Espectrômetro compacto de reconhecimento de imagem para Marte - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars
O Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars ( CRISM ) é um espectrômetro de infravermelho visível a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter em busca de indicações mineralógicas de águas passadas e presentes em Marte . A equipe do instrumento CRISM é composta por cientistas de mais de dez universidades e liderados pelo pesquisador principal Scott Murchie. O CRISM foi projetado, construído e testado pelo Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins .
Objetivos
O CRISM está sendo usado para identificar locais em Marte que podem ter hospedado água , um solvente considerado importante na busca por vida passada ou presente em Marte . Para fazer isso, o CRISM está mapeando a presença de minerais e produtos químicos que podem indicar interação anterior com a água - baixa temperatura ou hidrotérmica . Esses materiais incluem ferro e óxidos , que podem ser quimicamente alterados pela água, e filossilicatos e carbonatos , que se formam na presença de água. Todos esses materiais têm padrões característicos em seus reflexos infravermelhos visíveis e são facilmente vistos pelo CRISM. Além disso, o CRISM está monitorando partículas de gelo e poeira na atmosfera marciana para aprender mais sobre o clima e as estações.
Visão geral do instrumento
O CRISM mede a radiação eletromagnética visível e infravermelha de 370 a 3920 nanômetros em incrementos de 6,55 nanômetros. O instrumento tem dois modos, um modo multiespectral não direcionado e um modo hiperespectral direcionado. No modo não direcionado, o CRISM faz o reconhecimento de Marte, registrando aproximadamente 50 de seus 544 comprimentos de onda mensuráveis com uma resolução de 100 a 200 metros por pixel. Neste modo, o CRISM mapeará metade de Marte alguns meses após a aerofrenagem e a maior parte do planeta após um ano. O objetivo desse modo é identificar novos locais cientificamente interessantes que possam ser mais investigados. No modo direcionado, o espectrômetro mede a energia em todos os 544 comprimentos de onda. Quando a espaçonave MRO está a uma altitude de 300 km, o CRISM detecta uma faixa estreita, mas longa na superfície marciana com cerca de 18 quilômetros de diâmetro e 10.800 quilômetros de comprimento. O instrumento varre esta faixa pela superfície enquanto o MRO orbita Marte para obter a imagem da superfície.
Projeto de instrumento
A parte de coleta de dados do CRISM é chamada de Unidade de Sensor Óptico (OSU) e consiste em dois espectrógrafos, um que detecta luz visível de 400 a 830 nm e outro que detecta luz infravermelha de 830 a 4050 nm. O detector infravermelho é resfriado a –173 ° Celsius (–280 ° Fahrenheit ) por uma placa de radiador e três resfriadores criogênicos. Enquanto estiver no modo direcionado, o instrumento balança para continuar apontando para uma área, mesmo que a espaçonave MRO esteja se movendo. O tempo extra de coleta de dados em uma área-alvo aumenta a relação sinal-ruído , bem como a resolução espacial e espectral da imagem. Essa capacidade de varredura também permite que o instrumento execute funções de fase de emissão, visualizando a mesma superfície por meio de quantidades variáveis de atmosfera, que podem ser usadas para determinar as propriedades atmosféricas. A Unidade de Processamento de Dados (DPU) do CRISM realiza o processamento de dados em vôo, incluindo a compressão dos dados antes da transmissão.
Investigações
O CRISM começou sua exploração de Marte no final de 2006. Resultados do espectrômetro visível / infravermelho próximo da OMEGA no Mars Express (2003-presente), o Mars Exploration Rovers (MER; 2003-presente), o espectrômetro de emissão térmica TES no Mars Global Surveyor (MGS; 1997-2006), e o sistema de imagem térmica THEMIS no Mars Odyssey (2004-presente) ajudaram a enquadrar os temas para a exploração do CRISM:
- Onde e quando Marte teve ambientes persistentemente úmidos?
- Qual é a composição da crosta de Marte?
- Quais são as características do clima moderno de Marte?
Em novembro de 2018, foi anunciado que a CRISM havia fabricado alguns pixels adicionais representando os minerais alunita, kieserita, serpentina e perclorato. A equipe do instrumento descobriu que alguns falsos positivos foram causados por uma etapa de filtragem quando o detector muda de uma área de alta luminosidade para sombras. Alegadamente, 0,05% dos pixels indicavam perclorato, agora conhecido por ser uma estimativa alta falsa por este instrumento. No entanto, tanto o módulo de pouso Phoenix quanto o rover Curiosity mediram 0,5% de percloratos no solo, sugerindo uma distribuição global desses sais. O perclorato é de interesse dos astrobiólogos , pois sequestra moléculas de água da atmosfera e reduz seu ponto de congelamento, potencialmente criando filmes finos de salmoura aquosa que - embora tóxico para a maior parte da vida na Terra - poderia potencialmente oferecer habitats para micróbios marcianos nativos na subsuperfície rasa . (Veja: Vida em Marte # Percloratos )
Ambientes persistentemente úmidos
Minerais aquosos são minerais que se formam na água, seja por alteração química de rochas pré-existentes ou por precipitação da solução. Os minerais indicam onde a água líquida existiu por tempo suficiente para reagir quimicamente com a rocha. A forma de minerais depende da temperatura, salinidade, pH e composição da rocha-mãe. Quais minerais aquosos estão presentes em Marte, portanto, fornecem pistas importantes para a compreensão dos ambientes anteriores. O espectrômetro OMEGA no orbitador Mars Express e os rovers MER descobriram evidências de minerais aquosos. OMEGA revelou dois tipos distintos de depósitos aquosos anteriores. O primeiro, contendo sulfatos como gesso e kieserita, é encontrado em depósitos em camadas da idade Hesperiana (meia-idade marciana, cerca de 3,7 a 3 bilhões de anos atrás). A segunda, rica em vários tipos diferentes de filossilicatos, ocorre em vez de rochas da idade de Noé (com mais de 3,7 bilhões de anos). As diferentes idades e químicas minerais sugerem um ambiente inicial rico em água no qual os filossilicatos se formaram, seguido por um ambiente mais seco e mais ácido no qual os sulfatos se formaram. O rover MER Opportunity passou anos explorando rochas sedimentares formadas no último ambiente, cheias de sulfatos, sais e minerais de ferro oxidados.
O solo se forma a partir das rochas-mãe por meio da desintegração física das rochas e da alteração química dos fragmentos de rocha. Os tipos de minerais do solo podem revelar se o ambiente era frio ou quente, úmido ou seco, ou se a água era doce ou salgada. Como o CRISM é capaz de detectar muitos minerais no solo ou regolito, o instrumento está sendo usado para ajudar a decifrar antigos ambientes marcianos. O CRISM encontrou um padrão de estratificação característico de argilas ricas em alumínio sobrepostas a argilas ricas em ferro e magnésio em muitas áreas espalhadas pelos planaltos de Marte. Ao redor de Mawrth Vallis , essas "argilas em camadas" cobrem centenas de milhares de quilômetros quadrados. Camadas semelhantes ocorrem perto da bacia do Isidis , nas planícies de Noé ao redor dos Valles Marineris e nas planícies de Noé ao redor do planalto de Tharsis . A distribuição global de argilas em camadas sugere um processo global. Argilas em camadas têm idade tardia de Noé, datando da mesma época que redes de vales esculpidos na água. A composição da argila em camadas é semelhante ao que é esperado para a formação do solo na Terra - uma camada superior desgastada lixiviada de ferro solúvel e magnésio, deixando um resíduo insolúvel rico em alumínio, com uma camada inferior que ainda retém seu ferro e magnésio. Alguns pesquisadores sugeriram que o "bolo de camadas" de argila marciana foi criado por processos de formação do solo, incluindo chuva, na época em que as redes de vale se formaram.
Os ambientes lacustres e marinhos da Terra são favoráveis à preservação de fósseis, especialmente onde os sedimentos que eles deixaram são ricos em carbonatos ou argilas. Centenas de crateras montanhosas em Marte têm rochas sedimentares em camadas horizontais que podem ter se formado em lagos. O CRISM fez muitas observações direcionadas dessas rochas para medir sua mineralogia e como os minerais variam entre as camadas. A variação entre as camadas nos ajuda a entender a sequência de eventos que formaram as rochas sedimentares. A Mars Orbiter Camera descobriu que onde as redes de vales desaguam em crateras, normalmente as crateras contêm depósitos em forma de leque. No entanto, não ficou completamente claro se os leques se formaram por deposição de sedimentos no solo seco da cratera ( leques aluviais ) ou nos lagos da cratera ( deltas ). O CRISM descobriu que nas camadas mais baixas dos leques, há depósitos concentrados de argila. Mais argila ocorre além da extremidade dos leques no chão da cratera e, em alguns casos, também há opala. Na Terra, as camadas mais baixas dos deltas são chamadas de leitos de fundo e são feitas de argilas que se estabeleceram a partir da entrada da água do rio em partes profundas e tranquilas dos lagos. Esta descoberta apóia a ideia de que muitos leques se formaram em lagos de crateras onde, potencialmente, evidências de ambientes habitáveis poderiam ser preservados.
Nem todos os lagos marcianos antigos eram alimentados por redes de vales que afluem. O CRISM descobriu várias crateras na encosta oeste de Tharsis que contêm "anéis de banheira" de minerais de sulfato e um tipo de filossilicato chamado caulinita. Ambos os minerais podem se formar juntos por precipitação em água salina ácida. Essas crateras não têm redes de vales que afluem, o que mostra que não foram alimentadas por rios - em vez disso, devem ter sido alimentadas pela entrada de água subterrânea.
A identificação de depósitos de fontes termais era uma prioridade para o CRISM, pois as fontes termais teriam energia (calor geotérmico) e água, dois requisitos básicos para a vida. Uma das assinaturas das fontes termais da Terra são os depósitos de sílica. O rover MER Spirit explorou um depósito rico em sílica chamado "Home Plate", que se acredita ter se formado em uma fonte termal. O CRISM descobriu outros depósitos ricos em sílica em muitos locais. Alguns estão associados a picos centrais de crateras de impacto, que são locais de aquecimento impulsionados pelo impacto de meteoros. A sílica também foi identificada nos flancos do vulcão dentro da caldeira do vulcão escudo Syrtis Major , formando montes de cores claras que parecem versões ampliadas do Home Plate . Em outro lugar, nas partes mais ocidentais de Valles Marineris, perto do centro da província vulcânica de Tharsis, existem depósitos de sulfato e argila sugestivos de fontes "quentes". Os depósitos de fontes termais são uma das áreas mais promissoras em Marte para a busca de evidências de vidas passadas.
Uma das principais hipóteses de por que o antigo Marte era mais úmido do que hoje é que uma atmosfera densa e rica em dióxido de carbono criou uma estufa global, que aqueceu a superfície o suficiente para que a água líquida ocorresse em grandes quantidades. O gelo de dióxido de carbono nas calotas polares de hoje é muito limitado em volume para conter aquela antiga atmosfera. Se alguma vez existiu uma atmosfera espessa, ela foi lançada no espaço pelo vento solar ou por impactos, ou reagiu com rochas de silicato para ficar presa como carbonatos na crosta de Marte. Um dos objetivos que impulsionaram o projeto do CRISM foi encontrar carbonatos, para tentar resolver esta questão sobre o que aconteceu com a atmosfera de Marte. E uma das descobertas mais importantes do CRISM foi a identificação da rocha carbonática em Nili Fossae em 2008. Logo depois disso, as missões pousadas em Marte começaram a identificar carbonatos na superfície; a sonda Phoenix Mars encontrou entre 3–5% em peso de calcita (CaCO3) em seu local de pouso nas planícies do norte, enquanto o MER Spirit rover identificou afloramentos ricos em carbonato de magnésio-ferro (16–34% em peso) na cratera Columbia Hills de Gusev . Análises posteriores do CRISM identificaram carbonatos na borda da cratera Huygens, o que sugeriu que poderia haver extensos depósitos de carbonatos enterrados em Marte. No entanto, um estudo realizado por cientistas do CRISM estimou que toda a rocha carbonática de Marte contém menos dióxido de carbono do que a atual atmosfera marciana. Eles determinaram que, se uma densa atmosfera marciana antiga existisse, provavelmente não estaria presa na crosta.
Composição crustal
Compreender a composição da crosta de Marte e como ela mudou com o tempo nos fala sobre muitos aspectos da evolução de Marte como planeta, e é um dos principais objetivos do CRISM. Medições remotas e terrestres anteriores ao CRISM, e análises de meteoritos marcianos, sugerem que a crosta marciana é feita principalmente de rocha ígnea basáltica composta principalmente de feldspato e piroxênio . Imagens da Mars Orbiter Camera no MGS mostraram que em alguns lugares os poucos quilômetros superiores da crosta são compostos de centenas de finos fluxos de lava vulcânica. TES e THEMIS encontraram principalmente rochas ígneas basálticas, com dispersas ricas em olivina e até mesmo algumas rochas ricas em quartzo.
O primeiro reconhecimento de rochas sedimentares generalizadas em Marte veio da Mars Orbiter Camera, que descobriu que várias áreas do planeta - incluindo Valles Marineris e Terra Arabia - têm rochas em camadas horizontais e tons claros. Observações de acompanhamento da mineralogia dessas rochas pela OMEGA descobriram que algumas são ricas em minerais de sulfato e que outras rochas em camadas ao redor de Mawrth Vallis são ricas em filossilicatos. Ambas as classes de minerais são assinaturas de rochas sedimentares. O CRISM usou sua resolução espacial aprimorada para procurar outros depósitos de rocha sedimentar na superfície de Marte e para camadas de rocha sedimentar enterradas entre camadas de rocha vulcânica na crosta de Marte.
Climas modernos
Para entender o clima antigo de Marte, e se ele pode ter criado ambientes habitáveis para a vida, primeiro precisamos entender o clima de Marte hoje. Cada missão a Marte fez novos avanços na compreensão de seu clima. Marte tem variações sazonais na abundância de vapor d'água, nuvens e neblinas de gelo de água e poeira atmosférica. Durante o verão meridional, quando Marte está mais próximo do Sol (no periélio), o aquecimento solar pode gerar tempestades de poeira maciças. Tempestades de poeira regionais - aquelas com uma escala de 1000 quilômetros - mostram uma repetibilidade surpreendente de Marte-ano a Marte-ano. Mais ou menos uma vez a cada década, eles se transformam em eventos de escala global. Em contraste, durante o verão do norte, quando Marte está mais distante do Sol (no afélio), há um cinturão de nuvens de gelo e água equatorial e muito pouca poeira na atmosfera. O vapor de água atmosférico varia em abundância sazonalmente, com maior abundância no verão de cada hemisfério, após as calotas polares sazonais terem sublimado na atmosfera. Durante o inverno, água e geada de dióxido de carbono e gelo se formam na superfície de Marte. Esses gelos formam as calotas polares sazonais e residuais. As calotas sazonais - que se formam a cada outono e sublimam a cada primavera - são dominadas por gelo de dióxido de carbono. As calotas residuais - que persistem ano após ano - consistem principalmente de gelo de água no pólo norte e gelo de água com uma camada fina (alguns 10 metros de espessura) de gelo de dióxido de carbono no pólo sul.
A atmosfera de Marte é tão fina e frágil que o aquecimento solar da poeira e do gelo na atmosfera - não o aquecimento dos gases atmosféricos - é mais importante para impulsionar o clima. Partículas pequenas e suspensas de poeira e água gelada - aerossóis - interceptam 20-30% da luz solar que entra, mesmo sob condições relativamente claras. Portanto, as variações nas quantidades desses aerossóis têm uma grande influência no clima. O CRISM tomou três tipos principais de medições de poeira e gelo na atmosfera: observações direcionadas cujas vistas repetidas da superfície fornecem uma estimativa sensível da abundância de aerossol; grades globais especiais de observações direcionadas a cada dois meses, projetadas especialmente para rastrear variações espaciais e sazonais; e varreduras em todo o limbo do planeta para mostrar como a poeira e o gelo variam com a altura acima da superfície.
A calota sazonal do pólo sul tem uma variedade bizarra de faixas e manchas claras e escuras que aparecem durante a primavera, à medida que o gelo de dióxido de carbono se sublima. Antes do MRO, havia várias ideias para processos que poderiam formar essas características estranhas, um dos modelos principais sendo os gêiseres de dióxido de carbono . O CRISM observou o crescimento dos pontos escuros durante a primavera do sul e descobriu que os riscos brilhantes que se formam ao lado dos pontos escuros são feitos de nova geada de dióxido de carbono, apontando como flechas de volta às suas fontes - as mesmas fontes dos pontos escuros. As listras brilhantes provavelmente se formam por expansão, resfriamento e congelamento do gás dióxido de carbono, formando uma "arma fumegante" para apoiar a hipótese do gêiser.
Veja também
- Nadir e ocultação para descoberta de Marte (outro espectrômetro na órbita de Marte desde 2016, no ExoMars )
- Ralph (New Horizons) (espectrômetro de imagem em New Horizons)