólica, dióxido de carbono líquido e metano líquido .

A confirmação ou refutação da hipótese do oceano de Marte aguarda evidências observacionais adicionais de futuras missões a Marte .

Veja também

Referências