LIQUID WATER IN THE MARTIAN MID-CRUST
Hace más de 3.000 millones de años, en la superficie de
Marte existían grandes volúmenes de agua líquida de forma transitoria. Se
plantea la hipótesis de que gran parte de esta agua quedó secuestrada en el
subsuelo o se perdió en el espacio. Utilizamos modelos de física de rocas e
inversión bayesiana para identificar combinaciones de litología, saturación de
agua líquida, porosidad y forma de poro que sean coherentes con las velocidades
sísmicas y la gravedad restringidas de la corteza media (a una profundidad de
entre 11,5 y 20 km) cerca del módulo de aterrizaje InSight. Una corteza media
compuesta de rocas ígneas fracturadas saturadas de agua líquida explica mejor
los datos existentes. Nuestros resultados tienen implicaciones para comprender
el ciclo del agua de Marte, determinar el destino del agua superficial del
pasado, buscar vida pasada o actual y evaluar la utilización de recursos in
situ para misiones futuras.
El agua líquida existió al menos episódicamente en Marte
en ríos ( 1 ), lagos ( 1 ), océanos ( 2 ) y acuíferos ( 3 ) durante el Noé y el
Hespériense, hace más de 3 mil millones de años. Marte perdió su capacidad de
albergar cuerpos persistentes de agua líquida en su superficie después de que
el planeta perdiera la mayor parte de su atmósfera durante este período de
tiempo ( 4 ). El agua superficial antigua puede haber sido incorporada en
minerales ( 5 ), enterrada como hielo, secuestrada como líquido en acuíferos
profundos o perdida en el espacio ( 4 ).
Las mediciones geofísicas tienen el potencial de
identificar agua en el subsuelo profundo. Por ejemplo, las velocidades sísmicas
derivadas del movimiento del suelo medidas por la misión InSight (exploración
interior mediante investigaciones sísmicas, geodesia y transporte de calor) e
interpretadas con modelos de física de rocas se han utilizado para restringir
la distribución del agua a profundidades de 20 km por debajo del módulo de
aterrizaje InSight, Elysium Planitia. Las velocidades de onda de cizallamiento
V s y de compresión V p dentro de los 300 m superiores debajo de InSight son
consistentes con una corteza seca compuesta de sedimentos mínimamente
cementados (<2% de los poros) ( 6 ). V s en los 8 km superiores debajo de
InSight es menor de lo esperado para una criosfera saturada de hielo ( 7 ),
aunque V s puede ser mayor en otros lugares ( 8 , 9 ). Kilburn et al. ( 7 )
argumentan que la corteza entre 8 y 20 km debajo de InSight es a) máfica y
altamente porosa o b) félsica y menos porosa, pero con V s solo, no se pudo
determinar si las fracturas contienen agua líquida.
Evaluamos si los datos de V s ( 10 – 13 ), V p ( 12 ) y
densidad aparente ρ b ( 14 ) ( Tabla 1 ) son consistentes con poros saturados
de agua líquida en la corteza media (11,5 ± 3,1 a 20 ± 5 km) dentro de los 50
km del módulo de aterrizaje InSight. La corteza media es una de las cuatro
capas robustas a escala kilométrica detectables sísmicamente debajo de InSight
( 10 – 13 ) y puede ser global ( 8 ). La V p y el espesor de la capa han sido
difíciles de obtener para otras ubicaciones en Marte (ver ref. 9 y referencias
allí). Las temperaturas en el Marte actual se vuelven lo suficientemente
cálidas para agua líquida estable cerca de la parte superior de la corteza
media ( 15 ), y se espera que los poros se hayan cerrado en la parte inferior
de la capa ( 16 ). Utilizamos la inversión bayesiana y un algoritmo de Monte
Carlo de cadena de Markov (MCMC) ( 17 ) para identificar combinaciones de seis
parámetros litológicos (relación de aspecto de la forma de poro α , porosidad ϕ
, saturación de agua líquida γ w , módulo de volumen mineral κ m , módulo de
corte mineral μ m , densidad mineral ρ m , Tabla 2 ) que mejor reproducen los
tres puntos de datos observados V p , V s y ρ b ( Tabla 1 ). Los cálculos
combinan las ecuaciones de velocidad sísmica, el modelo de física de rocas
autoconsistente de Berryman ( 18 ), y las ecuaciones de Gassmann-Biot ( 19 ) (
Materiales y métodos ). Una corteza media compuesta de roca ígnea con fracturas
delgadas llenas de agua líquida puede explicar mejor los datos geofísicos.
Resultados y discusión
La figura 1 resume los resultados de inversión cuando el
algoritmo MCMC toma muestras de un rango de módulos minerales y densidades que
abarcan desde rocas máficas ( 14 , 20 ) hasta rocas ígneas más evolucionadas (
14 , 21 ), representadas por un rango entre 100% basalto y 100% plagioclasa.
Varias combinaciones de parámetros producen buenos ajustes a los datos
observados de V p , V s y ρ b dentro de los errores asumidos ( figura 1 V – X
). α , ϕ , μ m y γ w están bien resueltos. Una corteza completamente líquida
saturada de agua
es más probable ( Fig. 1 F ); ϕ se estima como 0,17 ± 0,07 ( Fig. 1 C ) y α como 0,19 ± 0,18 ( Fig. 1 A ), lo que implica fracturas delgadas. La inversión recupera una relación no lineal entre α y ϕ ( Fig. 1 B ). κ m no está bien restringido por los datos ( Fig. 1 K ).
Resumen de los resultados de la inversión. Paneles ( A –
U ): Histogramas de distribuciones posteriores marginales de los parámetros del
modelo, calculados a partir de
iteraciones del MCMC ( 17 ). El área bajo cada histograma
es igual a uno. En los histogramas 2D, los colores fríos (azules) indican baja
probabilidad posterior, y los colores cálidos (amarillos y blancos) indican
regiones de alta probabilidad posterior. En los histogramas 1D, los gráficos de
escalera negros muestran resultados para nuestros límites de parámetros
predeterminados ( Tabla 2 ). Los gráficos de escalera gris claro en los paneles
( C ) y ( F ) ilustran los resultados obtenidos con límites ampliados en los
parámetros mineralógicos ( Resultados y discusión ). El contenido de agua se
distribuye casi uniformemente ( F ) bajo estos supuestos, pero la porosidad
adquiere valores irrazonablemente grandes. Los paneles ( A ) y ( C ) muestran
que α y ϕ están estrechamente restringidos por los datos. El panel ( B ) revela
una relación no lineal entre ϕ y α . El panel ( F ) indica que es probable que
haya una alta saturación de agua en vista de los datos. El panel ( J ) muestra
que κ m no está restringido por los datos. Paneles ( V – X ): Ajustes de datos.
Los histogramas muestran las respuestas del modelo ( V p , V s y ρ b ) para
cada uno de los parámetros en los paneles ( A – U ), normalizados de modo que
el área bajo el gráfico sea uno. Las barras de error naranjas (horizontales)
ilustran la media de los datos (punto relleno) y los errores esperados (dos
DE).
Restricción de la densidad aparente de la corteza media.
La densidad aparente de la corteza media no ha sido
directamente limitada por la gravedad, la velocidad sísmica y los datos
mineralógicos utilizados para derivar la densidad aparente promedio y el
espesor de la corteza debajo de InSight ( 14 ). Sin embargo, podemos inferir la
densidad aparente de la corteza media utilizando tres restricciones. Primero,
la densidad aparente promedio dentro de los 1,2 km superiores es kg/ m3 y kg/m
3 entre 1,2 y 11,5 km. Estos números se basan en las densidades aparentes promedio
estimadas dentro de los primeros cientos de metros debajo de la superficie ( 26
) y ∼5 km debajo de la superficie ( 27
) del cráter Gale adyacente en Marte. En segundo lugar, la densidad aparente de
la corteza aumenta con la profundidad ( 22 ). En tercer lugar, la densidad
aparente de la capa debajo de 20 km ± 5 km es la misma que su densidad mineral
debido al cierre de poros ( 16 ). Se puede obtener una densidad aparente
promedio de la corteza media resolviendo un problema restringido para
reproducir la densidad aparente promedio de la corteza, kg/m3 ( 14 ) .