Bildet av Mars 'våte historie blir gradvis mer omfattende. Selv om den faktiske naturen til disse forbindelsene fortsatt er unnvikende, kan det avdekke nedbør i atmosfæren tidligere, ellers kjent som regn og snø ...
Det er moren til alle planetariske puslespill som sammenstiller de geologiske og atmosfæriske bevisene for bedre å forstå Martians historie. Selv om vi har antatt en stund om tilstedeværelsen av vann i regolitten, var det ikke før Mars Phoenix Lander rørte ved Mars-arktis i mai 2008, gravde en grøft og oppdaget vannis som vi hadde bevis på at det fantes vann på overflaten. Observasjoner gjort av lander hjalp også, da den så ødelagte, regelmessige former av et permafrostlag i det omkringliggende landskapet (noe som tyder på mengder is under overflaten), og det er spennende bevis på at flytende vann saltlaker også kan eksistere ved veldig lave atmosfæretrykk (ved hjelp av perkloratsalter). Det stopper ikke der, Phoenix bekreftet også at atmosfærisk is kan bli stor nok til å falle som snø i arktiske strøk.
Nå, fra Mars-bane, har ESA Mars Express brukt OMEGA-instrumentet (f.eks. Det synlige og infrarøde mineralologiske kartleggingsspektrometeret) for å kartlegge en ekvatorial region for å få ledetråder om Marshistorien. Resultatene strålte tilbake til Jorden er både spennende og litt særegen.
Det er velkjent at Mars er dekket av jernoksider, inneholdt i støvet som tepper store deler av planeten. Dette er forbindelsen som gir Mars sin karakteristiske røde fargetone. Ser man dypt inn i krateret til Aram Chaos, er det imidlertid en firedobling av spektralsignaturen til jernoksider. Dette har fått ESA-forskere til å tro at dette er en indikasjon på en spesifikk konsentrasjonsmekanisme. På Mars er jernoksider vanligvis funnet med sulfater, men på dette stedet har sterk vind blåst vekk de lettere sulfater, og etterlatt jernoksidene bak, slik at Mars Express-spektrometeret kan måle de høye konsentrasjonene.
På jorda kjenner vi ofte jernoksid som rust. Det dannes rust når det er en reaksjon mellom jern og atmosfærisk oksygen, forenklet ved tilstedeværelse av vann.
“De har samlet seg i mørke forekomster i bunnen av sulfatklipper, ”Sa Stephane Le Mouelic fra University of Nantes i Frankrike. Dette antyder at jernoksidene er blitt avdekket av eolisk (vind) erosjon før de erodert selv, og falt til bunnen av sulfatanrikede klipper. Drevet av Marsvind, fortsatte jernoksidene å berike sanddynene i regionen.
Det viser seg at jernoksidakkumuleringsprosessene ikke er eksklusive for Aram Chaos. I følge observasjoner fra Mars rover Opportunity er det jernoksidkonsentrasjoner i Meridiani Planum omtrent 1000 km unna. Også Valles Marineris, omtrent 3000 km unna, ser ut til å ha lignende forekomster.
Dette er en spennende studie, og det er mulig at andre regioner vil vise lignende akkumuleringsprosesser, men er dekket av annet materiale. “OMEGA er følsom for de første hundre mikronene av overflaten. Så et lag Martian-støv på bare en millimeter tykt vil skjule signaturen for oss, ”Sa Marion Masse, også fra University of Nantes. Selv om OMEGA er begrenset til å jakte på jernoksidforekomster bare i regioner der stein er utsatt på grunn av vindpåvirkning, kan dette være en viktig metode for å finne ut hvordan og hvor jernoksider ble avsatt. Selv om forskere holder et åpent sinn om hvordan disse forekomstene dannet seg, kan det skyldes atmosfærisk nedbør (regn eller snø), eller det kan være ned til vulkansk aske eller islag.
Kilde: Astronomy.com
