Młody Mars okazuje się znacznie bardziej złożony, niż sugerowały to dotychczasowe schematy. Nowe badania z udziałem polskiego geologa pokazują, iż przynajmniej jeden z młodych wulkanów żył znacznie bogatszym życiem, niż nam się wydawało.
Od lat powtarza się, iż w tzw. okresie amazońskim, czyli najmłodszym rozdziale historii Marsa, obejmującym ostatnich kilkaset milionów lat, wulkany Czerwonej Planety wyrzucały dość jednorodną, bazaltową lawę. Zespół kierowany przez dr. Bartosza Pieterka z Uniwersytetu im. Adama Mickiewicza w Poznaniu udowodnił, iż taki obraz jest zdecydowanie zbyt prosty. Naukowcy przyjrzeli się niewielkiemu, ale długowiecznemu systemowi wulkanicznemu leżącemu na południe od potężnego Pavonis Mons – jednego z trzech słynnych wulkanów w rejonie Tharsis.
Na powierzchni widać tam długą szczelinę, z której wypłynęły rozległe potoki lawy, a później niewielki stożek wulkaniczny, otoczony krótszymi, palczastymi strugami zastygłej skały. Najpierw wystąpiła tam więc erupcja szczelinowa, potem spokojniejsza aktywność punktowa. Tyle iż szczegółowa analiza pokazała, iż pod tą pozorną prostotą kryje się bardzo złożony system magmowy, który działał przez co najmniej 9 mln lat i w tym czasie wyraźnie się zmieniał.
Jak czytać skały z orbity?
Na Marsie nie mamy jeszcze sieci sejsmometrów ani możliwości pobierania próbek z każdego interesującego wulkanu. Badacze muszą więc korzystać z tego, co dostarczają orbitery, czyli sondy krążące wokół planety.
W tym przypadku ważne były dwa rodzaje danych. Po pierwsze, bardzo dokładne zdjęcia topograficzne i modele wysokości, które pozwalają odtworzyć kształt law, stożków i szczelin. Po drugie, obrazy spektroskopowe w bliskiej podczerwieni, rejestrujące, jak powierzchnia odbija światło o różnych długościach fali.
Warto także wspomnieć, iż każdy minerał ma swój kod kreskowy w podczerwieni, czyli charakterystyczny zestaw dołków w widmie. Dzięki temu z orbity można stwierdzić, czy dana lawa zawiera głównie oliwin, czy raczej pirokseny, oraz jak bardzo dojrzała jest chemicznie.
Oliwin to minerał bogaty w magnez i żelazo, typowy dla magmy, która pochodzi prosto z płaszcza lub dolnej części skorupy. Pirokseny, zwłaszcza te o wysokiej zawartości wapnia, częściej pojawiają się w magmie, która już trochę poleżała w skorupie, zdążyła się ochłodzić i częściowo skrystalizować.
Analiza danych z instrumentu CRISM na pokładzie sondy Mars Reconnaissance Orbiter pokazała wyraźny kontrast, bowiem najstarsze, gładkie, daleko sięgające potoki lawy związane ze szczeliną są bogate w oliwin, a młodsze, krótsze i bardziej lepkie strumienie tworzące stożek wulkaniczny w pirokseny wapniowe. Oznacza to, iż z jednego regionu wypływały lawy o wyraźnie różnym składzie mineralnym, mimo iż pochodziły z tego samego, regionalnego rurociągu magmy.
Co działo się z magmą pod powierzchnią?
Skąd taka różnica? Najprostsze wyjaśnienie byłoby takie, iż najpierw zadziałało jedno ognisko magmowe, a później inne. Badacze pokazują jednak, iż mogło być zupełnie inaczej.
Najstarsze erupcje przyniosły lawę płynącą ze szczeliny choćby na 30 km od źródła. Zawartość oliwinu i gładka morfologia sugerują natomiast, iż była to gorąca, rzadka magma o niewielkiej lepkości. Dla Marsa oznacza to temperatury powyżej 1300 stopni.
Z czasem jednak system wulkaniczny się przesterował. Zamiast wybuchać równomiernie na całej długości pęknięcia, energia erupcji skoncentrowała się w jednym punkcie. W efekcie nad szczeliną wyrósł stożek, z którego wypływały krótsze, grubsze strugi lawy – długie na tylko kilka, najwyżej kilkanaście kilometrów. Spektroskopia pokazuje, iż dominuje w nich piroksen o wysokiej zawartości wapnia, charakterystyczny dla chłodniejszej, bardziej dojrzałej magmy.
Taką zmianę da się wytłumaczyć procesem nazywanym różnicowaniem magmy. To długotrwała ewolucja zbiornika z magmą ukrytego w skorupie. Stoi tam ona uwięziona, powoli się ochładza, z roztworu wykrystalizowują się jedne minerały, inne pozostają w płynnej fazie. Czasem do gry wchodzi również asymilacja, czyli roztapianie fragmentów otaczającej skały, co jeszcze bardziej zmienia skład chemiczny.
W efekcie magma, która po milionach lat znów rusza w górę i dociera na powierzchnię, jest już czymś innym, niż jej pierwotna wersja prosto z płaszcza. Bardziej lepka, bogatsza w krzemionkę, chłodniejsza, zdolna do budowania stromych stożków i krótkich jęzorów.
Co ważne, podobny sygnał piroksenowy pojawia się także w pobliskich, niewielkich wulkanach tarczowych, które powstały mniej więcej w tym samym czasie. To sugeruje, iż w regionie działał cały zestaw połączonych zbiorników magmy, a nie samotny, jednorazowy wulkan.
Co to znaczy dla obrazu młodego Marsa?
Nowe wyniki pokazują, iż choćby w najnowszej epoce geologicznej Mars nie był planetą prostych, jednorodnych erupcji. Pod cienką skorupą działały skomplikowane systemy magmowe, które potrafiły przechowywać magmę przez miliony lat, stopniowo ją różnicować i zmieniać charakter późniejszych erupcji.
To niezwykle istotna wskazówka dla modeli termicznych Czerwonej Planety. jeżeli w okresie amazońskim dało się na Marsie utrzymywać w skorupie długo żyjące zbiorniki magmy, oznacza to, iż wnętrze planety stygnie wolniej i bardziej nierównomiernie, niż do tej pory zakładano.
Dzięki temu, iż dowiedzieliśmy się, jak wyglądały takie magmowe rurociągi, możemy lepiej interpretować dane z przyszłych misji – zarówno tych orbiterowych, jak i lądowników. Gdy kiedyś uda się pobrać próbki skał z rejonu Pavonis Mons, będzie można bezpośrednio przetestować scenariusz wielofazowej ewolucji magmy.
Na razie to właśnie obserwacje z orbity, czyli fotografia w wysokiej rozdzielczości połączona z analizą mineralną w podczerwieni, pozwalają zaglądać pod powierzchnię Marsa. I pokazują, iż tam, gdzie spodziewaliśmy się geologicznej nudy, kryją się długie, wielowątkowe historie wulkanów, które nie pasują do prostego obrazu martwej planety.
