Fluxos sazonais nas encostas quentes de Marte - Seasonal flows on warm Martian slopes

Vista reprojetada dos fluxos da estação quente na Cratera de Newton

Fluxos sazonais em encostas quentes de Marte (também chamados de linhas de encostas recorrentes , linhas de encostas recorrentes e RSL ) são considerados fluxos de água salgada que ocorrem durante os meses mais quentes em Marte ou, alternativamente, grãos secos que "fluem" encosta abaixo de pelo menos 27 graus.

Os fluxos são estreitos (0,5 a 5 metros) e exibem marcações relativamente escuras em encostas íngremes (25 ° a 40 °) , aparecem e crescem gradualmente durante as estações quentes e desaparecem nas estações frias. Salmouras líquidas próximas à superfície têm sido propostas para explicar esta atividade, ou interações entre sulfatos e sais de cloro que interagem para produzir deslizamentos de terra.

Visão geral

Pesquisas indicam que, no passado, havia água líquida fluindo na superfície de Marte , criando grandes áreas semelhantes aos oceanos da Terra. No entanto, a questão permanece: para onde a água foi.

A Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) é uma espaçonave polivalente lançada em 2005, projetada para realizar o reconhecimento e a exploração de Marte a partir da órbita. A espaçonave é gerenciada pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL). A câmera HiRISE a bordo do MRO está na vanguarda dos estudos de RSL em andamento, pois ajuda a mapear os recursos com imagens de locais monitorados de perto, normalmente tiradas a cada poucas semanas. O orbitador Mars Odyssey de 2001 tem usado espectrômetros e um gerador de imagens térmicas por mais de 16 anos para detectar evidências de água e gelo do passado ou do presente . Não detectou nenhum no RSL. Em 5 de outubro de 2015, possíveis RSL foram relatados no Monte Sharp perto do rover Curiosity .

Recursos

A estação quente flui na encosta da Cratera Newton (vídeo-gif)

Propriedades distintivas de linhas de declive recorrentes (RSL) incluem crescimento incremental lento, formação em encostas quentes em estações quentes e desbotamento e recorrência anuais, mostrando uma forte correlação com o aquecimento solar. RSL estender para baixo declive de alicerce afloramentos frequentemente seguinte pequenas valas cerca de 0,5 a 5 metros (1 ft em 8 a 16 pés) de largura em 5, com comprimentos até centenas de metros, e alguns dos locais exibir mais do que 1.000 fluxos individuais. As taxas de avanço do RSL são mais altas no início de cada temporada, seguidas por um alongamento muito mais lento. RSL aparecer e alongar a mola em sul tarde e no verão de 48 ° S para latitudes 32 ° S que favorecem pistas virada para o equador, que são tempos e locais com temperaturas de superfície do pico a partir de -23 ° C a 27 ° C . RSL ativo também ocorre nas regiões equatoriais (0–15 ° S), mais comumente nos vales dos Valles Marineris .

Investigadores examinaram pistas marcadas de fluxo com o Reconhecimento Marte Orbiter 's CRISM e embora não haja nenhuma espectrográfica evidência de água real, o instrumento tem sais de perclorato directamente com imagem criada pensado para ser dissolvido em salmouras de água no subsolo. Isso pode indicar que a água evapora rapidamente ao atingir a superfície, deixando apenas os sais. A causa do escurecimento e clareamento da superfície é mal compreendida: um fluxo iniciado por água salgada (salmoura) pode reorganizar os grãos ou alterar a rugosidade da superfície de uma forma que escurece a aparência, mas a forma como as características brilham novamente quando as temperaturas caem é mais difícil de explicar . No entanto, em novembro de 2018, foi anunciado que a CRISM havia fabricado alguns pixels adicionais representando os minerais alunita, kieserita, serpentina e perclorato. A equipe do instrumento descobriu que alguns falsos positivos foram causados por uma etapa de filtragem quando o detector muda de uma área de alta luminosidade para sombras. Alegadamente, 0,05% dos pixels indicavam perclorato, agora conhecido por ser uma estimativa alta falsa por este instrumento. O teor reduzido de sais nas encostas diminui as chances de presença de salmouras.

Hipóteses

Várias hipóteses diferentes para a formação de RSL foram propostas. A sazonalidade, distribuição de latitude e mudanças de brilho indicam fortemente um material volátil , como água ou CO líquido
₂- está envolvido. Uma hipótese é que o RSL poderia se formar pelo rápido aquecimento da geada noturna. Outro propõe fluxos de dióxido de carbono, mas as configurações em que os fluxos ocorrem são muito quentes para geadas de dióxido de carbono ( CO
₂) e, em alguns locais, é muito frio para água pura. Outras hipóteses incluem fluxos granulares secos, mas nenhum processo totalmente seco pode explicar fluxos sazonais que crescem progressivamente ao longo de semanas e meses. As avalanches de cornija são outra hipótese. A ideia é que o vento coleta neve ou geada logo após o pico de uma montanha e então isso se torna uma avalanche depois de aquecer. [1] O derretimento sazonal de gelo raso explicaria as observações do RSL, mas seria difícil repor esse gelo anualmente. No entanto, a partir de 2015, observações diretas de deposição sazonal de sais solúveis sugerem fortemente que RSL envolvem salmoura (sais hidratados).

Salmouras

A hipótese principal envolve o fluxo de salmouras - água muito salgada. Os depósitos de sal em grande parte de Marte indicam que a salmoura era abundante no passado de Marte. A salinidade diminui o ponto de congelamento da água para sustentar o fluxo de líquido. Água menos salina congelaria nas temperaturas observadas. Dados de infravermelho térmico do Sistema de Imagens de Emissão Térmica (THEMIS) a bordo do orbitador Mars Odyssey 2001 , permitiram que as condições de temperatura sob as quais a forma de RSL fosse restringida. Embora um pequeno número de RSL seja visível em temperaturas acima do ponto de congelamento da água, a maioria não é, e muitos aparecem em temperaturas tão baixas quanto -43 ° C (230 K). Alguns cientistas pensam que sob essas condições frias, uma salmoura de sulfato de ferro (III) (Fe ₂ (SO ₄ ) ₃ ) ou cloreto de cálcio ( CaCl
₂) é o modo mais provável de formação de RSL. Outra equipe de cientistas, usando o instrumento CRISM a bordo do MRO, relatou que a evidência de sais hidratados é mais consistente com as características de absorção espectral de perclorato de magnésio (Mg (ClO ₄ ) ₂ ), cloreto de magnésio (MgCl ₂ (H2O) _x ) e perclorato de sódio ( NaClO
₄)

Experimentos e cálculos demonstraram que linhas de declive recorrentes podem ser produzidas pela deliquescência e reidratação de cloretos hidratados e sais de oxicloro. No entanto, nas atuais condições atmosféricas marcianas, não há água suficiente para completar este processo.

Essas observações são o mais próximo que os cientistas chegaram de encontrar evidências de água líquida na superfície do planeta hoje. Água congelada, no entanto, foi detectada perto da superfície em muitas regiões de latitudes médias e altas. Supostas gotas de salmoura também apareceram nas escoras da Phoenix Mars Lander em 2008.

Fonte de água

A salmoura líquida que flui perto da superfície pode explicar essa atividade, mas a origem exata da água e o mecanismo por trás de seu movimento não são conhecidos. Uma hipótese propõe que a água necessária poderia se originar nas oscilações sazonais da água adsorvida próxima à superfície fornecida pela atmosfera ; percloratos e outros sais conhecidos por estarem presentes na superfície são capazes de atrair e reter moléculas de água do ambiente circundante ( sais higroscópicos ), mas a secura do ar marciano é um desafio. O vapor de água deve ser eficientemente preso em áreas muito pequenas, e a variação sazonal na abundância da coluna atmosférica de vapor de água não corresponde à atividade RSL em locais ativos.

Pode haver águas subterrâneas mais profundas e podem atingir a superfície em nascentes ou infiltrações, mas isso não pode explicar a ampla distribuição do RSL, estendendo-se do topo das cristas e picos. Além disso, há RSL aparente em dunas equatoriais compostas de areia permeável, improvável que seja uma fonte de água subterrânea.

Uma análise de dados próximos à subsuperfície do espectrômetro de nêutrons Mars Odyssey revelou que os locais RSL não contêm mais água do que a encontrada em qualquer outro lugar em latitudes semelhantes. Os autores concluíram que o RSL não é fornecido por grandes aquíferos salgados próximos à superfície. Ainda é possível com esses dados que o vapor d'água seja proveniente de gelo profundamente soterrado, da atmosfera ou de pequenos aqüíferos profundamente soterrados.

Fluxos de areia seca

O fluxo granular seco foi proposto desde as primeiras observações dos RSLs, mas essa interpretação foi descartada devido à sazonalidade do processo. A primeira proposição de um acionamento sazonal em um contexto seco foi publicada em março de 2017 usando um efeito de bomba Knudsen. Os autores demonstraram que os RSLs pararam em um ângulo de 28 ° na cratera Garni, em concordância com a avalanche granular seca. Além disso, os autores apontaram várias limitações da hipótese úmida, como o fato de que a detecção de água foi apenas indireta (detecção de sal, mas não de água). Essa teoria empurrou para trás a teoria do fluxo seco. Pesquisa publicada em novembro de 2017 conclui que as observações são mais bem explicadas por processos de fluxo seco e observam que não há evidência espectrográfica real para água. A pesquisa mostra que o RSL existe apenas em encostas mais íngremes do que 27 graus, o suficiente para os grãos secos descerem da mesma forma que fazem nas faces de dunas ativas. O RSL não flui em encostas mais rasas do que 27 graus, o que é inconsistente com os modelos para água. Um relatório de 2016 também lançou dúvidas sobre as possíveis fontes de água subterrânea em locais de RSL, mas o novo artigo de pesquisa reconheceu que os sais hidratados podem extrair alguma umidade da atmosfera e as mudanças sazonais na hidratação de grãos contendo sal podem resultar em algum mecanismo de gatilho para RSL fluxos de grãos, como expansão, contração ou liberação de um pouco de água, que mudariam a coesão dos grãos e os faria cair ou "fluir" para baixo. Além disso, os dados do espectrômetro de nêutrons pelo orbitador Mars Odyssey obtidos ao longo de uma década, foram publicados em dezembro de 2017 e não mostram nenhuma evidência de água (regolito hidrogenado) nos locais ativos, então seus autores também apoiam as hipóteses de água atmosférica de curta duração deliquescência de vapor ou fluxos granulares secos. No entanto, a pegada deste instrumento (~ 100 km) é muito maior do que os RSLs (~ 100m).

Habitabilidade e proteção planetária

Essas características se formam em encostas voltadas para o sol em épocas do ano, quando as temperaturas locais atingem acima do ponto de derretimento do gelo. As estrias crescem na primavera, alargam-se no final do verão e desaparecem no outono. Uma vez que essas características podem envolver água de alguma forma, e mesmo que essa água ainda possa ser muito fria ou muito salgada para a vida, as áreas correspondentes são atualmente tratadas como potencialmente habitáveis. Portanto, eles são categorizados nas recomendações de proteção planetária como "Regiões incertas, a serem tratadas como regiões especiais " (ou seja, uma região na superfície de Marte onde a vida na Terra poderia sobreviver).

Embora a hipótese dos fluxos úmidos tenha perdido algum terreno desde 2015, essas regiões ainda estão entre os locais candidatos mais favorecidos para apoiar as bactérias da Terra trazidas por sondas contaminadas. Algumas linhas de declive recorrentes estão ao alcance do rover Curiosity, mas as regras de proteção planetária impediram a exploração próxima pelo rover. Isso levou a algum debate sobre se essas regras deveriam ser afrouxadas.

Linhas de declive recorrentes perto do equador

Imagem do disco de Marte tirada pela Viking. A seta mostra a localização das linhas de declive recorrentes nas seguintes imagens HiRISE.
Mapa etiquetado de feições perto de Coprates Chasma. A seta mostra a localização das linhas de declive recorrentes nas seguintes imagens HiRISE.
Visão ampla de parte de Valles Marineris, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. A caixa mostra a localização de linhas de declive recorrentes que são ampliadas na próxima imagem.
Close, vista colorida de linhas de declive recorrentes, como visto por HiRISE sob o programa HiWish As setas apontam para algumas das linhas de declive recorrentes. O ventilador pode ter sido construído por linhas de declive recorrentes no passado.
As linhas de encostas recorrentes se alongam quando as encostas estão mais quentes. Perto do equador, o RSL se alonga nas encostas do norte no verão do norte e nas encostas do sul no verão do sul.