I PALEOLAGHI RACCONTANO QUANDO SU MARTE, ANTICAMENTE PIOVEVA . by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 04/10/2020

PRECIPITAZIONI 

E PALEOLAGHI

Introduzione: 

La diffusa presenza delle caratteristiche fluvio-lacustri su Marte supportano l'ipotesi di un lungo periodo con un flusso e accumulo di acqua in un passato più caldo e umido. 

Tuttavia, gli attuali modelli climatici marziani sono stati incapaci di ricreare le condizioni necessarie richieste per sostenere un clima umido persistente. 

I set di dati orbitali e interni hanno rivelato l'esistenza di oltre 400 paleolaghi su Marte, che possono essere suddivisi in laghi a bacino aperto e chiuso. I laghi a bacino aperto richiedono quel quantitativo di acqua sufficiente, che accumulata possa poi riempire e sovrastare il confine topografico del bacino, fornendo un minimo vincolo sui volumi d'acqua richiesti.

Al contrario, i laghi a bacino chiuso forniscono la massima quantità d'acqua, cioè i volumi che permettono che essi non siano traboccati. 

È importante sottolineare che se sono alimentati da sottoinsiemi di laghi a bacino aperto e chiuso e

reti di vallate si presume siano state originate da precipitazioni durante l'era della formazione della rete valliva, cioè prima dei 3,7 miliardi di anni fa, e ciò può essere utilizzato quantitativamente per limitare nel tempo le precipitazioni e l'inizio dell'aridità durante le prime ere di Marte.

Metodi:

Abbiamo combinato analisi topografiche e bilanci idrologici standard per quantificare la precipitazione integrata nel tempo per una data zona umida di un lago. 

Per ogni lago a bacino aperto e chiuso alimentato dalla rete di valle abbiamo compilato tre principali misure morfometriche: 

 - 1) area del lago, AL, 

 - 2) volume del lago, VL 

 - 3) insenatura area spartiacque, AW (Fig. 1 a,b). 

Per i laghi a sistemi chiusi, le dimensioni corrispondono ai contorni di elevazione massima

prima che si sarebbe verificato il trabocco del bordo del cratere; per i sistemi aperti, applichiamo lo stesso metodo ignorando lo sbocco esistente per stimare la loro geometria. 

Abbiamo poi classificato ulteriormente un sottoinsieme di laghi come sistemi accoppiati, in cui i laghi a bacino chiuso e aperto sono idrologicamente collegati (Fig. 1c). 

Utilizzando un'equazione di bilancio idrico standard per un dato bacino idrologico, definiamo un tasso di riempimento netto del lago con geometrie misurate a cui sono correlate evaporazione e precipitazioni. I limiti di evaporazione (cioè aridità) possono essere vincolati da geometrie lacustri a bacino aperto. Quindi, integrando l'espressione di riempimento del lago su una data scala temporale dell'episodio bagnato, (t), abbiamo derivato minimo e precipitazione cumulativa massima, (Pt), rispettivamente per 54 laghi a bacino aperto e 18 laghi a bacino chiuso.

( Figura 1a - Lago a bacino aperto - La O indica l'apertura ).

( Figura 1b - Lago a bacino chiuso ).

( Figura 1c - Bacino misto con un lago aperto ed un bacino chiuso ).

Risultati:

I valori delle precipitazioni possono essere valutati come una media, sia globale che in termini di spazio di variabilità.

Distribuzione di frequenza: 

I valori della precipitazione calcolata sono mostrati in Fig. 2. 

Le distribuzioni di frequenza di (Pt) min da laghi a bacino aperto, e (Pt) max da laghi a bacino chiuso seguono ampiamente la normale distribuzione logaritmica. 

Le medie logaritmiche per bacini aperti sono 4 m, e le distribuzioni dei laghi a bacino chiuso sono di 154 m, rispettivamente. Prendiamo questi per rappresentare il probabile

intervallo di precipitazioni minime e massime a livello globale.

L'inclusione di perdite di acque sotterranee o la rimozione di laghi a bacino chiuso con bordi depressi non modifica le distribuzioni in modo significativo. I sistemi accoppiati lo sono rappresentati in Fig. 2. Tutti i valori sono auto-coerenti in modo tale che:

(Pt) max dal lago a bacino chiuso è sempre maggiore di (Pt) min dal lago a bacino aperto collegato.

Distribuzione spaziale:

Le precipitazioni con il minimo più alto si trovano intorno a Margaritifer Terra e in Terra Sabaea, suggerendo che questi erano probabilmente le regioni più umide. Al contrario, precipitazioni massime più basse si verificano in Tyrrhena Terra, suggerendo che potrebbe essere stato un posto relativamente più secco. 

Questo è in stretto accordo con la mappatura della densità della rete valliva che suggeriscono che la Margaritifer Terra e la Terra Sabaea sono le regioni con più sistemi fluviali campionati. 

Le precipitazioni limitate i cui valori sono coerenti con un clima umido a livello globale, con un modello di precipitazione complesso, che aumenta verso l'ovest del bacino di Hellas. 

Questa eterogeneità sottolinea l'importanza di incorporare i modelli climatici 3-D globali per studiare l'evoluzione geomorfologica dell'inizio di Marte, che probabilmente non può essere caratterizzato da a

clima unico, spazialmente uniforme. 

Gli indici di aridità minimi calcolati, (AI), richiesti per ogni lago di bacino aperto suggerisce che il più umido dei luoghi su Marte non erano più aridi delle Grandi Pianure in USA [AI > 0,2].

Discussione:

Gli attuali modelli climatici su l'antico periodo di Marte lavorano per determinare i modelli di precipitazione e la disponibilità di acque superficiali, nonché di districare l'importanza relativa di obliquità, nuvole, polvere, vulcanismo e impatti. 

Ad esempio, le scorte di acqua stimata per l'inizio di Marte vanno da ~150 m a +5000m GED [profondità equivalente globale].

I limiti di precipitazione suggeriscono che i bacini di Paleolaghi potrebbero avere fornito con l'attuale inventario dell'acqua circa 20-30 m GED. 

Quando ciò è combinato con le precedenti stime dei tassi di deflusso marziano [0,1-60 cm/giorno] il nostro intervallo di precipitazione suggerisce una durata di episodi umidi di (t) ~ 0,2–420 anni con flusso continuo (assumendo (n) intermittenze). Sottolineiamo che (t) è probabile che sia solo uno dei tanti episodi umidi in un clima umido ricorrente, evidenziato dalla quantità relativa di incisione attraverso lo spartiacque.

È importante sottolineare che i nostri parametri morfometrici sono governati da geometrie definite da larga scala topografia costante sulla scala temporale fluviale e meno suscettibile alle modificazioni post-fluviali. Andando in avanti, il nostro clima ottimale e le precipitazioni minime con le stime di aridità hanno il potenziale per funzionare come predittori integrati nel tempo dei modelli climatici globali, migliorando la nostra comprensione fondamentale dell'evoluzione del clima planetario e della passata abitabilità del primo periodo marziano.

LINK : https://core.ac.uk/download/pdf/323104366.pdf 

( Ricostruzione grafica del lago presente nel cratere Gale ).

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A cura di Andreotti Roberto.

MARTE ; IL CRATERE KOROLEV ed il suo cuore di ghiaccio. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 08/07/2020

IL CRATERE KOROLEV

Korolev è un cratere da impatto colmo di ghiaccio nel quadrangolo Mare Boreum di Marte, situato a 73° di latitudine nord e 165° di longitudine est.
Ha un diametro di 81,4 chilometri e contiene circa 2.200 chilometri cubi di ghiaccio d'acqua.
Il cratere prende il nome da Sergei Korolev (1907-1966), capo ingegnere e progettista di missili dell'Unione Sovietica durante la corsa allo spazio negli anni '50 e '60.
Il cratere di Korolev si trova sul Planum Boreum , la pianura polare settentrionale che circonda la calotta polare nord, vicino al campo di dune di Olympia Undae .
Il bordo del cratere sorge a circa 2 chilometri sopra la pianura circostante.
Il fondo del cratere si trova a circa 2 chilometri sotto il bordo ed è coperto da un tumulo centrale profondo 1,8 chilometri di ghiaccio d'acqua permanente, fino a 60 chilometri di diametro, ed è una delle grandi risorse idriche di Marte.
Il ghiaccio è permanentemente stabile perché il cratere funge da trappola fredda naturale.
La sottile aria marziana sopra il ghiaccio del cratere è più fredda dell'aria che circonda il cratere; l'atmosfera locale più fredda è anche più pesante, quindi affonda per formare uno strato protettivo, isolando il ghiaccio, proteggendolo dalla fusione e dall'evaporazione.

Cratere Korolev

Vista prospettica del cratere Korolev, generata utilizzando immagini e dati digitali del terreno da Mars Express .
Pianeta	Marte
Coordinate	72.77° N / 164.58° E
Diametro	81,4 chilometri
Eponimo	Sergei Korolev (1907-1966),  ingegnere e designer  di missili sovietici

Descrizione:
Allo stato attuale, non c'è acqua liquida su Marte, ma c'è una notevole quantità di ghiaccio.
Le due calotte polari del pianeta sono costituite da una miscela di anidride carbonica e ghiaccio d'acqua, che variano notevolmente in proporzione tra loro a seconda della stagione.
In inverno, ad esempio, uno strato da uno a due metri di anidride carbonica (ghiaccio secco) si forma sulla calotta di ghiaccio permanente sul polo nord, ma poi sublima nuovamente in estate, subendo una transizione diretta dal solido al gas.
Le mutevoli distese delle calotte polari possono essere osservate in dettaglio usando telescopi e immagini satellitari. Una notevole quantità di ghiaccio tritato è stata rilevata anche nel sottosuolo marziano mediante misure radar. Lo strato di terreno corrispondente potrebbe essere permeato fino al 50% di acqua gelata. Tuttavia, non abbiamo cifre esatte.

( Mappa immagine topografica con codice colore del cratere Korolev: le strisce di immagine acquisite da angolazioni diverse dal sistema di telecamere HRSC a bordo di Mars Express vengono utilizzate per generare modelli di terreno digitali della superficie marziana, contenenti informazioni sull'altezza per ciascun pixel registrato. Il livello di riferimento per le informazioni sull'altitudine è il medio-Marte. La codifica a colori del modello digitale del terreno (in alto a destra) indica efficacemente le differenze di elevazione: il profilo topografico della regione copre circa 3500 metri di altitudine. Il bordo del cratere Korolev di 82 chilometri si eleva a circa 2000 metri sopra l'ambiente circostante. La parte superiore del ghiacciaio all'interno del cratere si trova alcune centinaia di metri sotto il bordo del cratere. A causa della sublimazione, il deposito a cupola spesso 1800 metri si trova in un cratere a forma di anello che è poco più di due chilometri di profondità. Credito: ESA / DLR / FU Berlino - CC BY-SA 3.0 IGO ).

Il ghiaccio d'acqua nel cratere di Korolev è permanentemente stabile perché la depressione funge da trappola fredda naturale. L'aria sopra il ghiaccio si raffredda ed è quindi più pesante dell'aria più calda che la circonda. Poiché l'aria è un cattivo conduttore di calore, protegge il ghiaccio dall'ambiente.
Se è immobile sopra il ghiaccio, il riscaldamento del ghiaccio avviene poco attraverso lo scambio di calore e l'aria fredda protegge il ghiaccio dal riscaldamento e dall'evaporazione.
Il cratere di Louth, un cratere simile con una cupola di ghiaccio più piccola che si trova anche nelle pianure settentrionali, è stato fotografato dall'HRSC nel febbraio 2005. In questo caso, uno strato di ghiaccio d'acqua si è formato contro il campo di dune scure che giace sul cratere pavimento.
Qui le dimensioni sono sostanzialmente più ridotte: la calotta di ghiaccio del cratere di Louth ha una larghezza di 12 chilometri, mentre la calotta di ghiaccio nel cratere di Korolev può misurare fino a 60 chilometri.

Il bordo settentrionale del cratere di Korolev è stato ripreso anche dal Fotocamera CaSSISa bordo della sonda TGO ExoMars dell'ESA il 15 aprile 2018 ed è stato uno dei primi posti su Marte ad essere fotografato dal sistema di telecamere, pochi giorni dopo che l'HRSC ha acquisito immagini del cratere durante l'orbita 18.042.

( Mappa panoramica topografica della vicinanza del cratere di Korolev: quasi l'intero emisfero settentrionale di Marte è occupato dalle pianure, che cadono verso il polo nord, prima di salire al cappuccio polare, che misura 1000 chilometri di larghezza, nel punto più settentrionale di Marte , con una calotta di ghiaccio spessa 2000 metri. Questa regione ospita anche il cratere Korolev di 82 chilometri, che è stato sorvolato dall'orbita Mars Express dell'ESA più volte nell'ultimo anno, catturando immagini con il suo sistema di telecamere HRSC gestito da DLR. I dati di cinque strisce di immagini HRSC sono stati usati per creare un mosaico di immagini e un modello di elevazione digitale. Credito: NASA / JPL / MOLA; FU-Berlino ).

Struttura tridimensionale e origine di una cupola di ghiaccio spessa 1,8 km all'interno del cratere Korolev:
( Traduzione dallo studio di : T. Charles Brothers e John W. Holt ).
LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1002/2015GL066440 

Si ritiene che il ghiaccio d'acqua perenne sia attualmente instabile, tuttavia, utilizzando un'analisi 3D della stratigrafia radar interna della cupola, stimiamo che il tumulo centrale di Korolev contenga tra 1400 e 3500 km3 di ghiaccio d'acqua fino a 1,8 km di spessore.
Inoltre, la struttura stratigrafica di questa cupola di ghiaccio è sorprendentemente simile ai depositi stratificati polari nord (NPLD) sul Planum Boreum, circa 600 km a nord. Inoltre, la nostra analisi stratigrafica suggerisce che il ghiaccio di Korolev non faceva precedentemente parte di una calotta polare una volta più grande, ma piuttosto era depositato localmente. Concludiamo che il ghiaccio del cratere Korolev si è probabilmente depositato durante lo stesso regime climatico della calotta polare nord di Planum Boreum, ma indipendentemente. Ciò implica che l'incorporazione di depositi di ghiaccio circumpolari come Korolev potrebbe rivelarsi utile nel ricostruire una storia unica del clima polare su Marte.

( Forma della calotta glaciale all'interno del cratere, la linea nera sopra indica il rilevamento messo in evidenza nel grafico sotto. da Conway ed altri 2012 ).

Introdu
zione e contesto:
Il polo nord marziano è coperto da un enorme deposito stratificato di ghiaccio d'acqua relativamente puro [ Howard et al., 1982 ; Malin ed Edgett , 2001 ; Phillips et al., 2008 ; Grima et al., 2009 ].
Gli studi radar hanno utilizzato la stratigrafia di questo deposito per approfondire la nostra comprensione della sua evoluzione e genesi [ Phillips et al., 2008 ; Putzig et al., 2009 ; Selvans et al., 2010 ; Christian et al., 2013].
Questi studi hanno rivelato che molte caratteristiche di Planum Boreum sono costruttive, cioè costruite con processi ampiamente deposizionali [ Holt et al., 2010 ; Smith and Holt , 2010 ; Brothers et al., 2013 ; Smith et al., 2013 ].
Con enfasi sulla deposizione locale piuttosto che sull'erosione regionale per il ghiaccio settentrionale di Marte, è necessario rivalutare l'origine dei depositi di ghiaccio circumpolari come quelli trovati nei crateri di Korolev e Dokka (vedi sotto).
Questo lavoro indaga se il ghiaccio del cratere circumpolare è più probabilmente un residuo di un'epoca geologica precedente con una calotta di ghiaccio più ampia [ Fishbaugh e Head, 2000 ; Garvin , 2000 ] o un deposito relativamente recente realizzato dalla deposizione locale [ Tanaka et al., 2008 ; Conway et al., 2012 , vedi sopra ].
Ogni scenario dovrebbe avere una firma stratigrafica unica che può essere analizzata con il radar.

( Mappa topografica del cratere Korolev, basata sui dati Mars Orbiter Laser Altimeter 256 ppd. 
Le 69 osservazioni radar utilizzate nello studio sono mostrate qui, così come le posizioni per il radargramma . Il piccolo inserto mostra la topografia MOLA per il vicino Planum Boreum e la posizione per i pacchetti di riflettori NPLD, la piccola linea grigia sul Planum Boreum ).

Metodi:
I dati radar per questo studio provengono dallo Shallow Radar (SHARAD) su Mars Reconnaissance Orbiter. SHARAD è centrato su una frequenza di 20 MHz con una larghezza di banda di 10 MHz. SHARAD penetra nella superficie dei depositi di ghiaccio marziano, riflettendo le variazioni di permittività del sottosuolo.

( Osservazione radar SHARAD 2342201000 che attraversa Korolev. La posizione è indicata dalla linea rossa nella Figura sopra . Il nord è a sinistra. (a) Radargramma di ritardo con riflessi luminosi vicini alla superficie e diversi riflessi profondi. Il tempo è di sola andata. (b) Simulazione del disordine che mostra gli echi derivanti solo dalla topografia della superficie. Tutti i riflessi nei radargrammi corrispondenti a quelli di questa simulazione non sono sottosuolo e sono stati evitati durante la mappatura dei riflessi. (c) Radargramma corretto in base alla permittività del ghiaccio d'acqua (3.15). Notare come la geometria dei riflessi radar in profondità cambia drasticamente dopo la conversione nel dominio della profondità. La casella arancione mostra la posizione per la Figura nel riquadro d. (d) Troncamento del riflesso e un possibile pizzicamento all'intersezione con la superficie ).

( Un esempio di combinazione dei radargrammi di attraversamento per mappare in modo coerente i riflessi radar attraverso il tumulo di Korolev. (a) La traccia di Nadir delle nove orbite radar utilizzate per la dimostrazione della mappatura è mostrata in giallo brillante su questa mappa topografica ombreggiata del cratere Korolev. (b) Compilazione radar comprendente l'interpretazione sia della superficie che di un riflesso del sottosuolo. La versione con griglia di questo riflettore è mostrata nella Figura  4 . (c) Compilazione radar senza interpretazione. Notare come il disordine spesso non si allinea tra i radargrammi di attraversamento, come previsto a causa della modifica della geometria ).

Risultati:
La paleo-topografia rappresentativa di un cratere Korolev vuoto (o quasi vuoto) è stata creata da una combinazione di dati SHARAD e Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Questa topografia è stata utilizzata per verificare i risultati del nostro calcolo volumetrico graduale e per facilitare l'analisi visiva dei risultati della mappatura del riflettore.
La mappatura del riflettore SHARAD nel cratere Korolev ha rivelato la geometria del deposito di ghiaccio ed ha rivelato che questa geometria non è cambiata di alcun valore apprezzabile nel tempo.
Dalla base verso l'alto, gli strati hanno una distinta asimmetria, immersione verso sud e aumento graduale della forma domale. Questi risultati di mappatura generali sono coerenti con ed estendono i risultati di [ Conway et al. 2012 ] derivati ​​dalla mappatura dello strato ottico e da un singolo radargramma SHARAD.

Dieci dei riflessi SHARAD interni di Korolev sono stati posizionati su superfici tridimensionali. Sebbene esistano diversi riflessi aggiuntivi, questi 10 erano i più distinti e continui, dando la massima fiducia nelle loro morfologie ricostruite. I riflessi scelti vanno da poco profondi a profondi e sono quindi rappresentativi dell'intera colonna verticale di ghiaccio. Utilizzando un calcolo volumetrico a gradini, questo studio rileva un volume minimo di ghiaccio di ~ 1400 km3 contenuto in Korolev. L'approssimazione del volume è stata effettuata sottraendo il valore di elevazione dei riflessi adiacenti, riflesso superiore meno riflesso inferiore. Ciò ha creato mappe isopachiche per ciascun set di riflessii che sono state quindi utilizzate per calcolare il volume. Dato che i riflessi inferiori generalmente occupano meno area e SHARAD non vede i bordi del cratere, questo calcolo a gradini sta sottovalutando il volume del ghiaccio. Un ulteriore calcolo del volume di ghiaccio è stato eseguito utilizzando solo la moderna superficie Korolev derivata da SHARAD e la nostra base interpolata.
Ciò rappresenta la nostra stima massima per il volume di ghiaccio nel cratere Korolev e probabilmente sopravvaluta il volume. Il risultato di questo calcolo è stato di 3400 km3, coerente ma significativamente maggiore della nostra stima minima utilizzando il calcolo graduale.
Poiché la stima minima non include alcun materiale più vicino alla parete del cratere rispetto ai dati SHARAD, questo fattore 2 per le differenze è ragionevole.
Il disordine impedisce la mappatura del riflesso vicino alla parete del cratere e l'attenuazione o la dispersione del segnale radar impedisce la mappatura definitiva della base del cratere.

Mentre i nostri riflessi mappati coprono l'intera colonna del ghiaccio di Korolev, la spaziatura del riflesso è variabile. C'è un'alta densità di riflessii molto vicino alla superficie ad una profondità di solo circa 250 m. Tuttavia, direttamente sotto questa regione densa di riflessi si trova una zona con pochissimi o nessun riflesso.
Lo spessore di questa regione priva di riflessi può raggiungere i 550 m. Sotto la zona priva di riflessi si trova un'altra zona densa di riflessi radar con uno spessore maggiore di 100 m. Questo modello di riflessi generali viene ripetuto, creando da tre a quattro pacchetti di riflessi con spessore variabile.

I riflessi mappati di Korolev hanno una morfologia coerente con un tuffo meridionale dominante. L'entità del calo cambia, ma l'orientamento rimane coerente. Inoltre, i riflessi hanno un'asimmetria distinta con materiale generalmente più spesso sul pendio esposto a nord e materiale più sottile sul pendio esposto a sud. Tutti i riflessi mappati, ad eccezione della base ipotizzata, hanno una forma approssimativamente domale. Il riflesso mappato più profondo è quasi piatto con una pendenza media di soli 0,5°. Questo riflesso ha una profondità di circa 1,8 km ed è utilizzato come fondo approssimativo del cratere. Essendo sia discontinuo che debole, questo riflettore profondo ha una copertura cartografica limitata ed è stato identificato solo in 8 delle 69 osservazioni utilizzate per questo studio.

( Riflessi radar a confronto, a sinistra i riflessi stratificati nel cratere Korolev, mentre a destra riportiamo i riflessi ripresi nella calotta polare nord, da cui si notano certe somiglianze che fanno ipotizzare un periodo di stratificazione nel tempo similare ).

I riflessi radar di Korolev condividono ulteriori somiglianze con quelli della calotta polare nord.
La parte più alta del ghiaccio ha la più alta densità di riflessi e all'interno di questi densi riflessi esistono incongruenze. Sia il cratere di Korolev che la calotta polare condividono queste incongruenze superficiali [ Tanaka , 2005 ; Tanaka et al ., 2008 ; Conway et al ., 2012].
Oltre alla densità del riflesso e ai modelli stratigrafici simili, lo spessore complessivo del ghiaccio di Korolev è paragonabile a quello della calotta. Misurato direttamente dai radargrammi, lo spessore massimo del ghiaccio di Korolev è di poco superiore a 1,8 km, mentre lo spessore massimo della calotta nord è di circa 2,3 km [ Brothers et al ., 2015].
Lo spessore medio della calotta polare è di soli 1,1 km con una deviazione standard di 540 m.
Queste similitudini portano ad ipotizzare un risultato di modellazione dell'atmosfera localizzata per Korolev che indica che almeno in senso qualitativo, il ghiaccio può essere stabile nel pavimento del cratere nelle attuali condizioni atmosferiche.

Conclusioni:
Il tumulo centrale del cratere Korolev è un deposito di ghiaccio d'acqua a cupola spesso 1,8 km.
La geometria del riflesso nel deposito ha una tendenza costante con piccoli cambiamenti nel tempo. Mentre complessità come incongruenze esistono vicino alla superficie, non ci sono prove di eventi erosivi su larga scala nella stratigrafia radar; pertanto, le condizioni per la deposizione del ghiaccio sembrano essere rimaste sostanzialmente stabili man mano che il deposito cresceva. Questo deposito non faceva parte di una calotta glaciale regionale che da allora è stata erosa.

Questo lavoro rileva anche che il deposito centrale di Korolev è probabilmente coevo alla calotta polare nord di Planum Boreum. Spessori e relazioni stratigrafiche radar simili supportano la nostra ipotesi che questi due depositi siano probabilmente geneticamente correlati e formati durante lo stesso periodo di tempo.

Questo lavoro ipotizza un legame climatico tra le caratteristiche dei depositi circumpolari e la calotta polare nord di Marte, indicando che lo stesso sistema climatico è stato probabilmente il solito dei due depositi separati da 600 km. Pertanto, scopriamo che il clima polare marziano (e il paleoclima) possono essere decifrati al meglio attraverso uno studio unificato del Planum Boreum e delle caratteristiche del ghiaccio circumpolare.
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A cura di INSA-MARTE.

L'EVOLUZIONE DELLE DUNE DI MARTE by Nahùm Méndez, tradotto da INSA-MARTE.

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Aggiornato il 16/03/2020

LE DUNE DI MARTE

Opera tradotta integralmente dallo Spagnolo
del geologo Nahùm Méndez.
Originale : CLICCA QUI
                                                                              

Nahùm Méndez:
''pianeti e i satelliti del Sistema Solare sono sempre uno specchio in cui possiamo guardarci, confrontando i processi che si sono verificati lì (e si verificano) e quindi essere in grado di comprendere meglio ciò che vediamo sulla Terra.
Potremmo persino scoprire prima la risposta ad alcuni dei nostri dubbi al di fuori del nostro pianeta che all'interno, poiché il costante cambiamento e l'evoluzione della superficie terrestre, sia a causa di fenomeni naturali che per effetto dell'uomo, ha cancellato molti dettagli sulla nostra storia.''

Uno dei nostri pianeti preferiti con cui confrontarci è Marte, e oggi vi portiamo un'immagine che ci mostra la transizione tra un tipo di duna e un altro osservato molto vicino al Polo Nord marziano. Lontano da quanto possano sembrare noiose le dune, possono indicare dati così importanti come la direzione del vento prevalente, la quantità di sabbia sul terreno o se rappresentano un clima precedente.

( Sebbene possa sembrare una fotografia al microscopio elettronico o una partitura scritta in codice Morse o un libro in Braille, in realtà stiamo vedendo un campo di dune marziane vicino al polo nord. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

La prima cosa che faremo è dare un'occhiata all'immagine e localizzarla nel contesto geologico e ambientale marziano:

( La "x" segna il luogo approssimativo da cui HiRISE ha scattato la foto di cui stiamo parlando oggi. NASA / USGS / Google ).

L'immagine mostra un'area all'interno della x rossa sulla mappa nell'immagine sopra. Sottolinea che si tratta di un'area molto vicino al polo nord di Marte.
Il tipo di modellistica che funziona di più in quest'area è quello peri-glaciale poiché i cicli di congelamento / scongelamento del biossido di carbonio funzionano ciclicamente ogni anno marziano, generando numerosi landform. Una grande quantità di ghiaccio d'acqua è stata trovata anche sotto la superficie intorno a quest'area.
Nell'immagine sotto possiamo vedere tre tipi di stato evolutivo di una duna, contrassegnati con i numeri in rosso.

( Dettagli con i diversi tipi di dune che si possono vedere nell'immagine. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Dune tipo 1 , a conchiglia:

( Immagine di duna tipo 1. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Il numero 1 corrisponde a questo tipo di duna. È un tipo di duna di cui non conosco il nome (se ce l'ha), ma mi ricorda molti bivalvi visti dall'alto. E non ricordo alcun esempio sulla Terra di queste dune, quindi se non ha un nome, propongo di chiamarlo duna a conchiglia .
Le dune si formano generalmente quando la sabbia inizia ad accumularsi a causa dell'azione del vento in un luogo in cui incontra un ostacolo, come una pianta o una roccia.
La sua forma ci aiuta a conoscere la direzione del vento prevalente nell'area. In questa duna possiamo vedere quanto segue:

( La parte rossa rappresenta la zona sopravento, attraverso la quale soffia il vento, e da dove i granelli di sabbia si muovono e salgono sulla duna. La faccia della valanga è dove cadono i granelli di sabbia quando raggiungono la fine della duna e dove la duna avanza. In questa duna ci sono due lati della valanga, il che indica che i granelli di sabbia seguono due percorsi diversi. Le increspature sulla duna di sabbia sono piccole dune di dimensioni centimetriche che indicano anche la direzione del vento, ma su una scala molto più piccola della duna. In questa duna ci sono due diverse serie di ricci che mostrano le due direzioni del vento che concordano con quelle delle facce da valanga ).

( Sezioni laterali ).

Dune di tipo 2 , intermedie:
passiamo quindi al tipo di duna 2, una transizione tra le dune di tipo 1 a conchiglia, e le dune di tipo 3, che sono dune lineari.
Il tipo di duna 2 , sembra essere stata formata dall'avanzata della duna stessa, quando ne incontra un'altra poco prima e iniziano a unirsi a poco a poco, unendosi prima con uno stretto lembo di sabbia, poi sempre di più, fino a quando arriva il resto della duna e si raggiungono, formando una duna più lunga.

( Al centro dell'immagine abbiamo una duna nel processo di evoluzione verso un dont di tipo lontigudinale. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Dune di tipo 3 , longitudinali:
Sono dune di tipo lineare, longitudinale o seif.
Sul nostro pianeta possono essere lunghe più di cento chilometri e si formano quando ci sono due direzioni del vento predominanti e l'offerta di sabbia è scarsa e le dune non continuano a crescere.
La domanda è: la duna ha esaurito la sabbia perché il terreno si è congelato o non è rimasta sabbia dalla rocce erose di recente?

( Al centro dell'immagine, una duna longitudinale abbastanza lunga, insieme ad altre più piccole. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

(Diagramma della direzione di avanzamento della duna longitudinale rispetto alla direzione del vento).

È vero che l'offerta di sabbia è molto limitata nella zona e ciò favorisce la formazione di dune longitudinali come vedremo nel taglio seguente.

( Se guardi, tra una duna e una duna vedi un terreno apparentemente duro, con quasi nessuna sabbia, ma se si distinguono le rocce, alcune delle quali possono misurare più di due metri di diametro e possono servire come un buon ostacolo per formare le prime dune . NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Implicazioni climatiche:
Ma le dune non solo ci aiutano a conoscere la direzione del vento in questo caso.
Vediamo cos'altro puoi dirci sul clima di Marte.

Abbiamo notato, evidenziandole in foto, delle fratture sulle dune, ma pure sul terreno, cosa provoca quindi questo fenomeno?

Sul terreno potremmo vedere la formazione di poligoni, un tipo di modellistica tipica degli ambienti periglaciali e legata alle stagioni. (vedi schema sotto).

Durante il lungo inverno marziano, uno strato di anidride carbonica bianca, un gelo che spesso dura fino alla primavera, si deposita sulla superficie nelle aree nelle zone polari.
Quando poi finalmente, dopo la notte polare, i raggi del sole iniziano a brillare più intensamente e riscaldano la superficie durante la primavera, parte dell'anidride carbonica sublima (cioè passa da solida a gassosa senza passare attraverso il liquido), causando la rottura di alcune aree congelate .
A volte, sotto il ghiaccio, un po 'di anidride carbonica si accumula in uno stato gassoso e quando lo strato superiore che lo confina si crepa, un getto di gas esce ad alta velocità, macchiando la superficie delle dune, di colore molto più chiaro. , con toni scuri che appartengono al materiale che è appena sotto questo strato superficiale e che di solito hanno toni più scuri, poiché il colore rosso di Marte è solitamente dato dalla polvere che copre l'intera superficie.

( Parte dell'immagine è stata scattata con colori reali, a dimostrazione del fatto che le dune sono principalmente coperte di polvere rossa e brina bianca di biossido di carbonio. NASA / JPL / Università dell'Arizona ).

Possiamo ancora scoprire molte cose semplicemente guardando alcune dune, in particolare sulla geologia e sul clima. Anche così, rimane una domanda: queste dune rappresentano un campo di dune attivo e ancora in movimento o è un campo di dune fossili che parla di altre condizioni meteorologiche passate?

Per conoscere la risposta, Mars Reconaissance Orbiter continuerà a scattare immagini con la sua videocamera HiRISE che ci consente di osservare i cambiamenti nella superficie di Marte con una risoluzione di circa 30 centimetri per pixel, cercando di osservare il movimento delle dune.
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La bellezza mozzafiato delle dune di Marte

Ecco alcune delle più belle immagini inviate dal Mars Reconnaissance Orbiter della NASA e scattate con la fotocamera High-Resolution Imaging Science Experiment. Molte delle dune hanno delle forme bizzarre e sono spesso ricoperte da ghiaccio. Il quarto pianeta del Sistema solare ospita un gran numero dune – regioni dove il materiale dal vento si deposita a creando alcune tra le più belle formazioni che si possano trovare su qualsiasi corpo planetario. Utilizzando la potente fotocamera High-Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE)  montata sul Mars Reconnaissance Orbiter della NASA, gli scienziati hanno una particolare vista su queste dune che li aiutano a capire meglio i processi eolici e la geologia marziana. Le dune su Marte sono in continua evoluzione e in movimento con il vento: la superficie del pianeta non è mai statica.

LINK : https://www.media.inaf.it/2014/01/15/la-bellezza-mozzafiato-delle-dune-di-marte/ 

Dune a mezzaluna (o barcane) su Marte nella regione Noachis Terra. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune lineari su Marte. Si notano con depositi di rocce più grandi e anche ghiacciati nelle depressioni delle dune. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune su Marte a forma di lumaca. È il classico esempio di “duna a cupola”, accumuli ellittici di materiale senza superfici di scorrimento. Queste cupole contrastano notevolmente con la comparsa delle dune di Barchan. Trovate nel Proctor Crater, queste dune sono più scure del fondo del cratere circostante e sono composte da sabbia basaltica che è stata trasportata dal vento. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Questa tipologia di dune assomiglia alla stoffa mossa dal vento. Le increspature si muovono lentamente sul fondo del cratere Proctor. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune trasversali: seguono le stagioni su Marte. Probabilmente entrando nell’estate marziana, questa regione di dune si macchia con sacche di ghiaccio in sublimazione. Crolli di materiale rivelano la sabbia scura sotto la superficie ghiacciata. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Questa particolare tipologia di dune può assomigliare a un branco di pesci con la bocca aperta. È un gruppo di dune a mezzaluna nel Polo Nord mariziano. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune barcane viste da più in alto. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune barcane che si sovrappongono. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune barcane nella regione Hellespontus

Le stesse dune viste da più in alto. In questa immagine si nota che il vento sta erodendo delle piccole colline a destra della foto, portando il materiale verso sinistra e creando piccole dune barcane. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

Dune a goccia su Marte trovate nel cratere Copernico. Questa zona è ricca di olivina, un minerale che si è formato durante le prime fasi della formazione del pianeta. Crediti: NASA/JPL-CALTECH/UNIVERSITY OF ARIZONA

( Le dune di Marte quando a Primavera il ghiaccio sublima ).

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Tradotto da Andreotti Roberto da uno studio del geologo Nahùm Méndez ed integrato con una galleria fotografica pubblicata da Media INAF.