MARTE : I GHIACCIAI DELLA TERRA SABAEA. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 01/03/2020

TERRA SABAEA

La Terra Sabaea è una vasta area su Marte. Le coordinate del suo centro sono 2° N - 42° E , e copre 4.700 chilometri nella sua massima estensione.

Ghiacciai:

Alcuni paesaggi, come in copertina, sembrano proprio ghiacciai che si spostano dalle valli montane come sulla Terra. Alcuni hanno un aspetto scavato, che sembra un ghiacciaio dopo che quasi tutto il ghiaccio è scomparso. In alcuni casi ciò che resta sono le morene: lo sporco e i detriti trasportati dal ghiacciaio.
Il centro è scavato perché il ghiaccio è quasi scomparso.

Una varietà di altre caratteristiche della superficie sono state anche interpretate come collegate direttamente al ghiaccio che scorre, come il terreno increspato , riempimento a valle allineato , riempimento a cratere concentrico , e creste arcuate .

( A lato il particolare di una lingua glaciale, il riquadro è ingrandito nella foto sotto e riporta il fronte del ghiacciaio ).

Un riempimento di cratere concentrico è una forma di ghiacciaio in cui il pavimento di un cratere è principalmente coperto da un gran numero di creste parallele.
È comune alle medie latitudini di Marte, ed è ampiamente ritenuto essere causato dal movimento glaciale.

( SOPRA - Cratere con ghiacciaio concentrico e SOTTO - un ingrandimento ).

( Fessurazioni e fratture con formazione di pozzi da crollo ).

Il clima dei primi periodi di Marte rimane poco chiaro e il dibattito è attuale. Di recente, i modelli climatici hanno suggerito un clima freddo durante il Noachiano / tardo Esperiano su Marte, che va contro il clima umido e caldo spesso proposto, negli altopiani meridionali è stato condotto uno studio graduale della geometria e della morfologia di diverse valli marziane. L'analisi evidenzia le proprietà morfometriche che consentono l'identificazione dei paesaggi glaciali marziani .
Abbiamo identificato 100 circhi e 83 valli glaciali in due crateri e su una montagna nella parte meridionale della Terra Sabaea. Le morfologie studiate hanno le stesse caratteristiche e tendenze morfometriche delle valli glaciali terrestri e marziane e dei circhi glaciali.

I paesaggi glaciali identificati nella Terra Sabaea meridionale sono limitati a quote maggiori di  1000 m, e sono datati da un cratere che conta 3,6 miliardi di anni.
Questo studio sostiene fortemente i processi glaciali come l'origine di queste valli e circhi, ed è la prima prova morfometrica delle valli glaciali associato ai circhi glaciali negli altopiani meridionali in accordo con i modelli climatici. Proponiamo che il clima marziano durante il tardo Noachiano / inizio dell'Esperiano fosse caratterizzato da altopiani glaciali ad altitudini maggiori di 1500 m, invece ad altitudini più basse dove è stata identificata la rete della valle fluviale (<1500 m) il clima era più temperato permettendo all'acqua liquida di essere stabile e creare reti fluviali a valle.

LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0169555X1930056X 

Dune:
Quando ci sono condizioni perfette per la produzione di dune di sabbia, il vento costante in una direzione e la sabbia appena sufficiente, si forma una duna di sabbia barchan.

I Barchan hanno una leggera pendenza sul lato vento e una pendenza molto più ripida sul lato sottovento, dove spesso si formano corna o una tacca. L'intera duna può sembrare muoversi con il vento. Osservare le dune su Marte può dirci quanto sono forti i venti, così come la loro direzione.
Se le foto vengono scattate a intervalli regolari, si potrebbero vedere cambiamenti nelle dune o eventualmente in increspature sulla superficie della duna.

Su Marte le dune sono spesso di colore scuro perché formate dal comune basalto di roccia vulcanica. Nell'ambiente secco, i minerali scuri nel basalto, come l'olivina e il pirossene, non si degradano come fanno sulla Terra.
Sebbene rara, sulle Hawaii si trova della sabbia scura visto che queste isole hanno molti vulcani che scaricano il basalto.
Barchan è un termine russo perché questo tipo di duna è stato visto per la prima volta nelle regioni desertiche del Turkistan.

Parte del vento su Marte viene creato quando il ghiaccio secco ai poli viene riscaldato in primavera. A quel tempo, l'anidride carbonica solida (ghiaccio secco) sublima o si trasforma direttamente in un gas e si precipita via ad alta velocità. Ogni anno marziano il 30% dell'anidride carbonica nell'atmosfera si congela e copre il polo che sta passando l'inverno, quindi c'è un grande potenziale per i forti venti. Alcuni luoghi in Terra Sabaea mostrano dune, come nelle immagini sottostanti e a lato.

L'erosione dei venti:
Qui ci concentriamo su un'area di studio in Terra Sabaea, in cui i crateri da impatto noachiani con materiali superficiali erosi dal vento sono relativamente abbondanti .
In un cratere (detto ''B'') del periodo noachiano, delle dimensioni di 54 km nella Terra Sabaea (20,2° S, 42,6° E), l'erosione del vento, di uno strato friabile di tonalità scura, fino a decine di metri di spessore, ha esposto un materiale di tonalità chiara più resistente e sottostante.

Questi strati differiscono significativamente dagli strati di tono simile descritti in altre regioni di Marte. Il materiale di tonalità chiara non ha una stratificazione interna apparente e l'analisi spettrale visibile / vicino all'infrarosso suggerisce che è ricco di feldspato. La sua origine è ambigua, poiché non possiamo rifiutare con sicurezza alternative ignee, piroclastiche o clastiche. Lo strato sovrastante di tonalità scura è probabilmente un limo basaltico o arenaria che è stato collocato principalmente dal vento, sebbene la sua cementazione debole e i paleo-canali fluviali invertiti indichino qualche modifica con l'acqua.

I canali di sollievo negativo non si trovano sul pavimento del cratere e l'erosione fluviale è altrimenti debolmente espressa nell'area di studio. Piccoli impatti sul pavimento di questo cratere hanno esposto materiali friabili più profondi che sembrano contenere goethite.
Gli affioramenti rocciosi sulle pareti del cratere sono cuscinetti di fillosilicato.

Le pianure intercrateriche contengono resti di un mantello eolico sottile, diffuso e probabilmente post-Noachiano con una superficie indurita.
Le pianure vicino alle scarpate concentriche dell'Hellas a nord sono più coerenti con il rifacimento vulcanico. Un altro cratere di 48 km nelle vicinanze contiene simili affioramenti scuro-sopra-chiaro ma senza paleo-canali.

Anche il cratere ''A'' (vedi sotto), è circa 1 km più basso di altitudine, con un'altezza del pavimento di ~ 700–800 m. Nonostante queste differenze, il materiale di riempimento appare simile al cratere B a parte la mancanza di paleo-canali invertiti.
Il materiale del pavimento esposto più in profondità (unità cfbe) è basalto contenente olivina.
Il cratere A è campionato da una sola immagine CRISM, all'interno della quale si trovano entrambi i fillosilicati ricchi di Fe / Mg e Al negli affioramenti delle pareti (unità cr 1 ), e nei substrati del cratere compaiono depositi di roccia e olivina felsici cfbe e cfde, rispettivamente). Inoltre, la parete meridionale di questo cratere (unità cr 1 ) mostra prove per i carbonati di Mg, con assorbimenti accoppiati a ~ 2,31 e ~ 2,51 μm. I carbonati sono stati precedentemente identificati nella regione del bacino di Huygens diverse centinaia di chilometri a nord-est, ma appaiono compositivamente distinti da quelli presenti nella nostra attuale area di studio.

LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017JE005270 

Storia Geologica:
Gli altopiani della Terra Sabaea, situati a nord-ovest dell'Hellas Planitia, sono costituiti da terreni accidentati, densamente craterizzati con evidenze di faglie ed ampio degrado. Greeley e Guest differenziarono i materiali più antichi in questa regione come :
- l'unità di bordo del bacino del periodo Noachiano precoce di Hellas,
- l'unità di crateri noachiani centrale nella Terra Sabaea meridionale, la sua unità sezionata contemporanea nel nord,
- l'unità di crateri sottomessa del tardo Noachiano vicino al nord bordo del bacino dell'Hellas. 
L'erosione fluviale ha modificato più ampiamente l'unità sezionata rispetto all'unità craterizzata, e le pianure più giovani hanno parzialmente seppellito l'unità craterizzata sottomessa. Nella più recente mappa geologica globale di Marte, Tanaka suddivise gli altopiani per età e trovò una maggiore estensione dei primi terreni noachiani. Includevano la maggior parte della Terra Sabaea in tre unità:
- l'unità del massiccio dell'altopiano di Noachiano lungo lungo l'orlo del bacino di Hellas,
- l'unità dell'altopiano di Noachiano alta e densamente craterizzata (entrambi> 3.93 Ga),
- le pianure intercrateriche dell'altopiano noachiano centrale unità (3,93–3,82 Ga). 
Un'area più piccola delle pianure pianeggianti che riempiono il bacino comprendeva l'unità dell'altopiano tardo noachiano (3,82-3,7 Ga) . Tanaka et al. , hanno mappato le reti a valle come elementi erosivi secondari piuttosto che come un'unità geologica a se stante.

Numerosi impatti hanno modificato gli altopiani durante il periodo noachiano, in particolare nel Bombardamento tardivo pesante da circa 4,1 a 3,8 Ga.
L'impatto dell'Hellas intorno a 4.0 Ga è stato l'evento più grande e consequenziale della regione.
Il bacino di Hellas ha quasi 2.300 km di diametro e oltre 9 km di profondità, rendendolo la più grande struttura di impatto ben conservata su Marte.

Emissioni di metano:
Il gas metano nell'atmosfera marziana è concentrato in tre regioni specifiche, secondo le misurazioni più sensibili ancora effettuate.
La scoperta susciterà probabilmente ulteriori dibattiti sulla fonte del gas, che potrebbe essere creata attraverso processi geologici ma potrebbe essere allettante prova della vita al di sotto della superficie marziana .

"Abbiamo osservato e mappato più pennacchi di metano su Marte, uno dei quali ha rilasciato circa 19.000 tonnellate di metano", ha detto in un comunicato il membro del team Geronimo Villanueva dell'Università Cattolica di Washington, DC. "I pennacchi sono stati emessi durante le stagioni più calde, primavera ed estate, forse perché le crepe e le fessure del ghiaccio si sono vaporizzate, permettendo al metano di penetrare nell'aria marziana".

Una delle tre regioni è incentrata su una frattura chiamata Nili Fossae.
Gli altri due hotspot, ciascuno a circa 1000 chilometri di distanza, hanno geologie diverse. Uno si concentra sulla regione sud-orientale del vulcano Syrtis Major. L'altra è una regione più piatta e craterica chiamata Terra Sabaea.
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A cura di INSA-MARTE.

MARTE: IL BACINO IDROGRAFICO DI NANEDI-DRILON-HYPANIS VALLES. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 16/02/2020

NANEDI-DRILON-HYPANIS 
VALLES

Posizione:
Le Nanedi Valles principalmente, sono un insieme di canali di deflusso fluviale in una grande valle nel quadrilatero Lunae Palus di Marte, centrato a 4,9° N e 49,0° W.
Le Hypanis Valles sono un insieme di canali in una valle di 270 km in Xanthe Terra su Marte a 11° N, 314° E, nel quadrilatero di Lunae Palus .
Sembrano essere stati scolpiti da acque fluenti di lunga durata ed esiste un deposito significativo (interpretato da alcuni come un delta fluviale) al loro sbocco nelle pianure.
Situate a nord del sistema delle grandi Valles Marineris, nel continente di Tharsis.

Descrizione:
Il sistema fluviale esteso, è affiancato dalle più piccole Drilon Valles, e continua poi nelle Hypanis Valles, che formano ciò che era la foce, prima di riversarsi nel bacino marino situato in Chryse Planitia.

Come possiamo notare nel grafico subito qui sotto i due bacini fluviali di Nanedi e Drilon confluiscono in Hypanis, e nell'ingrandimento, invece possiamo notare i depositi di detriti alla foce, depositati dal flusso delle acque, possiamo pure notare, come questi siano avanzati nel tempo con il progressivo calo del livello del mare nell'oceano boreale.

Nel grafico più sotto riportiamo i diagrammi di questo progressivo ritiro delle acque avvenuto miliardi di anni fa.

( I canali oggi visibili sono riportati in bianco, mentre in blu e celeste sono stati riportati i canali ad oggi meno visibili o ricoperti dalle sabbie portate dalle tempeste perieliche globali ).

( I depositi, testimoniano il progressivo ritiro delle acque ).

Varie valli:
Le Drilon Valles sono più piccole, circa la metà, e nascevano da un paleo-lago che si trovava nei resti del cratere Mutch.
Anche il ramo secondario delle Nanedi Valles nasceva da un paleo-lago presso il cratere Carmichael
I vari canali, attualmente visibili, sono lunghi 508 km e sono stati chiamati usando la parola "pianeta" in lingua Sesotho.
Le Nanedi Valles si trovano tra la Shalbatana Vallis e le Maja Valles.
Arrivano fino 4 km di larghezza all'estremità settentrionale, dove i due sistemi principali si univano in Hypanis Valles.

( Immagine dei due canali principali delle Nanedi Valles ).

Età:
L'età del sistema di deflusso fluviale è testimoniata dal fatto che alcuni crateri successivi abbiano interrotto il corso di alcuni canali, e poi non siano stati modificato dal passaggio delle acque, facendoci comprendere che il passaggio delle acque si è interrotto miliardi di anni fa.

( in foto, un cratere successivo che interrompe un più vecchio canale ).

Forma:
La forma della valle è simile a quella di Nirgal Vallis , essendo molto sinuosa e con pochi rami corti, scavati provondamente, mentre esistevano molti affluenti che avevano forme meno evidenti.
Insolitamente per le valli marziane, in questo sistema si possono vedere occasionalmente le singole strutture del canale all'interno dei più ampi fondovalle. ( Vedi Sotto ).

( Una traccia più piccola di escavazione fluviale sul fondo del canyon principale ).

(Sopra si vede un delta di detriti all'interno di un lago nel percorso intermedio delle Nanedi Valles).

( Nel dettaglio un canale delle Hypanis Valles ).
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A cura di INSA-MARTE.

MARTE : LA REGIONE VULCANICA DI ELYSIUM. by Andreotti Roberto - INSA.

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aggiornato il 07/02/2020

ELYSIUM

Elysium è la seconda regione vulcanica più grande di Marte dopo Tharsis.
Oltre alla pianura e ad avere grandi vulcani, Elysium ha diverse aree con lunghe trincee, chiamate fossa o fossae (plurale) su Marte.
Includono Cerberus Fossae , Elysium Fossae , Galaxias Fossae , Hephaestus Fossae , Hyblaeus Fossae , Stygis Fossae e Zephyrus Fossae.

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Elysium Mons:
Elysium Mons è un vulcano su Marte situato nella provincia vulcanica di Elysium , a 25.02° N 147.21° E , nell'emisfero orientale marziano.

Si trova a circa 12,6 km sopra la sua base, e circa 14,1 km sopra il livello medio marziano , che lo rende la terza montagna marziana più alta in termini di rilievo e la quarta più alta in altezza.
Il suo diametro è di circa 500 x 700 km , con una caldera sommitale di circa 14 km di diametro.
È affiancato dai vulcani più piccoli Ecate Tholus a nord-est e Albor Tholus a sud-est.
Si differenzia dai grandi vulcani nella regione di Tharsis in quanto sui suoi fianchi non sono visibili grandi flussi di lava .
Nelle sue vicinanze numerosi crateri sono visibili, ma non da impatti di meteoriti, ma sono di origine vulcanica.
Elysium Mons è stato scoperto nel 1972 in immagini restituite dall'orbita dal Mariner 9 .
Un cratere di 6,5 km di diametro a 29.674° N, 130.799° E, nelle pianure vulcaniche a nord-ovest di Elysium Mons è stato identificato come una possibile fonte per i meteoriti nakhlite , una famiglia di meteoriti marziani basaltici simili con età cosmogeniche di circa 10,7 Ma, espulsi da Marte per un singolo evento di impatto.
Le date delle rocce ignee dei nakhlite vanno da 1416 ± 7 Ma a 1322 ± 10 Ma.
Queste date più le dimensioni del cratere suggeriscono un tasso di crescita del vulcano sorgente durante quell'intervallo di 0,4-0,7 m per Ma, molto più lento di quanto ci si aspetterebbe per un vulcano terrestre.
Ciò implica che il vulcanismo marziano aveva rallentato notevolmente a quel punto della storia.

( La caldera sulla sommità di Elysium Mons ).
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Elysium planitia:
Elysium Planitia è una vasta pianura a sud di Elysium, centrato a 3,0° N 154,7° E .
Un altro grande vulcano, Apollinaris Mons, si trova a sud dell'Elysium Planitia e non fa parte della provincia.

( Analisi geologica del sito di ammartaggio della sonda InSight ).

I più grandi crateri dell'Elysium Planitia sono Eddie , Lockyer e Tombaugh . La planitia ha anche valli fluviali, una delle quali, Athabasca Valles potrebbe essere una delle più giovani su Marte. Sul lato nord-est si trova una depressione allungata chiamata Orcus Patera , e questa e alcune pianure orientali furono riprese nel sorvolo del Mariner 4 del 1965 .
Una foto (vedi sotto), del 2005 in Elysium Planitia a 5° N, 150° E da parte del veicolo spaziale Mars Express mostra quello che potrebbe essere ghiaccio d'acqua coperto di polvere. Si stima che il volume del ghiaccio sia di 800 km per 900 km di dimensioni e 45 m di profondità, simili per dimensioni e profondità al Mare del Nord .
Si pensa che il ghiaccio sia il residuo delle alluvioni delle fessure del Cerberus Fossae circa 2-10 milioni di anni fa. La superficie dell'area è suddivisa in "piastre" come il ghiaccio rotto che galleggia su un lago (vedi sotto ). Il conteggio dei crateri da impatto mostra che le piastre sono più vecchie di 1 milione di anni rispetto al materiale vuoto, dimostrando che l'area si è solidificata troppo lentamente perché il materiale fosse lava basaltica, quindi escludendo questa ipotesi.

La missione InSight della NASA è sbarcata in Elysium Planitia il 26 novembre 2018.
È decollata dalla Terra il 5 maggio 2018.
La sonda studierà la struttura interna di Marte e migliorando così la comprensione dell'evoluzione del pianeta.
Oltre agli studi già citati, possiede anche una stazione meteo che raccoglie dati di Temperatura, Velocità e Direzione dei Venti, e registra le variazioni della Pressione Atmosferica.
Il lander di InSight Mars è stato in grado di scattare foto a colori dalla superficie di Elysium Planitia.

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Analisi geologica:

Attività vulcanica:
David Susko e i suoi colleghi della Louisiana State University hanno analizzato i dati geochimici e di morfologia superficiale di Elysium usando strumenti a bordo del NASA Mars Odyssey Orbiter (2001) e Mars Reconnaissance Orbiter (2006).
Attraverso il conteggio dei crateri, hanno trovato differenze di età tra le regioni nord-ovest e sud-est di Elysium - circa 850 milioni di anni di differenza. Hanno anche scoperto che le regioni sud-orientali più giovani sono geochimicamente diverse dalle regioni più vecchie e che queste differenze si riferivano a processi ignei, non a processi secondari come l'interazione di acqua o ghiaccio con la superficie di Elysium in passato.

"Abbiamo stabilito che, sebbene in passato potesse esserci acqua in quest'area, le proprietà geochimiche nel metro più alto in tutta questa provincia vulcanica sono indicative di processi ignei", Disse Susko. "Pensiamo che i livelli di torio e potassio qui siano stati ridotti nel tempo a causa delle eruzioni vulcaniche per miliardi di anni. Gli elementi radioattivi sono stati i primi ad andare nelle prime eruzioni. Stiamo assistendo a cambiamenti nella chimica del mantello nel tempo."

"I sistemi vulcanici di lunga durata con mutevoli composizioni di magma sono comuni sulla Terra, ma con una storia emergente su Marte", ha dichiarato James Wray, co-autore e professore associato presso la School of Earth and Atmospher Sciences della Georgia Tech.

( Il fronte di un imponente flusso lavico ).

Nel complesso, questi risultati indicano che Marte è un corpo molto più geologicamente complesso di quanto si pensasse originariamente, forse a causa di vari effetti di carico sul mantello causati dal peso dei vulcani giganti. Per decenni, abbiamo visto Marte, come una roccia senza vita, piena di crateri con un numero di vulcani a lungo inattivi. Abbiamo avuto una visione molto semplice del pianeta rosso. Trovare una varietà di rocce ignee dimostra che Marte ha il potenziale per un utile utilizzo delle risorse e una capacità di sostenere una popolazione umana su Marte.
"È molto più facile sopravvivere su un corpo planetario complesso che porta i prodotti minerali di geologia complessa che su un corpo più semplice come la luna o gli asteroidi."

Gran parte dell'area vicino ai vulcani è coperta da flussi di lava, alcuni possono anche essere mostrati avvicinarsi, quindi fermarsi al raggiungimento di un terreno più elevato.
A volte quando la lava scorre la parte superiore si raffredda rapidamente in una crosta solida. Tuttavia, la lava sottostante spesso scorre ancora, questa azione rompe lo strato superiore rendendolo molto ruvido. Tale flusso approssimativo è chiamato aa.

La ricerca, pubblicata nel gennaio 2010, ha descritto la scoperta di un vasto flusso di lava, della dimensione dello stato dell'Oregon , che "è stato messo in atto turbolentemente nell'arco di diverse settimane al massimo". Questo flusso, vicino ad Athabasca Valles , è il flusso di lava più giovane su Marte. Si pensa che sia della tarda età amazzonica .
Altri ricercatori non sono d'accordo con questa idea.
In condizioni marziane la lava non dovrebbe rimanere fluida a lungo.

Canali di deflusso:
Forse il canale di deflusso più giovane su Marte è Athabasca Valles . Si trova a 620 miglia a sud-est del grande vulcano Elysium Mons .
Athabasca è stata formata dall'acqua che fuoriusciva esplodendo da Cerberus Fossae , una serie di crepe o fessure nel terreno. Le Cerberus Fossae molto probabilmente si sono formate dallo stress sulla crosta causato dal peso di entrambi i vulcani Elysium Mons e Tharsis. Le prove attuali suggeriscono che le inondazioni di Cerberus probabilmente sono scoppiate in più fasi. Vicino all'inizio di questi canali (Cerberus Fossae), il sistema si chiama Athabasca Valles, a sud e ad est si chiama Marte Vallis.
Le portate nella Marte Vallis sono state stimate a circa 100 volte quella del fiume Mississippi. Alla fine, il sistema sembra svanire nelle pianure di Amazonis Planitia dove è esistito un residuo bacino d'acqua di quello che agli albori di Marte era un vasto oceano.

( Athabasca Valles ).
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A cura di Andreotti Roberto.

MARTE : MERIDIANI PLANUM in ARABIA TERRA. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 23/07/2020

MERIDIANI PLANUM

Meridiani Planum è una pianura situata a 2 gradi a sud dell'equatore di Marte (centrato a 0,2° N 357,5° E ), nella parte più occidentale di Terra Meridiani . Ospita una rara presenza di ematite cristallina grigia .
Sulla Terra , l'ematite si forma spesso nelle sorgenti calde o in vasche d' acqua stabili, pertanto, molti scienziati ritengono che l'ematite di Meridiani Planum possa essere indicativa di antiche sorgenti calde o che l'ambiente contenesse acqua liquida. L'ematite fa parte di una formazione rocciosa sedimentaria stratificata da 200 a 800 metri circa di spessore.
Altre caratteristiche di Meridiani Planum includono basalto vulcanico e crateri da impatto .
Prima dell'atterraggio di Opportunity Rover, le immagini orbitali mostravano possibili strati sedimentari dominati dalle sabbie basaltiche . La spettroscopia orbitale a infrarossi termici ha mappato l'ematite cristallina, interpretata come un deposito minerale acquoso, oltre ai solfati .
Questa regione contiene anche la Challenger Memorial Station.

( in foto i colori mettono in evidenza la concentrazione di Ematite ).

L'esplorazione di Opporunity:

Nel 2004, Meridiani Planum è stato il luogo di sbarco del secondo dei due Mars Exploration Rovers della NASA , chiamato Opportunity .
I risultati di Opportunity indicano che il sito di atterraggio è stato una volta saturato per un lungo periodo di tempo con acqua liquida, possibilmente con elevata salinità e acidità. Le caratteristiche che suggeriscono questo includono sedimenti a letti incrociati, la presenza di molti piccoli ciottoli sferici che sembrano essere concrezioni , all'interno delle rocce e la presenza di grandi quantità di solfato di magnesio e altri minerali ricchi di solfati come la Jarosite .
La parete del cratere Eagle mostrava arenarie a strati , composte da detriti basaltici cementati da evaporiti solfati e sferole di ematite a "bacca blu" .

Opportunity ha anche studiato la formazione di Burns nelle pareti del cratere Victoria. Al cratere Endeavour, ha studiato la formazione matijevic (Minerali argillosi - Fillosilicati ed idrati di alluminio), contenente smectiti , la formazione Shoemaker composta da breccia sul bordo del cratere e la formazione di Grasberg composta da materiali Clastici (Minerali composti da frammenti di rocce pre-esistenti).
Al cratere Endurance, la formazione di Burns ematite-solfato mostrava un giacimento di dune eoliche a strati incrociati, sormontato da sabbia portata dal vento, per questa formazione è stato ipotizzato che si sia formata quando il fango basaltico è stato cementato da evaporiti in un lago.

La fine di Opportunity:

( La posizione dove il rover si è fermato ).

( L'ultima foto dal bordo del cratere Endurance ).

Mirtilli marziani:
Il rover Opportunity ha scoperto che il suolo del Meridiani Planum è molto simile al suolo sia del cratere Gusev e pure dell'Ares Vallis, ma tuttavia in molti luoghi a Meridiani il terreno è coperto da sferule rotonde, dure e grigie che sono chiamate "mirtilli".

Si scoprì che questi mirtilli erano composti quasi interamente da ematite minerale.
Fu appurato che il segnale degli spettri individuato dall'orbita di Mars Odyssey fosse prodotto da queste sferule.
Dopo ulteriori studi è stato visto che i mirtilli erano concrezioni formate nel terreno dall'acqua.
Nel corso del tempo, queste concrezioni hanno resistito alla roccia sovrastante, e poi si sono concentrate sulla superficie come deposito.
La concentrazione di sferule nella roccia fresca avrebbe potuto produrre la copertura di mirtilli osservata dall'erosione di appena un metro di roccia. La maggior parte del terreno era costituito da sabbie di olivina basaltica che non provenivano dalle rocce locali, quindi molto probabilmente la sabbia potrebbe essere stata trasportata da qualche altra parte dalle tempeste di sabbia globali che ricoprono Marte nei mesi successivi al passaggio al perielio.

Analisi delle polveri:
Uno spettro Mössbauer è stato fatto alla polvere che ha raccolta da Opportunity con uno strumento a cattura magnetica. I risultati suggerirono che il componente magnetico della polvere era la titanomagnetite, piuttosto che la semplice magnetite , come si pensava una volta. È stata anche rilevata una piccola quantità di olivina che è stata interpretata come indicante di un lungo periodo arido sul pianeta.
D'altra parte però, una piccola quantità di ematite presente significa che potrebbe esserci stata acqua liquida per un breve periodo nella storia antica del pianeta.
Poiché lo strumento Rock Abrasion (RAT) ha trovato facile macinare il substrato roccioso, si pensa che le rocce siano molto più morbide delle rocce del cratere Gusev.

( Dalla panoramica a 360° si notano gli affioramenti stratificati ).

Analisi delle rocce:

Poche rocce erano visibili sulla superficie in cui Opportunity era atterrato, ma il substrato roccioso che è stato esposto nei crateri è stato esaminato dagli strumenti sul Rover.
Le rocce di roccia fresca sono state trovate come rocce sedimentarie con un'alta concentrazione di zolfo sotto forma di solfati di calcio e magnesio.
Alcuni dei solfati che possono essere presenti nei substrati rocciosi sono kieserite , solfato anidrato, bassanite, esaidrite, epsomite e gesso .
Possono anche essere presenti anche sali come alogenite , bischofite, antarticite, bloedite, vanthoffite o gluberite.
Le rocce contenute nei solfati avevano un tono leggero rispetto alle rocce isolate e alle rocce esaminate dai lander / rover in altre posizioni su Marte.

Gli spettri di queste rocce dai toni chiari, contenenti solfati idratati, erano simili agli spettri dello spettrometro ad emissione termica a bordo del Mars Global Surveyor .
Lo stesso spettro si trova su una vasta area, quindi si ritiene che l'acqua una volta sia apparsa su una vasta regione, non solo nell'area esplorata dal rover Opportunity .
Lo spettrometro a raggi X delle particelle alfa (APXS) ha rilevato livelli piuttosto elevati di fosforo nelle rocce. Alti livelli simili sono stati trovati da altri rover ad Ares Vallis e al cratere Gusev, quindi è stato ipotizzato che il mantello di Marte possa essere ricco di fosforo.
I minerali nelle rocce potrebbero aver avuto origine dagli agenti atmosferici acidi del basalto .
Poiché la solubilità del fosforo è correlata alla solubilità dell'uranio , del torio e degli elementi delle terre rare , ci si aspetta che anche loro si arricchiscano di rocce.

Quando il rover Opportunity raggiunse il bordo del cratere Endeavour , trovò una vena bianca che in seguito fu identificata come puro gesso.
Si formò quando l'acqua che trasportava gesso in soluzione depositò il minerale in una fenditura nella roccia. Un'immagine di questa vena, chiamata formazione "Homestake", è mostrata qui sotto.

Una roccia, "Bounce Rock", trovata posata sulle pianure sabbiose, è stata identificata come ejecta da un cratere da impatto.
La sua chimica era diversa. Contiene principalmente pirossene e plagioclasio e niente olivina, assomigliava molto a una parte, la litologia B, del meteorite shergottita EETA 79001, un meteorite noto per essere venuto da Marte.
Bounce rock ha ricevuto il suo nome essendo vicino a un segno di rimbalzo dell'airbag della sonda.

Presenza di acqua:
L'esame delle rocce in Meridiani Planum, ha trovato forti prove per l'acqua passata.
Il minerale chiamato jarosite che si forma solo in acqua è stato trovato in tutti i substrati rocciosi. Questa scoperta ha dimostrato che una volta esisteva l'acqua in Meridiani Planum.
Inoltre, alcune rocce mostravano piccole laminazioni (strati) con forme che sono fatte solo da acqua che scorre dolcemente.
Le prime laminazioni di questo tipo sono state trovate in una roccia chiamata "The Dells".
I geologi direbbero che la stratificazione incrociata mostrava la geometria del trasporto in increspature in depositi d'acqua.
Un quadro di stratificazione incrociata, chiamato anche cross-bedding, è mostrato sopra a sinistra.

I fori in alcune rocce sono stati causati da solfati che formano grandi cristalli, e poi quando i cristalli si sono successivamente dissolti.
La concentrazione dell'elemento bromo nelle rocce era molto variabile probabilmente perché è molto solubile.
L'acqua potrebbe averlo concentrato in alcuni punti prima che evaporasse.
Un altro meccanismo per concentrare composti di bromo altamente solubili è la deposizione di brina durante la notte che formerebbe film molto sottili di acqua che concentrerebbero il bromo in determinati punti.
Parti di Meridiani Planum mostrano elementi stratificati dalle riprese orbitali.
Gli strati potrebbero essere stati formati con l'aiuto di acqua, in particolare le acque sotterranee.

Meteoriti:

Il rover Opportunity ha trovato vari meteoriti. La prima analizzata da Opportunity con i suoi strumenti è stato chiamato ‘Heat Shield Rock’ (in foto a lato), dal luogo dove è stato trovato vicino allo scudo termico di Opportunity.
L'esame con lo spettrometro ad emissione termica in miniatura (Mini-TES), lo spettrometro Mossbauer e l'APXS portano i ricercatori a classificarlo come meteorite IAB .
L'APXS ha determinato che era composto per il 93% di ferro e per il 7% di nichel .

Si pensa invece, che il ciottolo chiamato "Fig Tree Barberton" sia un meteorite pietroso o di ferro pietroso (silicato di mesosiderite), mentre "Allan Hills" e "Zhong Shan" possono essere meteoriti di ferro.

Storia:
Le osservazioni sul sito hanno portato gli scienziati a credere che l'area sia stata inondata di acqua diverse volte e sia stata sottoposta a evaporazione e essiccazione.
Nel processo sono stati depositati solfati.
Dopo che i solfati hanno cementato i sedimenti, le concrezioni di ematite sono cresciute per precipitazione dalle acque sotterranee.
Alcuni solfati si sono formati in grandi cristalli che in seguito si sono dissolti per lasciare micro-cavtà.
Diverse linee di evidenza indicano un clima arido negli ultimi miliardi di anni circa, ma un clima a supporto dell'acqua, almeno per un certo periodo, in un lontanissimo passato.

( Mappa geologica - dove si notano le differenti composizioni, in rosso i terreni della pianura ricchi di ematite ed in celeste i terreni craterizati più vecchi, in grigio chiaro i crateri più recenti con eiezioni di materiale - Al centro in arancione si nota anche un sistema di canali di deflusso fluviale che un tempo si riversavano nel bacino in meridiani planum - In giallo il parziale percorso di Opportunity che poi ha proseguito fino al bordo del cratere Endeavour ).

Cenere in Meridiani Planum:
I depositi di cenere vulcanica colorano questo cratere del Meridiani Planum, come visto dalla Mars Express Stereo Camera ad alta risoluzione.
Forniscono inoltre indizi sulla direzione prevalente del vento in questa regione di Marte.

Meridiani Planum, una pianura al margine settentrionale degli altopiani meridionali di Marte, si trova a metà strada tra la regione vulcanica di Tharsis a ovest e il bacino di pianura dell'Hellas Planitia a sud-est.

Tramite un telescopio, Meridiani Planum è una caratteristica sorprendente e oscura, vicino all'equatore marziano.

Questa sezione del Meridiani Planum si estende per 127 km per 63 km e copre un'area di circa 8000 km quadrati, che è circa la dimensione di Cipro.

È stato scelto come punto di riferimento centrale per il sistema di coordinate geografiche di Marte.

Quindi il meridiano primo marziano, l'equivalente del meridiano primo di Greenwich, nel Regno Unito, è stato impostato per attraversare questa regione.

La videocamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) ha acquisito questa immagine.
È stata ottenuta il 1° settembre 2005, durante l'orbita 2097, con una risoluzione di circa 13 m per pixel.

Al centro dell'immagine, il pavimento di un cratere da impatto largo quasi 50 km è coperto di materiale scuro. Assomiglia alla cenere vulcanica, che è prevalentemente composta da minerali come pirossene e olivina. Attraverso la copertura scura spuntano piccoli tumuli, probabilmente realizzati con materiale più resistente.
Il materiale più morbido che li circonda è stato eroso e spazzato via dal cratere dai venti nord-orientali e ora forma strisce scure nell'ambiente circostante.

Un cratere da impatto largo appena 15 km, in alto a sinistra, mostra lo stesso materiale scuro sul suo bordo sud-occidentale. È probabile che questo materiale sia stato soffiato nel cratere più piccolo da quello più grande. Le strutture quasi nere sono quasi certamente dune fatte di sedimenti vulcanici ricchi di cenere. Al contrario, il cratere da impatto di 34 km nella parte inferiore destra dell'immagine è in gran parte riempito di materiale leggero.

L'area meridionale, a sinistra dell'immagine sotto il cratere più piccolo, presenta caratteristiche scure. Situati sul lato sottovento delle creste, si tratta probabilmente di depositi simili di materiale ricco di cenere, espulsi di nuovo dal cratere.

( Vista prospettica elaborata ).
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A cura di INSA-MARTE.

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