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Resumen

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 de la corteza media (a una profundidad de entre 11,5 y 20 km) limitada 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 de las aguas superficiales del pasado, buscar vida pasada o actual y evaluar la utilización de recursos in situ para misiones futuras.

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El agua líquida existió al menos de manera episódica 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 limitar la distribución del agua a profundidades de 20 km debajo del módulo de aterrizaje InSight, Elysium Planitia. Las velocidades de onda de cizallamiento Vs y compresión Vp 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). Vs en los 8 km superiores debajo de InSight es menor de lo esperado para una criosfera saturada de hielo (7), aunque Vs puede ser mayor en otras partes (8, 9). Kilburn et al. (7) sostienen 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 Vs solo, no se pudo determinar si las fracturas contienen agua líquida.

Evaluamos si los datos de Vs (10–13), Vp (12) y densidad aparente ρb (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 Vp 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 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). Usamos 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 γw, módulo de volumen mineral κm, módulo de corte mineral μm, densidad mineral ρm, Tabla 2) que mejor reproducen los tres puntos de datos observados Vp, Vs y ρb (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 Vp, Vs y ρb dentro de los errores asumidos (figura 1V–X). α, ϕ, μm y γw están bien resueltos. Una corteza completamente líquida saturada de agua γw=100% es la más probable (figura 1F); Se estima que ϕ es 0,17 ± 0,07 (Fig. 1C) y α es 0,19 ± 0,18 (Fig. 1A), lo que implica fracturas delgadas. La inversión recupera una relación no lineal entre α y ϕ (Fig. 1B). κm no está bien limitado por los datos (Fig. 1K).

Resumen de los resultados de la inversión. Paneles (A–U): Histogramas de distribuciones posteriores marginales de los parámetros del modelo, calculados a partir de 5×105 iteraciones del MCMC (17). El área bajo cada histograma es igual a uno. En los histogramas 2D, los colores fríos (azules) indican una probabilidad posterior baja, y los colores cálidos (amarillos y blancos) indican regiones de alta probabilidad posterior. En los histogramas 1D, los gráficos de escalera negros muestran los 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 (0,29 ± 0,07). 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 κm no está limitado por los datos. Paneles (V–X): Ajustes de datos. Los histogramas muestran las respuestas del modelo (Vp, Vs y ρb) 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 restringida directamente 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. En primer lugar, la densidad aparente promedio dentro de los 1,2 km superiores es de 1.600 ± 360 kg/m3 y de 2.300 ± 130 kg/m3 entre 1,2 y 11,5 km. Estas cifras se basan en las densidades aparentes promedio estimadas dentro de los primeros cientos de metros por debajo de la superficie (26) y ∼5 km por 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 por debajo de los 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, 2.580 ± 209 kg/m3 (14).

referencia: https://www.pnas.org/doi/10.1073/pnas.2409983121