Análisis del estado térmico, estructura, y evolución interna de Marte y Europa
Resumen Abstract Índice Conclusiones
Martínez Parro, Laura
2021-A
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La investigación presentada en esta Tesis Doctoral ha proporcionado una ampliación sobre el estudio geológico y la caracterización de la litosfera y la corteza de dos de los cuer- pos planetarios con más repercusión mediática de nuestro sistema solar: Marte y Europa. Ambos cuerpos planetarios registran una actividad geológica continuada en el tiempo, una condición que ha sido imprescindible, por ejemplo, para mantener las condiciones habi- tables en nuestro planeta. Así, los estudios y análisis sobre la dinámica global y regional de ambos cuerpos, su estado térmico y estructura, pueden ser de gran interés para seguir avanzando en el conocimiento sobre la evolución de estos dos cuerpos con interesantes historias geológicas.
Los capítulos 3 y 4 de esta tesis han tenido como objetivo principal analizar el estado térmico de Marte en dos épocas concretas. En el capítulo 3 se realizan modelizaciones del patrón de distribución global del flujo térmico superficial en Marte en la actualidad, y también, se analizan detalladamente los flujos térmicos en dos zonas del planeta: la zona de aterrizaje de la misión InSight de la NASA (Elysium Planitia) y del rover Rosalind Franklin de la misión ExoMars de la ESA/Roscosmos que pretende aterrizar en Oxia Planum.
Hasta que se produzca la adquisición de mediciones in situ, el estudio del flujo térmico actual de Marte debe basarse en métodos indirectos, principalmente basados en la relación entre el estado térmico de la litosfera y su fuerza mecánica, o en modelos teóricos de evolución interna. La primera parte del capítulo 3 resuelve el objetivo de realizar un primer modelo global representativo del flujo térmico superficial actual de Marte, basado en la producción de calor radiogénico de la corteza y del manto, en el escalado de las variaciones del flujo térmico derivadas del espesor de la corteza y las variaciones de topográficas, y en el flujo térmico concreto derivado del espesor elástico efectivo de la litosfera bajo la región polar norte. Este modelo varía entre 14 a 25 mW m−2, con un valor medio de 19 mW m−2. Se obtienen resultados similares (aunque alrededor de un diez por ciento más altos) si utilizamos el flujo de calor basado en la fuerza litosférica de la región polar sur, lo que produce una media planetaria de 20 ± 1 mW m−2, equivalente a 2.9 ± 0.1 TW. Los resultados también se expresan en términos de la relación Urey ≈0,7 lo que indica una contribución moderada del enfriamiento secular al flujo térmico de Marte (consistente con más observaciones geológicas en el planeta), a menos que las abundancias de elementos productores de calor para Marte sean subcondriticas.
La proximidad de la dicotomía marciana a la zona que rodea los lugares de aterrizaje de las misiones mencionadas y la configuración (composición y espesor) de la corteza y del megaregolito pueden ser fuentes de variabilidad espacial del flujo térmico superficial. En la segunda parte del capítulo 3, se ha modelado el flujo térmico y la temperatura subsuperficial en las regiones adyacentes a ambos lugares de aterrizaje teniendo en cuenta este contexto regional. Los resultados indican que la variación espacial de estos parámetros para la región que rodea el lugar de aterrizaje de InSight implica diferencias máximas en las temperaturas del subsuelo y los flujos térmicos de superficie entre las tierras altas y las tierras bajas de alrededor del 67 % y el 16 %, respectivamente. Con respecto al área que rodea el sitio de aterrizaje de ExoMars-Rosalind Franklin, estas diferencias pueden alcanzar el 28 % para las temperaturas subsuperficiales, y el 3 % para los flujos térmicos en superficie. Los espesores de la corteza y del megaregolito junto con las propiedades térmicas de la capa del megaregolito son los factores más influyentes que afectan a los flujos térmicos y a los patrones de temperatura. Por tanto, resulta poco probable que las variaciones regionales relacionadas con el límite de la dicotomía tengan un gran efecto en el flujo de calor geotérmico en los sitios de aterrizaje de InSight y ExoMars.
En el pasado, el tiempo alrededor de la frontera entre el Noeico y el Hespérico fue una época en la que se produjeron cambios cruciales en Marte. Esto supuso una modificación en las condiciones dinámicas y ambientales del planeta que fueron transformándolo en un planeta no tan similar a la Tierra. En el capítulo 4 se analiza y determina el patrón del flujo térmico de Marte representativo de este período de su historia para así mejorar nuestra comprensión sobre su estado térmico y su evolución interna hace 3,7 Ga. Se calculan los flujos térmicos basados en estimaciones de la profundidad de la transición frágil-dúctil de varias grandes fallas inversas para obtener una visión aproximada del flujo térmico en las tierras altas marcianas. También, siguiendo la metodología producida en el capítulo 3 se modela el flujo térmico superficial global que escala las variaciones del espesor cortical, así como las variaciones del flujo térmico en las tierras altas, y teniendo en cuenta: la produc- ción de calor radiogénico (correspondiente a esta época de la historia de Marte), una posible estratificación de la corteza marciana, y la contribución de dos plumas mantélicas bajo las grandes provincias volcánicas de Tharsis y Elysium. Los modelos predicen un promedio re- lativamente bajo de flujo de calor entre 24 y 35 mW m−2 y, al mismo tiempo, ilustran que los flujos térmicos son menores que la producción de calor radiactivo equivalente de Marte, incluso tomando en consideración la contribución adicional de las plumas del manto que no equiparan la pérdida total de calor con las fuentes de calor radiactivo. En consecuencia, de nuestros resultados se deduce que el planeta todavía experimentaba un calentamiento interior, de acuerdo con otras observaciones geológicas, en la frontera entre la era Noeica y Hespérica.
Por su parte, los terrenos caóticos están entre las estructuras geológicas más promi- nentes e interesantes en Europa, y representan algunas de las características más jóvenes registradas en su superficie. En el capítulo 5, se describen y analizan las diferentes unidades de terrenos caóticos en una sección de Argadnel Regio, una región situada en el hemisferio antijoviano de Europa, así como su posible cronología en el marco estratigráfico general de formación de unidades de este satélite. Se diferencian dos unidades de caos diferentes, basadas en diferencias como la textura de la superficie, la morfología y las relaciones trans- versales con otras unidades. Además, la restitución de la superficie en esta zona mediante la eliminación del material de bajo albedo típico de bandas extensionales ha permitido enten- der cómo era la superficie antes de la apertura de dichas bandas, ayudando también en la interpretación de formación de las unidades de los terrenos caóticos. La existencia de estas dos unidades de terrenos caóticos estratigráficamente diferentes implica que las condiciones para la formación de estas estructuras se produjeron durante más de un tiempo concreto en la historia de Europa, al menos, en la región de Argadnel, y tal vez en otros lugares. A su vez, la existencia de unidades de caos más antiguas en Europa podría estar relacionada con episodios convectivos posiblemente favorecidos por las condiciones locales en la capa de hielo, como las variaciones en el tamaño del grano, la abundancia de componentes de hielo no acuosos, o el espesor regional de la litosfera frágil o de toda la capa de hielo.
Los estudios realizados en esta tesis tendrán una continuación natural en un futuro in- mediato, y se verán reforzados gracias a la nueva adquisición de datos geológicos por parte de las misiones que actualmente funcionan en Marte (InSight, TGO, MAVEN, Curiosity, MRO, Mars Mars Express o Mars Odyssey), y de las próximas misiones espaciales remode- ladas con nueva instrumentación que viajarán a Marte y Europa como pueden ser los rovers Perseverance y Rosalind Franklin o las sondas JUICE y Europa Clipper. De este modo, y en un horizonte muy cercano, los estudios sobre la evolución interna, el estado térmico y la configuración, naturaleza y estructura de sus cortezas pueden verse impulsados durante los próximos años. Como resultado de esta investigación y del trabajo aquí presentado se definen algunas bases sobre estas líneas científicas, y se plantean nuevas cuestiones a abordar en preparación a esta nueva era de datos planetarios que llegarán sobre estos dos interesantes mundos.
The research included in this Thesis has provided an additional insight about the geo- logical study and characterization of the lithosphere and crust of two of the most visible planetary bodies in our solar system: Mars and Europa. Both planetary bodies apparently have had an extensive geological activity along its history, a condition that has been essen- tial, for example, to maintain the habitability conditions in our planet. Thus, the studies and analyses on the global and regional geodynamics of both bodies, and their thermal state and structure, can be of great interest to continue improving our knowledge on the evolution of these two worlds with interesting geological histories.
The main objective of chapters 3 and 4 has been to analyze the thermal state of Mars in two specific periods. In Chapter 3, we have developed global models about present-day surface heat flow distribution on Mars. Also, heat flows are analyzed in detail in two main planetary areas: the landing site of NASA InSight mission (Elysium Planitia) and the landing zone for Rosalind Franklin rover of the ESA/Roscosmos ExoMars mission that intends to land on Oxia Planum.
Until the acquisition of in-situ measurements, the study of the present-day heat flow of Mars must based on indirect methods, mainly based on the relation between the thermal state of the lithosphere and its mechanical strength, or on theoretical models of internal evolution. In Chapter 3, we present a first-order global model for the present-day surface heat flow for Mars, based on the radiogenic heat production of the crust and mantle, on scaling of heat flow variations arising from crustal thickness and topography variations, and on the heat flow derived from the effective elastic thickness of the lithosphere beneath the North Polar Region. Our preferred model finds heat flows varying between 14 and 25 mW m−2, with an average value of 19 mW m−2. Similar results (although about ten percent higher) are obtained if we use heat flow based on the lithospheric strength of the South Polar Region. Together the results provide a planetary average of 20 ± 1 mW m−2, equivalent to 2.9 ± 0.1 TW. Moreover, the results are also expressed in terms of the Urey ratio ≈0.7, which indicates a moderate contribution of secular cooling to the heat flow of Mars (consistent with the low heat flow values deduced from lithosphere strength), unless
heat-producing elements abundances for Mars are subchondritic.
In addition, the proximity of the Martian dichotomy to the area surrounding the landing sites of the above-mentioned missions, the configuration (composition and thickness) of the crust and the megaregolith may be the source of spatial variability of the surface heat flow. In the second part of Chapter 3, heat flow and subsurface temperature in the regions adjacent to both landing sites have been modelled taking into account this regional context. Results indicate that the spatial variation in these parameters for the region surrounding the InSight landing site involves maximum differences in subsurface temperatures and surface heat flows between highlands and lowlands of about 67 % and 16 %, respectively. Regarding the area surrounding ExoMars landing site, these differences can reach 28 % for subsurface temperatures, and 3 % for surface heat flows. Crustal and megaregolith thicknesses together with the thermal properties of the megaregolith layer are the most influential factors affecting heat flows and temperature patterns. We also find that regional variations related to the dichotomy boundary are unlikely to have a large effect on the geothermal heat flux at the InSight and ExoMars landing sites.
The time around the Noachian-Hesperian boundary was an epoch when crucial changes in Mars occurred and generated different dynamic and environmental conditions that modi- fied Mars as an Earth-like planet. Chapter 4 analyses and establishes the heat flow pattern of Mars to help us improve our understanding about its thermal state and internal evolu- tion 3.7 Ga ago. We calculated heat flows based on estimates of the depth of several large thrust faults in order to obtain a rough vision of the heat flow at the Martian highlands. We performed global surface heat flow models that scales crustal thickness variations to heat flow variations and takes into account: the radiogenic heat production (corresponding with this time of history of Mars), a possible stratification of the Martian crust, and mantle plumes contribution beneath the giant Tharsis and Elysium volcanic provinces. Models predict a relatively low average of heat flow between 24 and 35 mW m−2, and at the same time illustrate that heat flows are lower than the equivalent radioactive heat production of Mars, even when considering the additional contribution of mantle plumes. Consequently, from our results is deduced that the planet was still experiencing an interior heating up, agreeing with other geological observations, at the Noachian-Hesperian boundary.
Chaos terrains are among the most prominent landforms of Europa and are generally among the youngest features recorded on the surface. Chaos units were formed by to endogenic activity, maybe related to solid-state convection and thermal diapirism in the ice shell, perhaps aided by melting of salt-rich ice bodies below the surface. Chapter 5 provides a description and analysis of different units of chaotic terrain in a portion of Argadnel Regio, a region located on the anti-Jovian hemisphere of Europa, and their possible timing
in the general stratigraphic framework of this satellite. Two different chaos units can be differentiated, based on surface texture, morphology, and cross-cutting relationships with other units, and from interpretations based on pre-existing surface restoration through elimination of a low albedo band. The existence of two stratigraphically different chaos units implies that conditions for chaos formation occurred during more than a single discreet time on Europa, at least in Argadnel Regio, and perhaps in other places. The existence of older chaos units on Europa might be related to convective episodes possibly favored by local conditions in the icy shell, such as variations in grain size, abundance of non-water ice-components, or regional thickness of the brittle lithosphere or the entire ice shell.
To conclude, the studies carried out in this thesis will have a natural continuation in the immediate future, and will be reinforced thanks to the new acquisition of geological data by the missions currently operating on Mars (InSight, TGO, MAVEN, Curiosity, MRO, Mars Express or Mars Odyssey), and the next space missions remodeled with new instrumentation that will travel to Mars and Europa, such as the Perseverance and Rosalind Franklin rovers or the JUICE and Europa Clipper probes. In this way, and in a very near horizon, the studies about the internal evolution, the thermal state and the configuration, nature and structure of its crusts can be encouraged during the next years. As a result of our research and of the work herein presented, some bases on these scientific approaches have been defined, and new questions are raised in preparation for this new era of planetary data that will soon arrive about these two interesting worlds.