Análisis de la geología de un cráter marciano y su implicancia para la astrobiología

(J. R. Michalski et al. Inst. Ciencia Planetaria, Tucson, EE.UU.)

Rafael E. Carlos Reyes UNMSM – UNAC - SPEA

Introducción:

McLaughlin es un cráter marciano de impacto de 92 km de diámetro.

Contenía un antiguo lago carbonato y arcilla mineral.

El análisis geológico revela una historia compleja con implicaciones importantes para la astrobiología.

La cuenca contiene evidencia de depósitos de rocas con alteración hidrotermal, depósitos delta y sedimentos de aguas profundas (> 400 m).

La geología de esta cuenca en contraste con otras antiguas, contiene evidencia de procesos acuosos transitorios y sedimentos de ceniza volcánica.

Marco geológico:

El cráter McLaughlin se encuentra a 21.9° N 337.63° E, al sur de la frontera dicotomía.

Entre los grandes y antiguos cráteres, éste conserva una relación alta de profundidad/diámetro.

Éste no ha sido significativamente llenado y recubierto por depósitos de lava o ceniza volcánica.

Evidencia de un antiguo lago:

Se observan canales en el interior del cráter, en la pared noreste, que terminan en el borde de una plataforma topográfica, que está a una altitud de aproximadamente -4750 a -4700 m, ~ 450 m por encima del suelo del cráter actual (-5.170 m).

Si bien es posible que los canales se pudieron formar por fusión de hielo/nieve

en vez de lluvia, su elevación terminal probablemente indica el antiguo nivel del lago, lo que implicaría una profundidad de ~ 400-500 metros (Figura 1).

Imágenes HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de los

estratos en la pared del acantilado, pobremente expuesta (flecha en la Figura 1), revelan un cauce plano y poco desarrollado en una escala de 10s de metros, lo que sugiere deposición en agua corriente y, posiblemente, un antiguo delta.

Figura 1: Imagen en color del HRSC con datos DTM HRSC coloreada para mostrar un nivel del lago antiguo propuesto de -4,700 metros. Canales mapeados están superpuestos.

DTM: Digital Terrain Models HRSC: High Resolution Site Charactezition

Las rocas sedimentarias:

El suelo del cráter McLaughlin contiene capas, depósitos ricos en minerales de arcilla, mejor expuestas en las paredes de un cañón ~ 70 metros de profundidad erosionadas en el suelo (Figura 2).

Espectros CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for

Mars) indican que estos depósitos son compuestos ricos en Fe, dioctaédrica, arcillas expandibles que puedan coexistir con los carbonatos. Estas rocas de arcilla-cojinete, contienen estructuras sedimentarias complejas (Figura 3).

Figura 2: Datos DTM de HiRISE (2x exageración) muestran una cañón erosionado en el suelo del cráter McLaughlin. Perspectiva aparece al noreste.

Figura 3: Datos DTM de HiRISE (2x exageración) que muestra estructuras sedimentarias en la pared sur del cañón (pared orientada al norte). Las flechas apuntan al cauce expuesto en los acantilados. Note la evidencia de lo plana, y, complicada o interrumpida estratificación cruzada (flechas).

Eyecciones alteradas:

Keren es un cráter de impacto de 28 kilómetros de diámetro situado en el borde sur del cráter McLaughlin (Figura 1).

Las eyecciones de Keren situadas en elevaciones por debajo del nivel paleo-lago propuesto de -4.700 m dentro de McLaughlin han sido intensamente alteradas por agua.

Los espectros CRISM de estos materiales muestran la presencia de carbonatos Mg, y arcillas expandibles ricas en FeMg, consistente con la alteración dentro de un ambiente lacustre.

También se detecta Serpentina, indicando posiblemente alteración

hidrotermal del material expulsado.

Tiempo:

La estadística de cráteres proporciona restricciones sobre el tiempo de formación de McLaughlin, Keren y el medio ambiente lacustre.

No es fácil contar cráteres sobre la cuenca McLaughlin y su material eyectado, debido a que el material expulsado no se conserva, mismo así los cráteres se contaron sobre un círculo (A = 1.26 x 104 km2) centrado en el centro del cráter, extendiéndose hasta ~ 1.5 radios del cráter desde el borde del cráter, donde una vez existió material expulsado.

La edad de McLaughlin basado en esas estadísticas de cráteres es de 4 Ga o más. La edad del cráter Keren fue estimada basada en dos áreas diferentes de contaje.

La primera zona, la cual sólo incluye el material expulsado detectable que puede ser trazado directamente a Keren, dá una edad estimada de 3.7 Ga (Figura 4).

Figura 4: Diagrama de frecuencia-tamaño de cráter acumulativo e isócronas ajustadas para los cráteres Karen y McLaughlin.

Debido a que muchas de estas eyecciones se han erosionado parcialmente, se contó un área correspondiente a un círculo centrado en Keren, que se extiende hasta ~ 1.8 radios del cráter desde el borde. Esas estadísticas sugieren una edad de ~ 3.8 Ga para el cráter Keren.

Por lo tanto, el lago en McLaughlin tiene que haber existido en el momento del

impacto de Keren, o después (o ambos) con el fin de alterar los depósitos de eyección de Keren.

Por último, los cráteres se contaron dentro de los depósitos del piso del cráter

McLaughlin con el fin de estimar la edad cuando el lago habría dejado de existir. Estas estadísticas sugieren una edad de ~ 3.6 Ga.

Implicaciones para la astrobiología:

El cráter McLaughlin se formó hace 4 Ga y tenía un lago en ~ 3.7-3.8 Ga, que dejó de existir por ~ 3.6 Ga.

El lago puede haber sido efímero o podría haber existido durante un máximo de

300 millones de años. Este lago era profundo (> 400 m) y más voluminoso (> 1.200 km3) que > 90% de los lagos de Marte, y probablemente alimentado por agua subterránea, ya que sólo pequeños canales dentro de la cuenca alimentan el lago que era neutro hasta alcalino (indicado por la presencia de serpentina y carbonatos).

Dentro de los depósitos del fondo del cráter McLaughlin hay características

lobuladas que sugieren flujos transportados hacia el norte. Ellos siguen la tendencia de la dirección de eyecciones desde el cráter de Keren, pero llegan a una distancia > 5 radios del cráter desde el borde de Keren.

Estos depósitos componen los 10-100s metros superiores de los depósitos del fondo - aquellos expuestos en la pared del cañón. Estos depósitos probablemente se formaron a través de flujos subacuáticos (corrientes de densidad, por ejemplo, turbiditas), aunque queda la cuestión de si fueron generados por el impacto Keren o algún otro evento sísmico no conocido.

Dada la frecuencia de impactos durante el Bombardeo Pesado Tardío, debería esperarse la generación de corrientes de densidad por actividad sísmica relacionada a los impactos y en este caso, existe una fuerte evidencia empírica de que esto se ha producido.

Tal proceso habría dado lugar a un rápido enterramiento de materiales en el piso del lago, lo cual es una consideración crítica para la potencial conservación de materia orgánica que pudiera haber existido en el lago.

La edad del lago del cráter McLaughlin corresponde al momento de la evidencia más temprana para la vida en la Tierra - aunque en la Tierra, esas pruebas están significativamente ofuscadas por metasomatismo y metamorfismo posterior.

Sedimentos lacustres de arcilla-carbonada no Metamorfoseada en el cráter McLaughlin proporcionan una ventana importante para los procesos químicos en el Sistema Solar temprano.

Gracias!

Contacto: raedcare@hotmail.com

Proceso acuoso: que interviene el agua o algun liquido Dicotomía: División de un concepto o una materia teórica en dos aspectos, especialmente cuando son opuestos o están muy diferenciados entre sí. HiRISE La High Resolution Imaging Science Experiment es una cámara situada a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter. Con un peso de 65 kg, este instrumento de 40 millones de dólares fue construido por Ball Aerospace & Technologies Corp bajo la dirección del departamento lunar y planetario de la Universidad de Arizona. Consiste en un Telescopio reflector de 0,5 metros de diámetro, el más grande de cualquier misión interplanetaria. Permite fotografiar con una resolución por encima de los 0,3 metros, diferenciando objetos de 1 metro de diámetro (aproximadamente una bola de playa).

HRSC High Resolution Stereo Camera (HRSC): The Red Planet in 3-D The High Resolution Stereo Camera (HRSC) is Germany's most important contribution to the European Space Agency (ESA) Mars Express mission. The main objective of this mission, which reached Mars in late 2003) is the search for traces of water and signs of life. During the expected four-year mission, seven instruments on board the orbiter will gain new insights into the composition and geology of the surface of Mars and the atmospheric composition by means of various remote sensing experiments. The instruments on board the orbiter have been designed specifically to map the surface of Mars in high resolution for photo-geological and mineralogical investigations, and to study the Martian atmosphere and its interaction with the interplanetary medium

CRISM Spectrometer for Mars Reconnaissance Orbiter With the Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) instrument just above his head, a technician at NASA's Kennedy Space Center works on the Mars Reconnaissance Orbiter spacecraft in July 2005. CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) searches for the residue of minerals that form in the presence of water, perhaps in association with ancient hot springs, thermal vents, lakes, or ponds that may have existed on the surface of Mars. Even though some landforms provide evidence that liquid water may have flowed on the surface of Mars long ago, evidence of mineral deposits created by long-term interaction between water and rock has been limited. CRISM's visible and infrared spectrometers track regions on the dusty martian surface and map them at scales as small as 18 meters (60 feet) across, from an altitude of 300 kilometers (186 miles). CRISM reads the hundreds of "colors" in reflected sunlight to detect patterns that indicate certain minerals on the surface, including signature traces of past water. The principal investigator (lead scientist) for CRISM is Scott Murchie from the Applied Physics Lab at Johns Hopkins University.

Serpentina Las serpentinas constituyen un grupo de minerales que se caracterizan por no presentarse en forma de cristales, excepto en el caso de pseudomorfismo. Son productos de alteración de ciertos silicatos magnésicos, especialmente olivino, piroxenos y anfíboles. estadística de cráteres el contaje de crateres es un metodo usado para datar superficies planetarias Turbidita Una turbidita es una facies sedimentaria que se deposita durante una corriente turbidítica, una avalancha submarina que redistribuye grandes cantidades de sedimentos clásticos provenientes del continente en las profundidades del océano. Cuando se depositan sucesiones con secuencias alternantes de diferente composición se denominan flysch.

Metasomatismo El metasomatismo o metasomatosis es un proceso geológico que corresponde la sustracción o adición de componentes químicos a una roca mediantes fluidos acuosos con el requisito de que la roca debe mantenerse en el estado sólido.1 2 Se considera un tipo de metamorfismo.1 Los dos tipos principales de metasomatismo son el infiltracional y el difusional.2 El primero ocurre cuando el fluido se encuentra en movimiento penetrando la roca y el segundo cuando el fluido esta estancado.2

Metamorfismo Se denomina metamorfismo —del griego μετά (meta, 'cambio') y μορφή (morph, 'forma')— a la transformación sin cambio de estado de la estructura o la composición química o mineral de una roca cuando queda sometida a condiciones de temperatura o presión distintas de las que la originaron o cuando recibe una inyección de fluidos.1 Al cambiar las condiciones físicas, el material rocoso pasa a encontrarse alejado del equilibrio termodinámico y tenderá, en cuanto obtenga energía para realizar la transición, a evolucionar hacia un estado distinto, en equilibrio con las nuevas condiciones.2 Se llaman metamórficas a las rocas que resultan de esa transformación.3

La datación de superficies planetarias por contaje de cráteres es una técnica ampliamente usada

para estudiar la evolución de los cuerpos sólidos del Sistema Solar. En este trabajo se describe el

método usando un ejemplo y se proponen dos ejercicios de datación de regiones de la cara visible

de la Luna.

Dating of planetary surfaces with the help of the crater counting technique is widely used in Pla-

netary Sciences to study the evolution of the solid bodies in the Solar System. In this paper we des-

cribe the crater counting technique with an example and we pro pose as an exercise the dating of

two regions ofthe Moon's near side.

Palabras clave: cráter, imagen, datación, estadística.

Keywords: crater, image, dating, statistics.

Un aspecto importante de las misiones plane-tarias es la gran cantidad de datos que éstas pro-porcionan, algo fundamental para algunos cientí-ficos. Las sondas hacen barridos de radar, tomanmedidas del campo magnético, flujo de calor,campo gravitatorio, imágenes en diferentes zonasdel espectro ... Estas últimas, las imágenes, songratificantes para el público y para los aficiona-dos al tema, ya que les hacen sentirse como si es-tuvieran allí; también son una importante fuentede información para el planetólogo sobre el pla-neta, satélite, cometa, cualquier cuerpo del Siste-ma Solar.

Aquí se describirá un método de investiga-ción usado desde el principio de la exploracióndel Sistema Solar. Lo único necesario son algu-nas imágenes planetarias, y un poco de pacien-cia. El objetivo es hallar la edad de la superfi-cie de una región de la Luna, el cuerpo' mejorestudiado del Sistema Solar. Gracias al progra-ma Apolo y a los Lunar Orbiter (sondas no tri-puladas) hay muchos datos e imágenes de laLuna. Durante años, en los sesenta y setenta, sededicó un gran esfuerzo a intentar comprenderel origen y la historia de nuestro satélite, y estemétodo de datación es una consecuencia deello.

La técnica requiere un cierto grado de mani-pulación numérica, y aunque para llevarla a cabobaste con una calculadora con funciones logarít-micas, no parece adecuada para alumnos de nive-les inferiores al Curso de Orientación Universita-

ria. Dadas, por otra parte, las limitaciones pararealizar actividades fuera de programa en la Geo-logía del C.O.U., es mejor concebir esta prácticapara cursos universitarios.

La técnica se denomina "contaje de cráteres".La idea principal es que del estudio de la densi-dad de cráteres en una zona y del tamaño deaquéllos se puede deducir la edad de esa región.

La existencia de superficies saturadas de crá-teres y formadas por rocas muy antiguas, junto aotras más recientes y con menos cráteres, ha lle-vado a pensar que el flujo de impactos (la canti-dad de cuerpos que han impactado en un planetapor unidad de tiempo) no es aleatorio, sino queha decrecido exponencialmente a lo largo deltiempo. Es de notar que muchos fenómenos físi-cos en los que interviene la estadística siguencomportamientos de este tipo. Otra suposicióninicial (que se podrá confirmar en este ejercicio)es que hay mayor cantidad de cráteres pequeñosque grandes, y de hecho la frecuencia de crateri-zación en función del tamaño es también unaexponencial decreciente.

Hay que tener en cuenta dos cosas importan-tes: se calcularán logaritmos decimales de los da-tos obtenidos en la imagen para que la curva ex-ponencial que se estudia se proyecte como lineal(de una recta es más fácil obtener información);

" " 'A B B B B '" "B 'M B M M B 'M B M A " , 'A " " * * " , ,A M 'M M *M B "B M B '" ''" '_ "M M M O W 'M M B ,,, ,E 'ls e ñ ia n z a d e la s C ie n c ia s d e la T ie r ra , 1995. (3.2), 106-110

/.S.S.N.: 1132-9157

además, se deben usar logaritmos decimales y noneperianos (los resultados numéricos para nepe-rianos son diferentes de los que aparecen en elejemplo y en las soluciones de los ejercicios).

En primer lugar se mide el área total A de laregión estudiada para hallar las densidades decraterización.Seguidamente, en una imagen deescala conocida se anota el diámetro de todos loscráteres mayores de 5 km. En las imágenes de es-te trabajo la escala viene dada por el tamaño dealguno de los rasgos más importantes, como loscráteres.

La representación y el tratamiento se facilitansi los datos se agrupan de la siguiente manera:

a) Se cuenta el número de cráteres entre 5 y7(=5-;.-2)km.

b) Se cuenta el número de cráteres entre 7 y10 (=5-;.-2-;.-2)km.

y así sucesivamente. Al diámetro menor de cadagrupo le llamamos Da y al mayor Db' Un modoútil de organizar los datos es hacer una tabla en laque tengamos en cada columna el número de gru-po, diámetro mínimo, diámetro máximo, y núme-ro de cráteres que entran en ese grupo. Es reco-mendable ordenar los grupos de mayores amenores diámetros; esto es debido a que hay quecalcular un parámetro llamado "número acumu-lativo", que denominaremos nc:

el nc de un grupo es el número el número decráteres con diámetro mayor o igual que el Da deese grupo (o sea que sumamos los cráteres de esegrupo y los de grupos de diámetro superior).

Con estos datos vamos a obtener la gráfica.Para ello representamos sobre papel milimetra-do lag (Da) sobre el eje horizontal y lag (n c /A )

sobre el eje vertical. Hay métodos estadísticosque dan la recta que pasa más cerca de una se-rie de puntos, pero en este caso puede bastarcon dibujar éstos en papel milimetracro y dibu-jar la recta que más parezca acercarse a todosellos.

Una vez se tiene la recta de la densidad decráteres, se calcula (gráficamente) el "índice dezona", que es la ordenada correspondiente a undiámetro de 25 km. Este número no tiene nadade especial, pero la ecuación en la que se usa seha calculado para los 25 km, y no para otro diá-metro. La ecuación ha sido determinadaelaborando contajes y usando las edades medi-das por datación radiométrica de las muestrastraídas en el programa Apolo. El hallar estaecuación no es muy complicado, pero requierebastante tiempo y trabajo cuidadoso. Por ello laproporcionamos como herramienta para la data-ción.

La ecuación a usar es:EDAD = 1000(1,59 x Índice + 10,61)

DATEMOS EL ÁREA DE ALUNIZAJE DELAPOL014:

Armados con una calculadora capaz de resol-ver logaritmos, vamos a practicar el método conun caso real. La foto (Fig. 1) usada pertenece a lazona de Mare Imbrium, una gigantesca cuenca enla zona noroeste de la cara visible de la Luna.Además, es la zona de aterrizaje del Apolo 14.

El pie de foto proporciona ya el tamaño de al-guno de los cráteres. Esto debe servir además pa-ra determinar la escala de la foto. Para ello se de-be usar el cráter cuyas paredes se vean másdefinidas. En este trabajo se tomó el diámetro deun cráter como la distancia entre el punto más al-to de paredes opuestas; este punto más alto se en-cuentra en la frontera luz-sombra que suele exis-tir en las paredes de los cráteres. Si midiendodiferentes cráteres se encuentran diferentes esca-las, se puede hacer una media.

También hay que calcular el área total. En es-ta imagen se obtiene 67100 km2 (se puede redon-dear al centenar de kilómetros cuadrados, ya queuna mayor precisión complica las cifras pero noaltera el resultado final).

Lo siguiente es hacer una lista de todos loscráteres con diámetro mayor de cinco kilómetros,anotando el tamaño de cada uno. Se debe tenercuidado de considerar sólo las estructuras clara-

Figura 1: Zona de la formación Fra Mauro. La

flecha es el punto de aterrizaje del Apolo 14. Los

cráteres más importantes son Fra Mauro (F; 95

km), Bonpland (P; 60 km), Parry (P; 48 km) Y

Gambart (G; 25 km)

mente circulares, ya que a veces hay formacionesque pueden confundirse con un cráter de impactosin serlo.

A continuación se agrupan los cráteres. En latabla 1 ,aparecen los grupos de cráteres ordenados

En la figura 2 se presenta el gráfico que se cons-truyó en el ejemplo. El índice resultó ser -4,22.

Sustituyendo en la ecuación de la edad, ob-tenemos que el terreno de la imagen tiene una an-tigüedad de 3900 millones de años.

1 .2 .

3 .

4 .5 .

6 .

7 .8 .

9 .

80 ..................•. 112 1

56 .. , 80 140 56................... 128 40 120 28 114 20 : 310 '. . . . . . .. . . . . . . . . . . .. 14 ..................• 1

7 " 10 4

5 ;.......... 7 ; 8

1 '1,90 ". 1 .....•....•... '" -4,832 . . . . . . . . . . . . . . . . .• 1;75' . . . • . . . . . . . . . . . . .. 2 " -4,523 .............•..... 1,60 ..•..•............ 3 , -4,35

,4 , .....• , 1,45' .. ,............... 4 ...............•. -4,22

5 , 1,30 ...••.....• , .. . .. .. 5 .......•........ -4,136 ...•..•........... 1,15 •......•... ;....... 8 .........•..... " ~3,927 ~ 1,00 .. o.' •• o • • • • • • • • • •• 9 o' -3,878 , o ••••••• o o • o • o 0,84 o • o ••••••••••• o 13 .....•.•.. o • • • •• -3,719 '" .. o 0,70 . o ••••••••••••••••• 21; -3,50

de mayor a menor diámetro y el número de cráte-res de cada grupo.

Ahora se calculan los puntos de la exponencialque se supone cumplen. La X del primer punto es10g(80) y la Y es log(l/A).donde A es el área cal-culada antes; el segundo punto tiene X=10g(56) eY=10g(2/A) (el número de cráteres de diámetromayor o igual que 56 es 2: uno del grupo 2 y otrodel grupo 1). Estos datos componen la tabla 2.

Para obtener el índice se representan los pun-tos en papel milimetrado. La escala en los ejesdebe permitir representar el segundo decimal. Elpaso posiblemente más delicado de la dataciónsea encontrar una recta que pase lo más cerca po-sible de todos los puntos. Existen métodosmatemáticos para hacerlo (como el de los míni-mos cuadrados) pero sólo son adecuados paraalumnos universitarios. Si se dibuja cuidado-samente una recta en papel podrá obtenerse unabuena aproximación. Una vez hecho esto se cal-culará el índice de la imagen, o sea la ordenadade X=10g(25)ª1,40.

-« ,} -',00

-'

1.20 l' 1.60

lag (Da)

Figura 2: Gráfico de los puntos de densidades de

cráteres en función de sus diámetros. La línea

recta es la aproximación de los autores. Marca-

dos con flechas: los valores log(25) en el eje X y

-4,22 (el índice de la zona) en el eje Y.

Figura 3: Zona craterizada anterior a la forma-

ción de la cuenca Imbrium. W. Bond (W; 158

km), Goldschmidt (G; 120 km), Barrow (B; 93

km), Epígenes (E; 55 km), Anaxágoras (An; 51

km) y Timaeus (T; 33 km) son los cráteres más

importantes de la imagen.

Por último, proponemos ejercitar el método,sobre otras dos imágenes (Figuras 3 y 4). Una deellas es una zona cercana a la del ejemplo, en lacuenca Imbrium, y la otra es una zona mucho másjoven, al lado del impresionante cráter Copernico.Ambas, más el ejemplo, están representadas sobreuna fotografía de la Luna, en la figura 5.

SOLUCIONES A LOS EJERCICIOSPROPUESTOS:

Figura 3: el índice es -4,17 y la edad 3970 mi-llones de años

Figura 4: el índice es -4,66 y la edad 3200 mi-llones de años

BIBLIOGRAFÍA:

Baldwin, R.B. (1987). On the relative and absolute age ofseven lunar front face basins, 11: From crater counts. Icarus,

71,19-29.

Crater Analysis Working Group ~1978). Standard techni-ques for presentation and analysis of crater size-frequency da-ta. NASA Techn. Memo., 7930, 20 p.

Figura 4: Zona de aterrizaje del Apolo 12 (en la

flecha). Destaca el cráter Copérnico (C). Otros

cráteres son Reinhold (R; 43 km) Y Lansberg (L;

39 km). Los Montes Cárpatos (MC), formanparte

del borde de la cuenca Imbrium, separan Mare

Imbrium (encima) de Mare Insularum (debajo).

Las fotografías de la Luna están reproducidas del libro deDon Wilhelms "The geologic history of the Moon", publicadoen 1987 por el Servicio Geológico de Estados Unidos como elnúmero 1348 de la serie Professional Papers .•

Figura 5: La cara visible de la Luna. Mosaico de un cuarto creciente y otro menguante realizado por el

Observatorio Lick. 1 es la zona del ejercicio resuelto; 3 y 4 son los ejercicios propuestos en las figuras

de esa numeración.