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4.1 : Cratère Gale, Mars - Géosciences


4.1 : Cratère Gale, Mars - Géosciences

4.1 : Cratère Gale, Mars

Les sédiments anciens fournissent des archives du climat et de l'habitabilité sur Mars. Gale Crater, site d'atterrissage du Mars Science Laboratory (MSL), abrite un monticule sédimentaire de 5 km de haut (Mount Sharp/Aeolis Mons). Les hypothèses pour la formation de monticules incluent les processus évaporitique, lacustre, fluviodeltaïque et éolien, mais l'origine et l'étendue originale du monticule de Gale sont inconnues. Ici, nous montrons de nouvelles mesures des strates sédimentaires à l'intérieur du monticule qui indiquent des pendages vers l'extérieur de ∼3° orientés radialement loin du centre du monticule, incompatibles avec les trois premières hypothèses. De plus, bien que les monticules soient largement considérés comme des vestiges d'érosion d'une unité autrefois remplie de cratères, nous constatons que la forme actuelle du monticule Gale est proche de son étendue maximale. Au lieu de cela, nous proposons que la structure, la stratigraphie et la forme actuelle du monticule peuvent être expliquées par la croissance en place près du centre du cratère médiée par les rétroactions vent-topographie. Notre modèle montre comment les sédiments peuvent initialement s'accumuler près du centre du cratère loin des vents catabatiques de la paroi du cratère, jusqu'à ce que le relief croissant du monticule résultant génère des vents de pente monticule-flanc assez forts pour éroder le monticule. L'hypothèse de l'érosion et du transport améliorés par le vent de pente (SWEET) indique la formation de monticules principalement par dépôt éolien avec un potentiel limité de préservation du carbone organique et un rôle relativement limité pour l'activité lacustre et fluviale. Les rétroactions morphodynamiques entre le vent et la topographie sont largement applicables à une gamme de monticules sédimentaires et de glace à travers la surface martienne, et peut-être d'autres planètes.


Téléobjectif Vista depuis Ridge dans le cratère Gale de Mars

Un point de vue sur "Vera Rubin Ridge" a fourni au rover Curiosity Mars de la NASA ce regard détaillé sur la zone où il a commencé sa mission à l'intérieur du cratère Gale, ainsi que des caractéristiques plus éloignées du cratère.

Cette vue vers le nord-nord-est combine huit images prises par l'appareil photo à téléobjectif de l'œil droit de Curiosity's Mast Camera (Mastcam). Il montre plus de détails sur une fraction de la zone illustrée dans un panorama plus large (PIA22210) acquis à partir du même emplacement du rover à l'aide de la caméra Mastcam à œil gauche et à objectif plus grand angle. La scène a été équilibrée en blancs afin que les couleurs des matériaux rocheux ressemblent à ce qu'elles apparaîtraient dans des conditions d'éclairage diurnes sur Terre.

Les images des composants ont été prises le 25 octobre 2017, lors du 1 856e jour martien, ou sol, du travail du rover sur Mars. À ce stade, Curiosity avait gagné 1 073 pieds (327 mètres) d'altitude et parcouru 10,95 milles (17,63 kilomètres) depuis son site d'atterrissage.

Le mont Sharp s'élève à environ 5 kilomètres de haut au milieu du cratère Gale, qui s'étend sur 154 kilomètres de diamètre. Vera Rubin Ridge se trouve sur le flanc nord-ouest du mont Sharp inférieur. Le premier plan à droite de ce panorama montre une partie de Vera Rubin Ridge. Au loin se trouve le mur nord du cratère Gale, avec la crête du bord formant l'horizon à environ 40 kilomètres de l'emplacement du rover.

Une version annotée, la figure 1, indique où le rover a atterri (à "Bradbury Landing") en 2012 et la partie initiale de son trajet, y compris les sites d'investigation "Yellowknife Bay", "Darwin" et "Cooperstown". légère augmentation. Le bouclier thermique, la coque arrière et le parachute utilisés lors de la descente du vaisseau spatial se trouvent dans la zone illustrée mais ne sont pas reconnaissables en raison de la distance et du camouflage par la poussière. À Yellowknife Bay en 2013, la mission a trouvé des preuves d'un ancien environnement de lac d'eau douce qui offrait tous les ingrédients chimiques de base pour la vie microbienne.

La figure 2 comprend trois barres d'échelle : de 40 mètres (131 pieds) à une distance d'environ 1 530 mètres (1 673 yards) près de la base du mont Sharp de 1 500 mètres (1 640 yards) à une distance d'environ 30,75 kilomètres (19,1 miles) près la base de la paroi du cratère et de 2 000 mètres (1,2 milles) à une distance d'environ 41,2 kilomètres (25,6 milles) à la crête du bord.

Malin Space Science Systems, à San Diego, a construit et exploite la Mastcam. Le Jet Propulsion Laboratory de la NASA, une division du Caltech à Pasadena, en Californie, gère le projet Mars Science Laboratory pour la Direction de la mission scientifique de la NASA, à Washington. JPL a conçu et construit le rover Curiosity du projet.


2. Méthodes et hypothèses du modèle

Pour la modélisation thermochimique, nous utilisons le programme CHIM-XPT (anciennement CHILLER) [Roseau et Spycher, 2006 Reed et al., 2010 [, qui est un programme de calcul d'équilibres chimiques hétérogènes à plusieurs composants. Cela signifie que chaque étape de calcul calcule l'équilibre entre le fluide de départ et la roche dissoute. Ainsi, chaque étape peut être traitée et interprétée indépendamment de la direction à partir de laquelle elle a été atteinte, et les tendances du rapport eau/roche (W/R) peuvent être lues dans les deux sens, car l'équilibre est calculé indépendamment pour chaque étape. La taille des pas peut varier en fonction des exigences de la tâche et le calcul est largement indépendant de la quantité d'eau, car un rapport de poids est utilisé et l'unité de base pour le calcul est la mole. Pour plus de commodité, 1 kg (ou 55,5 mol) d'eau est généralement la base du calcul. La méthode utilisée ici est un calcul par lots où les précipités ne sont pas fractionnés du système. Pour plus de détails sur le code, la base de données et les fichiers d'entrée, nous nous référons au manuel de CHIM-XPT [Reed et al., 2010 [ pour des informations générales sur les modèles de voies de réaction, en général, pertinents pour la méthodologie de notre article, en particulier la modélisation du titrage, voir l'exemple Kühn [2004, chapitre 3[ et pour une discussion sur les bases de données et le contexte mathématique-théorique [voir, par exemple, gangue, 2008 et Oelkers et Schott, 2009 , en particulier les chapitres 1𠄳[. CHIM-XPT a été largement utilisé dans les environnements basaltiques terrestres [par exemple, Roseau, 1982 Roseau, 1983 [ et pour les compositions martiennes [DeBraal et al., 1993 De Caritat et al., 1993 Schwenzer et Kring, 2009 Ponts et Schwenzer, 2012 Schwenzer et al., 2012a , 2012b Schwenzer et Kring, 2013 Filiberto et Schwenzer, 2013 [. Le programme nécessite des choix sur le fluide de départ, la composition élémentaire de la roche hôte, la température et la pression.

Pour les compositions des roches hôtes dans notre modélisation, nous avons utilisé une variété de roches observées par Curiosity (tableau 2 et section 2.2) et, en plus, des réactions minérales sélectives dans une roche hôte de type sol de Portage avec la composante amorphe et l'olivine. Notez que nous commençons avec une roche qui a 22,4 % d'olivine et pas de minéraux argileux (tableau des sols de Portage  1 ) et modélisons les minéraux d'altération tels qu'ils se trouvent dans les mudstones (tableau des échantillons de forage John Klein et Cumberland  1 ), contiennent beaucoup moins d'olivine (6 et 2%, respectivement) et 20 ±𠂒% de phyllosilicates [Vaniman et al., 2014 [ (tableau  1 ). La température a été fixée à 10ଌ et la pression à 1�r pour les modèles présentés ici, suivant le scénario diagénétique suggéré par les observations sédimentologiques [Grotzinger et al., 2014 [.

Tableau 2

Compositions de la roche de départ, du sol et des compositions monophasées a

Amorphe
% poidsJake_MEkwir BrosséPortageOlivinePortageJohn KleinCumberland
SiO251.8546.0744.8836.341.7841.0141.73
TiO20.510.901.25 2.252.071.66
Al2O316.518.439.870.066.956.266.00
Cr2O30.030.370.510.021.170.900.91
FeO6.4313.2712.9633.27.780.3521.45
Fe2O31.071.642.23 15.7420.702.78
MnO0.140.210.430.630.980.550.54
MgO3.719.839.0929.75.727.818.35
CaO6.236.007.620.256.378.976.80
N / A2O6.471.342.22 2.963.362.49
NaCl1.482.991.19 1.771.443.17
K2O2.270.630.51 0.951.000.79
P2O50.511.100.98 2.241.982.02
FeS2.767.236.26 3.353.601.30

Les résultats des assemblages minéraux à l'équilibre calculés sont présentés dans des diagrammes d'abondance minérale en fonction du rapport W/R (masse de roche a réagi avec le liquide de démarrage). Le rapport W/R tracé est donc une variable de progression avec une dissolution de la roche très limitée à l'extrémité W/R élevée et une dissolution de la roche accrue à l'extrémité W/R basse. Notez que l'extrémité W/R représente la quantité de roche ayant réagi avec le fluide et non la quantité totale de roche présente dans un volume donné de roche sur Mars. Des minéraux magmatiques originaux sont observés dans les mudstones [Vaniman et al., 2014 [ (Table  1 ), ce qui signifie que l'altération de la roche est incomplète et qu'il reste du matériel n'ayant pas réagi. Par conséquent, à des fins de comparaison avec le rapport global eau/roche tel qu'il est pris en compte par les tendances de composition de la roche en vrac [McLennan et al., 2014 [, des hypothèses sur la quantité de roche ayant réagi par unité de volume total de roche dans Gale doivent être faites. En d'autres termes, des rapports W/R élevés peuvent indiquer des systèmes dans lesquels l'eau interagit avec une surface limitée et, par conséquent, seule une petite masse de roche est dissoute dans une grande masse d'eau. Cela se produit par exemple dans une fracture, ou sur une surface rocheuse exposée à des précipitations régulières. Un faible rapport W/R peut se produire lorsque de grandes surfaces rocheuses réagissent avec un volume d'eau stagnante et non échangé, par exemple dans un sédiment poreux, bien que nos résultats dans les sections suivantes suggèrent un système ouvert avec un afflux d'eau, plutôt qu'une situation stagnante . La quantité exacte de précipité provoqué par cette dissolution dépend de l'espèce restant en solution et des détails des minéraux précipités, en particulier de l'eau structurellement liée ou du CO incorporé.2. La quantité de précipitations passe de quelques milligrammes à W/R élevé à environ 1 g à W/R de 1000 et de l'ordre de 10 g à W/R de 100. Nous modélisons entre W/R de 1 et 100000 mais n'affiche que 10 à 10000 pour la plupart des pistes. Un W/R plus élevé est peu probable dans un sédiment, mais le W/R le plus bas produirait également des phases avec moins de H2O que les phyllosilicates. W/R décrit donc l'environnement (apport d'eau douce à haut W/R contrairement aux fluides stagnants sans apport frais à faible W/R), mais en même temps la réaction progresse, car en situation de stagnation, plus de roche hôte réagissent avec le temps, en particulier à basse température, où les réactions sont lentes.

2.1 La composition du fluide de départ : l'eau de portage Gale

Afin de modéliser un fluide de départ réaliste représentatif de l'eau associée à la diagenèse dans les sédiments de la baie de Yellowknife, nous partons d'une eau adaptée (AW). C'est le fluide utilisé dans nos précédentes études sur Mars [voir Schwenzer et Kring, 2009 [. C'est une solution aqueuse diluée avec des concentrations d'espèces basées sur des fluides chauds s'échappant d'un environnement basaltique terrestre&# x02014les pièges du Deccan [Minissale et al., 2000 [. Les pièges Deccan ont été choisis en raison de la nature sans eau de mer de cet environnement. Le fluide a ensuite été ajusté pour les compositions basaltiques martiennes en prenant la concentration en Ca du fluide terrestre et en ajustant les teneurs en Mg et Fe en utilisant les rapports Ca/Fe et Ca/Mg observés dans la roche martienne (shergottite LEW 88516). La solution est initialement oxydante (toutes les espèces S comme SO4 2−). CHIM-XPT peut être contrôlé soit par l'ensemble de O2-H2O-SO4-H + ou exprimé en termes de HS-SO4-H2O-H + . Au cours des réactions, le SO4 La paire 2− /HS − contrôle le redox dans le fluide [Reed et al., 2010 [, et un ensemble de 112 espèces ioniques différentes sont généralement utilisés pour représenter la chimie des fluides à chaque étape de calcul. Le tableau  3 est une représentation récapitulative des concentrations d'éléments. Le redox du système tout au long de l'analyse dépend du rapport Fe 2+ /Fe 3+ de la roche hôte ou du sol (voir la section 2.3.2). La concentration en soufre du fluide a été prise comme trouvée dans les fluides du Deccan Trap [Minissale et al., 2000 [, et le chlore a été utilisé comme ion d'équilibre de charge. À partir de là, une version diluée a été calculée en divisant toutes les concentrations d'espèces par 10 000. Cela réduit l'influence des espèces introduites dans notre modèle.

Tableau 3

Compositions fluides utilisées dans la modélisation

AWGPWGPW 185 mbar
Cl − 0.587E-15.76E-35.76E-3
DONC4 2− 0,285E-23.97E-33.97E-3
HCO3 0,168E-41.68E-40,62E-2
SiO2-3.49E-53.49E-5
Environ 2+ 0.250E-21.41E-51.41E-5
mg 2+ 0.205E-11.27E-81.27E-8
Fe 2+ 0.919E-2--
K + -5.02E-45.02E-4
Non + -9.20E-39.20E-3
Mn 2+ 4.36E-84.36E-8

L'eau adaptée (AW) est un fluide calculé à partir des fluides Deccan Trap [Minissale et al., 2000 [ et adapté aux rapports martiens Fe/Ca/Mg. Pour plus de détails, voir le texte et Schwenzer et Kring [2009 [. Gale Portage Water (GPW) est un fluide déduit d'une réaction initiale d'AW diluée (휐 000) avec des roches au Gale Crater (voir texte). Notez que ce tableau résume les concentrations d'éléments, mais celles-ci sont généralement représentées par un ensemble de 112 espèces ioniques pendant les analyses. Seules les valeurs supérieures à 10 � ont été prises en compte pour GPW. Les unités sont indiquées en moles.

Ensuite, un solide de la composition du sol de Portage (tableau 1 ) a été titré dans ce fluide à 50 ° C et 1 bar pour tenir compte d'une réaction des sédiments enfouis (potentiellement à un gradient géothermique plus élevé après l'impact) avec la roche encaissante. Le sol de portage de l'ombre de sable de Rocknest est considéré comme représentatif des compositions crustales moyennes à proximité du cratère Gale. La composition fluide résultante à W/R de 100 a été séparée du précipité d'argile et refroidie à 1&# x000b0C (Figure&# x02009 2 ), au cours de laquelle elle a produit un quartz (ou SiO amorphe2, en fonction de la cinétique) a dominé le précipité (Figure  2 ). C'est une caractéristique commune des fluides d'altération de refroidissement, et il existe des preuves de dépôts riches en silice sur Mars, se formant probablement sous une variété de températures et d'autres conditions [par exemple, McAdam et al., 2008 Squyres et al., 2008 [. Le fluide Gale a de nouveau été séparé du précipité et les ions laissés dans le fluide ont été considérés comme GPW. CO2𠅎n tant que proxy pour les espèces contenant du C𠅎st ajouté en tant que 1,68E-4 mol HCO3 − , une concentration qui empêche la formation de carbonate, cohérente avec les résultats MSL, et utilisée dans nos travaux précédents [par exemple, Schwenzer et Kring, 2009 [. Toutes les espèces S dans GPW sont résumées comme SO4 − . Les espèces avec des concentrations inférieures à 10 �  mol n'ont pas été prises en compte dans cette composition de fluide de départ.

Le sol de portage a été mis à réagir avec de l'eau Adaptée AW diluée à 50ଌ. Le fluide a été extrait de la réaction d'origine à W/R (rapport de roche ayant réagi avec le fluide entrant) de 100 et ensuite refroidi pour former l'eau de Gale Portage GPW, que nous utilisons dans nos simulations pour l'assemblage de diagenèse de la baie de Yellowknife. (a) Graphique de la température (T en ଌ) en fonction de la concentration en ions dans 1 kg d'eau (en mol) du fluide en équilibre avec le précipité à différentes températures. Le refroidissement provoque la précipitation le plus notable de SiO2, Fe, Al et S. (b) Minéraux précipités lors du refroidissement. Les principaux précipités sont du quartz (ou un autre SiO2 en fonction de la cinétique de réaction), la pyrite, la stilbite et l'apatite.

2.2 Compositions rocheuses de départ et conditions du modèle

Les réactions utilisant GPW ont été calculées avec différentes roches Gale (tableau  2 ) afin d'expliquer les phyllosilicates observés dans les échantillons de forage John Klein et Cumberland. Nous utilisons Jake_Matijevic comme élément final alcalin, Ekwir_brushed comme composition basaltique moyenne, relativement sans poussière, et Portage comme élément final de sol basaltique le moins altéré. Nous nous concentrons sur le sol de Portage, car les investigations du rover ont rendu la chimie et la minéralogie de l'échantillon [Morris et al., 2014 Vaniman et al., 2014 [. Le sol de Portage donne également une composition régionale représentative de roches hôtes basaltiques non altérées, car la plupart des roches (y compris le sol de Portage et les mudstones argileux du lit du lac) sont chimiquement similaires à la croûte martienne supérieure typique [Grotzinger et al., 2014 [.

Pour d'autres calculs, nous avons utilisé les proportions variables des composants individuels, par exemple, l'olivine et le composant amorphe. Au total, plus de 100 essais avec des conditions de composition, de température et d'oxydoréduction variables ont été effectués. Les analyses APXS ont été utilisées pour les compositions des roches et des sols [Gellert et al., 2013 Stolper et al., 2013 Schmidt et al., 2014 [, et suite à une série d'essais (section 3.1) pour explorer l'effet de la variation de l'état redox de la roche sur l'assemblage minéral d'altération, nous avons pris 10 % du Fe total (molaire) comme étant Fe 3+ . Nous avons également pris 10% Fe 3+ pour les compositions amorphes de John Klein et Cumberland, mais pour Portage amorphe, nous avons utilisé l'estimation existante par Morris et al. [ 2014 [, qui est de 42% Fe 3+ (Table  2 ), nous donnant ainsi une gamme de teneurs potentielles en Fe 3+ associées à la composante amorphe. DONC3 à partir des données APXS a été recalculé en FeS ou FeS2, en soustrayant la quantité équivalente de Fe de FeO. Le chlore a été recalculé en NaCl, et la quantité équivalente de Na a été soustraite de Na2O. Nous avons testé trois températures différentes, 10ଌ, 50ଌ et 150ଌ, et notons qu'à la température la plus basse, certains minéraux connus pour se former uniquement à des températures plus élevées dans la nature (par exemple, les pyroxènes et les amphiboles) ont été exclus de formation pendant les courses.

Les modèles de roches en vrac donnent un aperçu de la minéralogie d'altération attendue associée à la chimie générale des roches rencontrées dans la baie de Yellowknife. Cependant, la dissolution minérale est inhomogène et fortement dépendante de la température et de la chimie des fluides [par exemple, Zolotov et Mironenko, 2007 Hausrath et al., 2008 McAdam et al., 2008 Gudbrandsson et al., 2011 [. Ainsi, nous avons également calculé les réactions avec différents mélanges minéraux, en adoptant une approche similaire à celle de nos précédents modèles de météorite martienne nakhlite [Ponts et Schwenzer, 2012 [. Certaines informations sur la dissolution minérale peuvent être déduites des observations des différences de concentrations d'olivine, de magnétite et de composant amorphe entre les échantillons [Vaniman et al., 2014 [ (Table  1 ), bien que nous ne considérions pas directement les taux de dissolution des minéraux dans cet article. Le mudstone Sheepbed contient 22&# x02009wt % (trou de forage John Klein) à 18&# x02009wt % (trou de forage Cumberland) de saponite dans un assemblage minéral basaltique contenant du sulfure de fer, avec des traces possibles de quartz, il contient également un matériau amorphe substantiel [Vaniman et al., 2014 [. Le sol de Portage ne contenait pas de phyllosilicates cristallins [Bish et al., 2013 [. Nous utilisons ces informations pour déduire une variété de mélanges minéraux de départ, allant de l'olivine pure et du composant amorphe pur aux mélanges d'olivine, de composant amorphe et de la chimie de la roche hôte.

Nous utilisons les silicates en feuille suivants dans notre base de données CHIM-XPT : talc (Mg, Mg-Al, Fe end-members) pyrophyllite du groupe chlorite clinochlore, daphnite, Mn-chlorite, chlorite sans Al du groupe kaolinite kaolinite, illite du groupe des smectites montmorillonite (extrémités Na, K, Mg, Ca) beidellite (extrémités H, Na, K, Mg, Ca), nontronite (extrémités H, Na, K, Mg, Ca, Fe) et serpentine (antigorite, chrysotile, greenalite). Nous notons qu'il n'y a pas d'autre minéral du groupe de la kaolinite autre que la kaolinite, par exemple, la vermiculite, la saponite et l'hectorite ne sont pas dans notre base de données. Dans l'interprétation de nos modèles, la nontronite sert d'argile Fe 3+ et les membres terminaux daphnite de la chlorite servent d'argile Fe 2+. Dans nos graphiques d'abondance minérale par rapport à W/R, nous traçons les membres terminaux combinés de la chlorite. Les phases qui ne sont pas connues pour se former à basse température ont été exclues des analyses, elles comprennent le grenat, les amphiboles et les pyroxènes, ainsi que lesT mica.

Comme indiqué ci-dessus, nous utilisons un ensemble d'hypothèses sur les conditions redox du fluide de départ et les conditions redox dans la roche en dissolution. En gardant à l'esprit l'incertitude de Fe 2+ /Fe 3+ dans ces hypothèses, et le fait que la base de données thermochimique est nécessairement limitée par rapport à la large gamme complète d'assemblages minéraux naturels possibles, nous avons modélisé une meilleure correspondance chimique pour le argiles. Ainsi, dans nos runs, nous prenons un assemblage de nontronite +𠂜hlorite comme analogue chimique de l'argile identifiée par Vaniman et al. [ 2014 [ avec données XRD. Ces phases sont pertinentes pour le type d'environnement diagénétique à basse température que nous considérons [par exemple, de Caritat et al., 1993 [, bien qu'elles puissent cependant se former sous forme d'argiles en couches mixtes [Ryan et Reynolds, 1997 [. Tous les phyllosilicates du modèle sont ajoutés pour dériver la chimie de l'argile avec une composition moyenne pondérée. Nous comparons également les compositions calculées aux phyllosilicates ferriques observés dans les météorites martiennes nakhlite [Changela et ponts, 2010 Hicks et al., 2014 [ et un analogue terrestre, griffithite [Treiman et al., 2014[.

Les carbonates n'ont pas été détectés par CheMin [Vaniman et al., 2014 [, bien que l'analyse SAM des fines du forage ait suggéré la présence potentielle d'un carbonate [Ming et al., 2014 [. En prenant la météorite martienne <"type":"entrez-protein","attrs":<"text":"ALH84001","term_id":"937293154","term_text":"ALH84001">> ALH84001 carbonate en moyenne du top 1 km de croûte martienne, Ponts et al. [ 2001 [, calculé un équivalent CO2 pression partielle de 185&# x02009mbar et donc une possible pression atmosphérique associée à l'ancienne Mars. Par conséquent, pour tester l'influence du CO2 dissous dans le fluide entrant, le sol de Portage a été exposé au fluide GPW équilibré avec 185 mbar CO2 (0,62 ×� 𢄢  mol CO2/kg H2O Tableaux  2 et ​ et3) 3 ) pour certaines de nos courses. Parce que le processus de formation le plus probable des argiles est diagénétique [Vaniman et al., 2014 Bristow et al., 2014 [, nous supposons que le système est fermé à l'atmosphère, c'est-à-dire pas de CO2 la reconstitution a été possible pour équilibrer toute précipitation de carbonate.


Remerciements

Nous remercions T. Bristow pour ses excellents commentaires qui ont considérablement amélioré la clarté d'une première version de ce manuscrit. Nous remercions également les membres de l'équipe du Mars Science Laboratory pour leur dévouement à la génération de la base de données du système de données planétaires, en particulier à l'équipe CheMin. E.L.-A. a été soutenu par le programme GRC-ED431C 2017/55 (Xunta de Galicia) accordé au groupe XM-1 de l'Universidade de Vigo, et A.G.F. par le projet ‘MarsFirstWater’, bourse Consolidator du Conseil européen de la recherche no. 818602.


3. Méthodologie

3.1 Détermination de l'âge

[10] Nous avons estimé les âges des modèles de formation de Gale et d'une unité de plancher de cratère en effectuant des comptages de cratères sur une caméra stéréo haute résolution (HRSC,

16–20 m/pixel) [Jaumann et al., 2007 ] et CTX (

6 m/pixel) [Malin et al., 2007 ] images. Les zones de comptage ont été cartographiées et les cratères ont été comptés à l'aide de l'extension CraterTools pour le logiciel ArcGIS [Kneissl et al., 2011 ] (Figure 3). Les âges absolus des modèles ont été déterminés à l'aide du logiciel Craterstats [Michael et Neukum, 2010 ] en appliquant la fonction de production martienne de Ivanov [ 2001 ] et la fonction chronologique de Hartmann et Neukum [ 2001 ].

[11] L'âge de formation du cratère Gale a été estimé sur la base des dénombrements de cratères sur les éjectas du cratère. Contrairement à Thomson et al. [2011], nous avons déterminé l'étendue de la couverture d'éjecta par analyse texturale de l'environnement du cratère au lieu d'utiliser une relation mathématique qui estime l'étendue de l'éjecta à partir de la taille du cratère d'impact. Notre approche vise à éviter de compter les cratères qui ne sont en réalité pas sur les éjectas mais sur le sous-sol. Ainsi, la surface de la couverture d'éjecta semble plus petite que celle déterminée dans l'étude précédente de Thomson et al. [2011]. Nous avons effectué des comptages de cratères sur les éjectas situés au sud-est du cratère (Figure 3a), qui sont les mieux préservés de la dégradation fluviale et éolienne.

3.2 Cartographie géologique

[12] Nous avons basé notre cartographie géologique sur l'analyse d'images visibles et proche infrarouge du CTX et du HiRISE (25–32 cm/pixel, McEwen et al., 2007 ) instruments à bord du Mars Reconnaissance Orbiter. Les données topographiques ont été obtenues à partir d'un modèle numérique d'élévation (DEM) quadrillé HRSC avec une taille de cellule de 50 m [Gwinner et al., 2010 ]. Nous avons traité une carte des pentes à l'aide de ce DEM HRSC dans ArcGIS (Figure 2d). Les unités géologiques et les reliefs ont été définis selon leur emplacement, leurs caractéristiques physiques (c.-à-d. élévation, pente, ton, stratification et structures sédimentaires), les modèles d'érosion (c.-à-d. yardangs, canaux et dunes) et la composition minéralogique déduite de récentes études [c'est-à-dire, Milliken et al., 2010 Thomson et al., 2011 ]. Le cratère Gale a été cartographié dans des études antérieures dans lesquelles les unités géologiques ont également été distinguées principalement sur la base de leurs caractéristiques géomorphologiques et/ou de leur composition minéralogique [Anderson et Bell, 2010 Milliken et al., 2010 Thomson et al., 2011 ]. Notre approche diffère des travaux antérieurs en ce que la cohérence stratigraphique dans l'espace et le temps entre ces unités géologiques a été vérifiée en construisant des coupes transversales interprétatives à travers Gale basées sur des profils topographiques tirés du HRSC DEM. De plus, notre cartographie a été réalisée sur l'ensemble du cratère et ne se limite pas à Aeolis Mons et au site d'atterrissage MSL uniquement.

[13] Sur la base de cette cartographie, nous distinguons des unités géologiques qui diffèrent de celles des études précédentes en termes de limites et de description. Le tableau 1 présente les noms des unités géologiques décrites dans cette étude par rapport à celles définies dans les études précédentes.

Cette étude Anderson et Bell [ 2010 ] Thomson et al. [ 2011 ] Milliken et al. [ 2010 ]
Unités de plancher de cratère
Dépôts en éventail - - -
Unités de fond de cratère 2-4 Matériel indivis - -
Unité de fond de cratère 1 Plinthe de butte, Matériau non divisé Monticule inférieur marginal 1-2 unités -
Dépôts en couches - - -
Unités Aeolis Mons
Unité Caprock - Monticule supérieur tamisé en couches 2 unité, Monticule supérieur mantled 2 unité -
Unité de banc Monticule supérieur Monticule supérieur en couches 1-2 unités Formation supérieure
Petit yardangs unité 2 Yardangs en couches aux tons sombres, monticule supérieur Monticule supérieur étagé stratifié 3 unité, Monticule supérieur stratifié 3 unité, Monticule supérieur plaines lisses 1 unité, Unité stratifiée orientale du monticule inférieur Formation supérieure
Unité de yardangs grossiers Yardangs aux tons clairs Monticule supérieur gravé 1-3 unités Formation supérieure
Dépôts gaspilleurs de masse Caractéristiques lobées, Matériau non divisé Unité noueuse du monticule inférieur, unité superposée du monticule supérieur 1 unité, Unité noueuse du monticule inférieur, Unité de manteau du monticule inférieur -
Unité de petits yardangs 1 Yardangs superposés aux tons sombres Mound inférieur 1-3 unités, Mound inférieur subdued 3 unit, Mound inférieur unité stratifiée orientale, Mound inférieur unité embrayée, Mound supérieur unité gravée stratifiée, Mound supérieur gravé unité 4, Mound supérieur stratifié unité 4 Formation inférieure
Dépôts de sous-sol et de pente - Unité montagneuse du monticule supérieur, Unité chaotique du monticule supérieur, Unité marginale du monticule inférieur 3 -

3.3 Mesures géométriques

[14] Les mesures géométriques étaient basées sur les DEM HiRISE, qui étaient dérivés d'images de paires stéréo HiRISE à l'aide du pipeline stéréo Ames de la NASA [14]Moratto et al., 2010 Broxton et Edwards, 2008 ]. Les DEM HiRISE, qui peuvent atteindre une résolution spatiale de

1 m/pixel, ont été sous-échantillonnés (deux cellules, c'est-à-dire,

50 cm/pixel) afin d'optimiser le temps de traitement par rapport à la résolution souhaitée. L'erreur réelle d'élévation d'un pixel à l'autre, pertinente pour les mesures d'épaisseur, est estimée à environ 1 dm. Les DEM ont été comparés à HRSC et ajustés pour un décalage constant. Les emplacements des DEM sous-échantillonnés HiRISE et leurs images de paires stéréo correspondantes sont indiqués dans le tableau 2.

Unité/Site Emplacement Valeur moyenne du creux (±σ) Gamme d'épaisseur de couche Paire stéréo HiRISE
Unité des petits yardangs (site est) 138,5°E, 5,2°S 2,75°N ± 0,89° 1,1–31 m ESP_016375_1750 ESP_016520_1750
Petite unité de yardangs (site ouest) 137,4°E, -4,8°S 2,71°NO ± 1,11° 0,4 à 17,3 m PSP_009149_1750 PSP_009294_1750
Petite unité de yardangs (site sud) 138,3°E, 5,5°S 3,1°SE ± 1,20° 1,2 à 26,3 m ESP_014186_1745 ESP_020410_1745
Unité de yardangs grossiers 137,4°E, 4,9°S 8,5° SW ± 0,71° 0,02 à 8,1 m PSP_009149_1750 PSP_009294_1750
Unité de banc 137,7°E, 4,9°S 6,83°NO ± 1,94° 0,01 à 5,8 m PSP_008002_1750 PSP_009927_1750

[15] Les épaisseurs de couche ont été calculées en traçant chaque couche visible sur des images HiRISE orthorectifiées le long des transects dans les MNT HiRISE correspondants à l'aide du logiciel ArcGIS (Figures 4a–4c). En conséquence, nous avons obtenu l'épaisseur apparente des couches ou faisceau de couches en calculant la différence d'altitude entre deux points de données. Nous avons considéré que l'épaisseur apparente des couches est à peu près équivalente à l'épaisseur réelle des couches puisque leur pendage est généralement faible (<

[16] Les attitudes de stratification ont été mesurées à l'aide du logiciel Orion (© Pangea Scientific) en ajustant un plan à des points d'échantillonnage placés individuellement le long de la stratification exposée (Figure 4d). La méthodologie est discutée en détail par Fueten et al. [2005a, 2005b]. Pour toutes les mesures de couche affichées, l'erreur de pendage est inférieure à la valeur de pendage absolue, par conséquent, les symboles indiquent la véritable direction du pendage.


Gale, du nom de Walter F. Gale (1865-1945), un astronome amateur d'Australie, s'étend sur 154 km (96 mi) de diamètre et détient une montagne, Aeolis Mons (officiellement nommé "Mount Sharp" pour rendre hommage au géologue Robert P Sharp) s'élevant à 18 000 pieds (5 500 m) du fond du cratère, plus haut que le mont Rainier s'élève au-dessus de Seattle. Gale a à peu près la taille du Connecticut et du Rhode Island.

Le cratère s'est formé lorsqu'un astéroïde ou une comète a frappé Mars au début de son histoire, il y a environ 3,5 à 3,8 milliards d'années. L'impacteur a percé un trou dans le terrain et l'explosion qui a suivi a éjecté des roches et de la terre qui ont atterri autour du cratère. La stratification du monticule central (Aeolis Mons) suggère qu'il s'agit du vestige d'une vaste séquence de dépôts. Certains scientifiques pensent que le cratère s'est rempli de sédiments et, au fil du temps, les vents martiens implacables ont sculpté Aeolis Mons, qui s'élève aujourd'hui à environ 5,5 km (3,4 mi) au-dessus du sol de Gale, soit trois fois plus haut que le Grand Canyon est profond. [18]

Les scientifiques ont choisi Gale comme site d'atterrissage pour Curiosité car il a de nombreux signes que l'eau était présente au cours de son histoire. La géologie du cratère est remarquable pour contenir à la fois des argiles et des minéraux sulfatés, qui se forment dans l'eau dans différentes conditions et peuvent également préserver des signes de vie passée. L'histoire de l'eau à Gale, telle qu'elle est enregistrée dans ses roches, donne Curiosité de nombreux indices à étudier pour déterminer si Mars aurait pu être un habitat pour les microbes. Gale contient un certain nombre d'éventails et de deltas qui fournissent des informations sur les niveaux des lacs dans le passé, notamment : le delta de Pancake, le delta occidental, le delta de Farah Vallis et l'éventail de Peace Vallis. [19]

Les données orbitales THEMIS et topographiques, ainsi que des images visibles et dans le proche infrarouge, ont été utilisées pour créer une carte géologique du cratère. Les données du CRISM ont indiqué que le banc inférieur était composé d'argile interstratifiée et de sulfates. Curiosity a exploré la stratigraphie du cratère composé du groupe de Bradbury et du groupe de Mount Sharp sus-jacent. Les formations du groupe de Bradbury comprennent Yellowknife et Kimberley, tandis que la formation de Murray est à la base du groupe de Mount Sharp. Le groupe de Bradbury se compose de conglomérats fluviaux, de grès à lits croisés et de mudstones reflétant une provenance basaltique. Les clinoformes de grès indiquent des dépôts deltaïques. La Formation de Murray est un mudstone stratifié recouvert d'un grès à lits croisés ou clinoformes, bien qu'à certains endroits la base soit un conglomérat. Ainsi, la formation est interprétée comme ayant été déposée dans un environnement lacustre adjacent à un environnement fluvio-deltaique. La Formation de Murray est recouverte de strates argileuses et sulfatées. [20]

Une caractéristique inhabituelle de Gale est un énorme monticule de "débris sédimentaires" [21] autour de son pic central, officiellement nommé Aeolis Mons [5] [6] (populairement connu sous le nom de "Mount Sharp" [22] [23] ) s'élevant à 5,5 km (18 000 pieds) au-dessus du sol du cratère nord et à 4,5 km (15 000 pieds) au-dessus du sol du cratère sud, légèrement plus haut que le bord sud du cratère lui-même. The mound is composed of layered material and may have been laid down over a period of around 2 billion years. [3] The origin of this mound is not known with certainty, but research suggests it is the eroded remnant of sedimentary layers that once filled the crater completely, possibly originally deposited on a lakebed. [3] Evidence of fluvial activity was observed early on in the mission at the Shaler outcrop (first observed on Sol 120, investigated extensively between Sols 309-324). [24] Observations made by the rover Curiosité at the Pahrump Hills strongly support the lake hypothesis: sedimentary facies including sub mm-scale horizontally-laminated mudstones, with interbedded fluvial crossbeds are representative of sediments which accumulate in lakes, or on the margins of lakes which grow and contract in response to lake-level. [25] [26] These lake-bed mudstones are referred to as the Murray Formation, and form a significant amount of the Mount Sharp group. The Siccar Point group (named after the famous unconformity at Siccar Point) overlies the Mount Sharp group, [27] and the two units are separated by a major unconformity which dips toward the North. [28] At present, the Stimson formation is the only stratigraphic unit within the Siccar Point group which has been investigated in-detail by Curiosité. The Stimson formation represents the preserved expression of a dry aeolian dune field, where sediment was transported towards the north, or northeast by palaeowinds within the crater. [29] [30] In the Emerson plateau area (from Marias Pass, to East Glacier), the outcrops are characterised predominantly by simple cross-sets, deposited by simple sinuous-crested dunes, with heights up to

10 m. [29] To the south, at the Murray buttes, the outcrop are characterised by compound cross-sets, with a hierarchy of bounding surfaces migration of small dunes superimposed on the lee-slope of a large dune known as a "draa". [30] These draas have estimates heights of

40 m, and migrated toward the north, while superimposed dunes migrated toward the east-northeast. [30] Further to the south, at the Greenheugh pediment, compound and simple cross-sets consistent with aeolian depositional processes have been observed in the pediment capping unit. [31]

Observations of possible cross-bedded strata on the upper mound suggest aeolian processes, but the origin of the lower mound layers remains ambiguous. [32]

In February 2019, NASA scientists reported that the Mars Curiosité rover determined, for the first time, the density of Mount Sharp in Gale, thereby establishing a clearer understanding of how the mountain was formed. [33] [34]

Numerous channels eroded into the flanks of the crater's central mound could give access to the layers for study. [3] Gale is the landing site of the Curiosité rover, delivered by the Mars Science Laboratory spacecraft, [36] which was launched 26 November 2011 and landed on Mars inside the crater Gale on the plains of Aeolis Palus [37] on 6 August 2012. [38] [39] [40] [41] Gale was previously a candidate landing site for the 2003 Mars Exploration Rover mission, and has been one of four prospective sites for ESA's ExoMars. [42]

In December 2012, scientists working on the Mars Science Laboratory mission announced that an extensive soil analysis of Martian soil performed by Curiosité showed evidence of water molecules, sulphur and chlorine, as well as hints of organic compounds. [43] [44] [45] However, terrestrial contamination, as the source of the organic compounds, could not be ruled out.

On September 26, 2013, NASA scientists reported that Curiosité detected "abundant, easily accessible" water (1.5 to 3 weight percent) in soil samples at the Rocknest region of Aeolis Palus in Gale. [46] [47] [48] [49] [50] [51] In addition, the rover found two principal soil types: a fine-grained mafic type and a locally derived, coarse-grained felsic type. [48] [50] [52] The mafic type, similar to other martian soils and martian dust, was associated with hydration of the amorphous phases of the soil. [52] Also, perchlorates, the presence of which may make detection of life-related organic molecules difficult, were found at the Curiosité landing site (and earlier at the more polar site of the Phoenix lander) suggesting a "global distribution of these salts". [51] NASA also reported that Jake M rock, a rock encountered by Curiosité on the way to Glenelg, was a mugearite and very similar to terrestrial mugearite rocks. [53]

On December 9, 2013, NASA reported that, based on evidence from Curiosité studying Aeolis Palus, Gale contained an ancient freshwater lake which could have been a hospitable environment for microbial life. [54] [55]

On December 16, 2014, NASA reported detecting, by the Curiosité rover at Gale, an unusual increase, then decrease, in the amounts of methane in the atmosphere of the planet Mars in addition, organic chemicals were detected in powder drilled from a rock. Also, based on deuterium to hydrogen ratio studies, much of the water at Gale on Mars was found to have been lost during ancient times, before the lakebed in the crater was formed afterwards, large amounts of water continued to be lost. [56] [57] [58]

On October 8, 2015, NASA confirmed that lakes and streams existed in Gale 3.3 to 3.8 billion years ago delivering sediments to build up the lower layers of Mount Sharp. [59] [60]

On June 1, 2017, NASA reported that the Curiosité rover provided evidence of an ancient lake in Gale on Mars that could have been favorable for microbial life the ancient lake was stratified, with shallows rich in oxidants and depths poor in oxidants and, the ancient lake provided many different types of microbe-friendly environments at the same time. NASA further reported that the Curiosité rover will continue to explore higher and younger layers of Mount Sharp in order to determine how the lake environment in ancient times on Mars became the drier environment in more modern times. [61] [62] [63]

On August 5, 2017, NASA celebrated the fifth anniversary of the Curiosité rover mission landing, and related exploratory accomplishments, on the planet Mars. [64] [65] (Videos: Curiosité 's First Five Years (02:07) Curiosité 's POV: Five Years Driving (05:49) Curiosité 's Discoveries About Gale Crater (02:54))

On June 7, 2018, NASA's Curiosité made two significant discoveries in Gale. Organic molecules preserved in 3.5 billion-year-old bedrock and seasonal variations in the level of methane in the atmosphere further support the theory that past conditions may have been conducive to life. [66] [67] [68] [69] [70] [71] [72] [73] It is possible that a form of water-rock chemistry might have generated the methane, but scientists cannot rule out the possibility of biological origins. Methane previously had been detected in Mars' atmosphere in large, unpredictable plumes. This new result shows that low levels of methane within Gale repeatedly peak in warm, summer months and drop in the winter every year. Organic carbon concentrations were discovered on the order of 10 parts per million or more. This is close to the amount observed in Martian meteorites and about 100 times greater than prior analysis of organic carbon on Mars' surface. Some of the molecules identified include thiophenes, benzene, toluene, and small carbon chains, such as propane or butene. [66]

On November 4, 2018, geologists presented evidence, based on studies in Gale by the Curiosité rover, that there was plenty of water on early Mars. [74] [75] In January 2020, researchers have found certain minerals, made of carbon and oxygen, in rocks at Gale Crater, which may have formed in an ice-covered lake during a cold stage between warmer periods, or after Mars lost most of its atmosphere and became permanently cold. [76]

On November 5, 2020, researchers concluded based on data observed by Curiosité rover that Gale crater experienced megafloods which occurred around 4 billion years ago, taking into consideration antidunes reaching the height of 10 metres (33 ft), which were formed by flood waters at least 24 metres (79 ft) deep with a velocity of 10 metres (33 ft) per second. [77]


Rewriting the geologic history of Mars one megaflood at a time

Title: Deposits from giant floods in Gale crater and their implications for the climate of early Mars (Nature, open access)
Authors: E. Heydari, J. F. Schroeder, F. J. Calef, J. Van Beek, S. K. Rowland, T. J. Parker & A. G. Fairén
First author affiliation: Department of Physics, Atmospheric Sciences, and Geoscience, Jackson State University

Thanks to the 8-year trek of NASA’s intrepid Curiosity Rover (Fig. 1), Gale Crater is arguably the best-studied place on Mars. The crater has had a tumultuous history – it’s been filled to the brim with rock, then hollowed out again by wind to form a hill at its center, known as Mt. Sharp. It has housed small lakes and had parts of its rim destroyed by rivers. However, to fully understand Gale’s place in Mars’ potentially habitable past, these snapshots aren’t enough. Rover images show tantalizing hints of ancient water inside Gale crater perhaps a billion years before the most recent lakes, and where there was liquid water, there might have been promise for life. But life doesn’t just appear on a planet overnight! For an environment to go from habitable to inhabited takes time. So, how long did wet conditions last in Gale? So far there’s been an air of cautious optimism, but the re-examination of the rocks in Gale crater in today’s paper stands to turn everything we thought we knew about Gale’s history on its head.

Figure 1. Location of the Curiosity Rover (alongside every other landed mission!) and Gale Crater on Mars. Image credit: NASA/JPL-Caltech

In the conventional version of Gale’s sedimentological story, rivers washed sand and pebbles and from the crater rim down into a lake over hundreds or thousands of years. Only the fast-moving water in rivers can carry sand and pebbles downstream, so when a lake stops a river in its tracks, all the rocks, sand and mud fall to the bottom, forming deltas. The Earth is covered in deltas like the Bengal Fan off the coast of India, and the Mississippi delta in the Gulf of Mexico, so we have a good idea of what the rocks left behind by deltas look like. As lake levels change, repeating patterns of lake mud, sand, and pebbles build up. These are brought back to the surface (where rovers can see them) when the material above them is removed by wind (think slow-motion sandblasting!). If Gale’s rocks formed in a delta, it would suggest a long-lived warm, wet climate, which would be very promising for scientists searching for traces of life on Mars. Unfortunately, rocks in unexpected orders, mud and sand in the wrong places, and mysterious ridges (Fig. 1) fly in the face of this delta story, and there hasn’t yet been a satisfying explanation as to why.

Figure 2. Mysterious ridges and layered sedimentary rocks inside Gale Crater as shown in photographs taken both from orbit and by the Curiosity Rover on Mars’ surface – note the rover traverse marked in red in the first panel! HPU is the Hummocky Plains Unit, the rocks that form the ridges marked in blue. SU is the Striated Unit, the layered rocks overlying the ridges and HPU marked in yellow. Adapted from Heydari et al. figures 1-3.

Instead of comparing Gale’s rocks to calm lake and river environments, where sand and gravel accumulate slowly in rivers and lakes, the authors of today’s paper noticed similarities between the appearance of rock within Gale and rocks left behind by the most dramatic flooding events the Earth has ever seen – megafloods! These catastrophic events were generated by the sudden melting of enormous ice caps that used to cover the northern hemisphere (Fig. 3)!

Figure 3. The landscape of ridges observed by the Curiosity Rover inside Gale Crater (Mars), compared with the flood-scarred terrain of the Channeled Scablands in Washington, USA. Planetary scientists and geologists use comparisons like this (alongside other evidence like chemistry, and detailed measurements of the extents and orientations of different layers of rock) to try and understand the environments that may have existed in Mars’ distant past. Image credit: Gale – NASA/JPL-Caltech, Channeled Scablands – NOAA Photo Library: corp1000

Today’s authors propose a single, catastrophic flood with roiling waters 24 meters (72 feet) deep which left behind enormous ripples, hundreds of meters wide (Figs. 2 & 4), like those observed in Washington’s Channeled Scablands (Fig. 3). Gale’s perplexing pattern of pebbly ridges (Fig 2.) is one of the features the delta hypothesis struggles most to explain, and formation in deep, fast-flowing floodwaters (Fig. 4) is an elegant (if terrifying) alternative.

Figure 4. A cartoon showing how the ridges and layered rocks observed in Gale Crater (Fig. 2) could have formed during an intense flooding event. Adapted from Heydari et al. figure 8.

But where could all this water have come from, and so suddenly? To explain how a lake could exist for thousands of years on Mars, planetary scientists often suggest a thicker past atmosphere with a mixture of greenhouse gasses like water vapor and methane released by volcanoes. The authors of today’s paper propose a more dramatic explanation. While volcanic eruptions take a long time to change the atmosphere, giant asteroid impacts can radically change a planet’s climate by providing an instant injection of heat into the atmosphere. This heat could have been enough to melt – and even evaporate – glaciers all over Mars, forming rivers, kickstarting rainfall, and releasing methane trapped in Martian permafrost for an extra warming kick. However, climates caused by asteroid impacts can’t last. So, while they might be able to generate lots of liquid water through melting ice caps and rainfall, the water might only stick around for a few months – not nearly long enough for life to get established!

The jury is still out on whether deltas or megafloods fit Gale’s geology best, but how scientists choose to interpret these rocks could rewrite Mars’ history, and completely change our search for life on the red planet. The difference between the two theories could be the difference between a Mars that spent hundreds of millions of years warm, wet, and with promise for life, and a cold, dry Mars where brief snippets of habitable conditions occurred only at the whim of giant asteroid impacts.

Edited by: Laila Linke

Featured image credit:NASA/JPL-Caltech


Spacecraft exploration

Numerous channels eroded into the flanks of the crater's central mound could give access to the layers for study. [3] Gale is the landing site of the Curiosité rover, delivered by the Mars Science Laboratory spacecraft, [26] which was launched 26 November 2011 and landed on Mars at Gale crater on the plains of Aeolis Palus [27] on 6 August 2012. [28] [29] [30] [31] Gale was previously a candidate landing site for the 2003 Mars Exploration Rover mission, and has been one of four prospective sites for ESA's ExoMars. [32]

In December 2012, scientists working on the Mars Science Laboratory mission announced that an extensive soil analysis of Martian soil performed by Curiosité showed evidence of water molecules, sulphur and chlorine, as well as hints of organic compounds. [33] [34] [35] However, terrestrial contamination, as the source of the organic compounds, could not be ruled out.

On September 26, 2013, NASA scientists reported that Curiosité detected "abundant, easily accessible" water (1.5 to 3 weight percent) in soil samples at the Rocknest region of Aeolis Palus in Gale. [36] [37] [38] [39] [40] [41] In addition, the rover found two principal soil types: a fine-grained mafic type and a locally derived, coarse-grained felsic type. [38] [40] [42] The mafic type, similar to other martian soils and martian dust, was associated with hydration of the amorphous phases of the soil. [42] Also, perchlorates, the presence of which may make detection of life-related organic molecules difficult, were found at the Curiosité landing site (and earlier at the more polar site of the Phoenix lander) suggesting a "global distribution of these salts". [41] NASA also reported that Jake M rock, a rock encountered by Curiosité on the way to Glenelg, was a mugearite and very similar to terrestrial mugearite rocks. [43]

On December 9, 2013, NASA reported that, based on evidence from Curiosité studying Aeolis Palus, Gale contained an ancient freshwater lake which could have been a hospitable environment for microbial life. [44] [45]

On December 16, 2014, NASA reported detecting, by the Curiosité rover at Gale Crater, an unusual increase, then decrease, in the amounts of methane in the atmosphere of the planet Mars in addition, organic chemicals were detected in powder drilled from a rock. Also, based on deuterium to hydrogen ratio studies, much of the water at Gale Crater on Mars was found to have been lost during ancient times, before the lakebed in the crater was formed afterwards, large amounts of water continued to be lost. [46] [47] [48]

On October 8, 2015, NASA confirmed that lakes and streams existed in Gale crater 3.3 - 3.8 billion years ago delivering sediments to build up the lower layers of Mount Sharp. [49] [50]


Voir la vidéo: May Public Lecture: Martian Organics Linking Meteorites and Mission Data (Octobre 2021).