The investigation of surficial aqueous processes and water bodies on early Mars is a major focus of Mars studies, because environmental conditions suitable for liquid water may have supported life or prebiotic chemistry on Mars (Ori et al., 2000). Much of the geologic record from the first billion years of Earth's history has been lost to erosion, metamorphism and subduction, while on Mars the ancient terrains recording the first billion years of history are found on the southern highland plateau (Milton, 1973; Schultz et al., 1973; Pieri, 1976, 1980; Carr et al., 1981), whereas the northern lowland plains and western equatorial Tharsis volcanic province have been resurfaced since the time widespread valley development ceased (Parker et al., 1993). Valley networks and paleolakes primarily occupy the most heavily cratered regions belonging to the southern hemisphere on Mars but they are not restricted to these areas even if they are much more uncommon on younger northern surfaces (Pieri, 1980; Parker et al., 1993; Carr, 1995). The most contentious issue regarding valley networks is their water source. The first papers on Martian fluvial landforms compared the common theatre headed valley networks to box canyons with headwall springs in the southwestern United States and Hawaii. The most striking morphological characteristic of the valleys analyzed in Pieri (1980), and in Pieri (1981), was the presence of steep-walled, cuspate terminations at the heads of the smallest tributary valleys. The existence of these terminations suggested head-ward extension sapping by basal undermining and wall collapse (Pieri, 1980, 1981, 1983). In these works no compelling evidence for rainfall erosion in net- work morphology and topology was observed, while sapping processes and subsurface seepage were considered consistent with observed morphologies, network topology and the location of probable fluid sources. It was derived that dendritic patterns, prevalent on Earth, were absent on Mars, but they were not a priori excluded, due to the fact that the resolution of Mariner 9 and Viking images was lower than 100-200 m and such small features could not been resolved. Groundwater sapping depends on spring discharge, which weathers the aquifer material, undermines the surface and extends a valley head-ward. The hypothesis that groundwater alone carved the valley networks gained wide acceptance during and after the Viking missions (Carr, 1995). To carve valleys by overland flow, Mars would require a thicker, warmer atmosphere capable of supporting more intense rainfall or snowmelt and long-distance flow without freezing (Hynek et al., 2003; Masson et al., 2004). With the analysis of new and high resolution THEMIS and HRSC data, Masson et al. (2004) demonstrated the presence of densely branched and buried valleys in the west Echus plateau. A higher ramification with valleys heads at all elevations were proofs that dendritic valleys similar to Terrestrial features of surface runoff due to atmospheric precipitation exist on Mars. THEMIS and HRSC datasets allowed the identification of new valley networks that are strongly dendritic and dismantled the usual considerations that Martian valleys were poorly dendritic valleys by comparison to Terrestrial river systems. The high fluvial degree of branching favors formation by atmospheric precipitation (Mangold et al., 2004), while the presence of inner channels and the maturity of the branched networks were indicating sustained fluid flows over geologically long periods of time, suggesting a relative warm climate with liquid water stable at the surface. Using both MOLA and HRSC DEM’s, Ansan et al. (2008) proposed different processes for the formation of the valley networks recognized in the heavily cratered terrain located in the Southern hemisphere of Mars and affirmed that a combination of both runoff and groundwater sapping could be the origin of these dendritic networks. This issue has not yet been resolved, but a combination of the above factors (Ansan et al., 2008) may have contributed to a long-lived or episodic water cycle on early Mars. In order to shed light on the identification of water supplies responsible for the carving of valley networks, comparisons between Earth and Mars valleys are required (Mangold et al., 2004; Ansan et al., 2008; Som et al., 2009; Penido et al., 2013). The use of the drainage density parameter, derivable from the ratio of the total length of a valley network to the drainage basin area taken into consideration, as well as the Strahler order and Shreve magnitude (Horton, 1945; Strahler, 1952; Schumm, 1956; Shreve, 1966) of the network allow to investigate fluvial processes by making correla- tions with the physical origin of the system. The quality of the results depends strongly on the resolution of the available data sets and on the availability of stereo pairs (Ansan et al., 2008; Hoke et al., 2009; Tanaka et al., 2009). These data allowed us to derive Digital Elevation Model of the observed area. The resolution of the images and of the derived DEM affects both the possibility to discern small dendritic valleys, which are pivotal in the computation of the Strahler and Shreve order of the valley network, and the correct computation of the 3D length of the valley network, which has a strong impact on the computation of the drainage density parameter. This is the reason why DEM’s are essential to the understanding of dendritic systems. Today MOLA DEM’s cover large areas of Mars at a moderate resolution of 460 m (Zuber et al., 1992; Luo et al., 2009). This resolution is hardly sufficient to study the dendritic behavior of the smaller scale Martian valleys; some HRSC higher-resolution DEM’s are present but they only cover a small percentage of the area we are considering in this work. Nevertheless it is worth noting that the MOLA DEM is still the best global digital elevation model of Mars to date, and it can be effectively used to perform regional hydrological studies, as our work will show, of the Mars drainage networks. The main goal of this PhD Thesis is to create a detailed database consisting of several hundreds riverbeds, identified in the Martian dichotomy region. Many important hydrological parameter were derived such as the riverbed 3D length, the drainage 3D area, the drainage density of the riverbed network, the Strahler order for each drainage network and its frequency, deriving the bifurcation ratio RB through Horton (1945) law of stream numbers. We then measured the mean length for each Strahler order deriving the stream length ratio RL through Horton (1945) law of stream lengths and the Shreve magnitude. We also measured the minimum and maximum elevation value for each drainage area and riverbed. The main value we focused on is the measurement of the slope distribution for each single drainage area and riverbed network. These give us the opportunity to make drainage area-slope, length- slope, drainage density-slope, Strahler order-slope and Shreve magnitude-slope plots. These plots have permitted us to infer considerations on the past Mars climatic conditions, at least at the time when those riverbed networks incised the surface. The analysis of our riverbeds database has also provided new hints: on the surface runoff; on the past precipitation that was carving the Martian crust; on the deltaic elevation distribution showing the possible presence of an ancient ocean coastline in front of the escarpment that separates the southern heavily cratered the rugged highlands to the northern smooth plains of Mars. We then focused on the identification of open paleolakes on the surface, their possible relation with a regional hydrological system (Mangold et al., 2006; Schon et al., 2012) and the determination of their lacustrine parameters. This is another important issue of Mars paleohydrology and the presence of multiple paleolakes on the surface of Mars has shown that large bodies of water on the surface were once stable (Matsubara et al., 2011). Hydrological systems capable of sustaining the filling of the lakes, put in the wider paleohydrology frame, unequivocally result in the identification of an early stage of the Martian evolutive history characterized by the presence of liquid water on the surface. We have carried out comparisons between our paleolakes and the Terrestrial ones presenting a new approach on the sediment thickness range layered on their ancient floors, estimating the relative degree of sediment filling maturity. The final section of this work focuses on the mineralogical analysis and the interpretation of surface features carried out using the CRISM hyper spectral data. We have detected several mineralogical components, within the near-UV, the Visible and the IR wavelength range, on several locations as riverbeds floors, paleolake floors and their tributaries and outlets.

Uno dei principali campi di ricerca riguardanti Marte è lo studio degli antichi processi idrologici avvenuti sulla sua superficie: se in passato vi sono state condizioni atmosferiche che hanno permesso all'acqua di essere allo stato liquido sulla superficie, si ritiene che queste possano aver favorito una chimica prebiotica Marziana, se non addirittura aver permesso la vita stessa (Ori et al., 2000). Oggigiorno, a seguito di fenomeni di metamorfismo, subduzione, vulcanismo ed erosione, la maggior parte dei fenomeni geologici avvenuti sulla crosta Terrestre nei primi miliardi di anni dalla formazione del pianeta risultano per lo più nascosti o cancellati. Nell'emisfero meridionale Marziano, al contrario, si sono preservate prove evidenti dei processi geologici attivi nel primo miliardo di anni (Milton, 1973; Schultz et al., 1973; Pieri, 1976, 1980; Carr et al., 1981). In queste zone è infatti possibile identificare antiche tracce di laghi, alvei fluviali, ed estuari. L'aspetto più controverso che riguarda gli antichi alvei fluviali Marziani è l'origine dell'acqua che li alimentava. Nelle prime pubblicazioni scientifiche a riguardo, le frequenti morfologie a teatro dalle quali questi corsi d’acqua sembrano originarsi vengono comparate ai fenomeni erosivi simili formatisi a seguito di risorgive nel sud-ovest degli Stati Uniti e nelle Hawaii. Nei lavori di Pieri (1980) e di Pieri (1981), la caratteristica morfologica più evidente delle valli è la presenza di pareti ripide e scoscese situate alle sorgenti dei più piccoli alvei fluviali. In questi primi lavori, non fu osservata alcuna evidenza morfologica che suggerisse un'origine pluviale per queste antiche reti fluviali. Le caratteristiche topologiche di queste reti di drenaggio indicavano raffioramenti superficiali d'acqua infiltrata nel sottosuolo e la successiva formazione di un corso d'acqua. Sulla base di questi primi studi, risultò che le reti dendritiche di origine pluviale, prevalenti sulla Terra, fossero del tutto assenti su Marte. Sebbene tale conclusione rimanesse comunque incerta a causa della scarsa risoluzione delle immagini ottenute dalle sonde spaziali Mariner 9 e Viking (pari a 100-200 m), l'ipotesi che le acquee sotterranee potessero essere la causa della formazione del reticolo fluviale su Marte ottenne ampio consenso da parte della comunità scientifica internazionale (Carr, 1995). D’altro canto, per poter incidere un alveo fluviale tramite deflusso superficiale di origine pluviale, Marte avrebbe dovuto avere una spessa e calda atmosfera in grado di supportare intense precipitazioni (Hynek et al., 2003; Masson et al., 2004). Tramite l’analisi di nuove immagini ad alta risoluzione, THEMIS e HRSC, Masson et al. (2004) riuscì a dimostrare la presenza di valli densamente ramificate e parzialmente sepolte nella regione occidentale di Echus plateau. L'identificazione di una tale ramificazione dendritica, simile a quella Terrestre, con principi di canalizzazione localizzati a differenti quote, fu una nuove prova che Marte, in passato, potesse essere stato caratterizzato da precipitazioni intense. Successivamente, grazie all'analisi dei dati THEMIS ed HRSC, è stata possibile l'individuazione di nuove reti idrologiche fortemente dendritiche, confutando la consolidata ipotesi secondo la quale le antiche reti fluviali Marziane fossero poco dendritiche rispetto a quelle Terrestri. Secondo Mangold et al. (2004), un alto grado di ramificazione identificato nelle valli Marziane suggerisce un'origine di tipo pluviale. Inoltre, la presenza di alvei interni e la maturità di queste reti ramificate potrebbe indicare che, sulla superficie del pianeta, in passato, vi potesse essere un clima relativamente caldo con acqua liquida che scorreva superficialmente per periodi geologicamente lunghi. In seguito ai precedenti lavori, Ansan et al. (2008), grazie all'utilizzo dei modelli digitali del terreno MOLA e HRSC, la cui risoluzione va dai 460 m fino alla decina di metri, formularono diversi ipotesi per la formazione delle valli identificate nelle regioni fortemente craterizzate situate nell'emisfero meridionale di Marte. Secondo questi studi, una combinazione di deflusso superficiale ed affioramento di acque sotterranee può essere stata l'origine della formazione di queste reti dendritiche. Come si può evincere da questo breve excursus scientifico, il controverso aspetto riguardante la fonte d’acqua delle reti fluviali Marziane non è ancora stato univocamente identificato. Un modo per poter indagare i processi responsabili dell'incisione delle reti fluviali Marziane, può essere eseguito attraverso molteplici confronti tra gli alvei fluviali Terrestri e Marziani (Mangold et al., 2004; Ansan et al., 2008; Som et al., 2009; Penido et al., 2013). Vi sono diversi parametri geomorfologici che permettono lo studio di una rete idrografica: uno di questi è la densità di drenaggio (definita come il rapporto tra la lunghezza totale delle aste fluviali caratterizzanti un reticolo idrografico e l'area totale del bacino di drenaggio in esame); oppure l'ordine di Strahler o di Shreve della rete idrografica (Horton, 1945; Strahler, 1952; Schumm, 1956; Shreve, 1966). Il calcolo di tutti i parametri geomorfologici dipende fortemente dalla risoluzione dei dati disponibili e dalla disponibilità di coppie stereo (Ansan et al., 2008; Hoke et al., 2009; Tanaka et al., 2009), infatti la risoluzione delle immagini e del modello 3D del terreno che se ne deriva, può sfavorire sia la possibilità di riconoscere piccole valli dendritiche, indispensabili per il calcolo dell'ordine di Strahler e Shreve, che il calcolo corretto della lunghezza 3D della rete di alvei fluviali, la quale ha un forte impatto sul calcolo del parametro di densità di drenaggio. Risulta pertanto evidente come l’utilizzo di modelli digitali del terreno ad alta risoluzione sia di fondamentale importanza per la comprensione dei sistemi fluviali Marziani. Attualmente, il DEM MOLA copre larghe porzioni della superficie di Marte ad una risoluzione di 460 m (Zuber et al., 1992; Luo et al., 2009). Tale DEM può essere efficacemente utilizzato per eseguire studi idrologici su ampia scala. Infatti, seppur esistono DEM con risoluzione più spinta (ad esempio il DEM HRCS ha una risoluzione superiore al centinaio di metri), tuttavia questi coprono solamente una piccola percentuale della superficie del pianeta. L’obiettivo del presente lavoro di tesi è stato quello di creare un database dettagliato composto da diverse centinaia di alvei fluviali, individuati nella regione equatoriale della dicotomia Marziana. Nel lavoro vengono ricavati molteplici parametri idrologici come la lunghezza 3D, l'area di drenaggio 3D, la densità di drenaggio, l'ordine di Strahler ed il rapporto di biforcazione RB secondo la legge di Horton 1945. Per ogni ordine di Strahler è stata calcolata la lunghezza media del ramo fluviale e, tramite la legge di Horton, il rapporto delle lunghezze RL. Viene inoltre calcolato l’ordine di Shreve. Per ciascuna rete fluviale vengono forniti i valori della quota minima, massima e di pendenza. Particolare attenzione viene rivolta al calcolo della pendenza di ogni singola area di drenaggio. Sulle base di queste quantità, sono stati quindi eseguiti confronti tra l'area di drenaggio e la pendenza del terreno, la lunghezza globale del reticolo fluviale e la pendenza del letto del fiume, la densità di drenaggio e la pendenza del terreno, gli ordini di Strahler e Shreve con le pendenze del terreno. Successivamente sono state compiute attente valutazioni sulle passate condizioni climatiche di Marte, al momento in cui tali reti di alvei fluviali incidevano la superficie. Queste analisi hanno permesso di fornire originali indicazioni riguardo al deflusso superficiale fluviale, alla possibile precipitazione che interessava il pianeta e alla distribuzione dell'altitudine dei delta fluviali. Vengono inoltre presentate considerazioni su una possibile antica linea di costa oceanica in corrispondenza della scarpata che separa la regione meridionale Marziana e le pianure settentrionali. In seguito alle sopracitate analisi, il lavoro si è concentrato sull'individuazione di antichi laghi sulla superficie del pianeta, la loro possibile relazione con un sistema idrologico regionale (Mangold et al., 2006; Schon et al., 2012) e la determinazione dei parametri lacustri che li caratterizzano. Quello dei laghi primitivi è un altro importante tema riguardante la paleoidrologia Marziana. Infatti, la loro presenza è un ulteriore indicazione della presenza stabile di antiche elevate masse d'acqua sulla superficie del pianeta (Matsubara et al., 2011). Sistemi idrologici in grado di sostenere il riempimento dei laghi, introdotti nel contesto più ampio della paleoidrologia Marziana, indicano inequivocabilmente che la fase iniziale della storia evolutiva del pianeta fosse caratterizzata dalla presenza di acqua liquida superficiale. Nel presente lavoro di tesi viene presentato un confronto tra molteplici paleolaghi Marziani e Terrestri, presentando un nuovo approccio riguardante lo spessore di sedimenti stratificati sugli antichi fondali e stimando il grado di maturità relativo di questi sedimenti. Conclude la tesi un'analisi ed un interpretazione mineralogica della superficie Marziana effettuata attraverso dati spettrali CRISM. In particolare, tramite l’informazione multispettrale da 0.35 a 4 micron, sono state identificate diverse componenti mineralogiche presenti nei letti degli antichi fiumi, nei fondali dei laghi ed i loro affluenti ed emissari.

GEOLOGICAL CHARACTERISATION AND SURFACE SPECTROSCOPY OF MARS DRAINAGE NETWORKS / Pajola, Maurizio. - (2014 Jan 24).

GEOLOGICAL CHARACTERISATION AND SURFACE SPECTROSCOPY OF MARS DRAINAGE NETWORKS

Pajola, Maurizio
2014

Abstract

The investigation of surficial aqueous processes and water bodies on early Mars is a major focus of Mars studies, because environmental conditions suitable for liquid water may have supported life or prebiotic chemistry on Mars (Ori et al., 2000). Much of the geologic record from the first billion years of Earth's history has been lost to erosion, metamorphism and subduction, while on Mars the ancient terrains recording the first billion years of history are found on the southern highland plateau (Milton, 1973; Schultz et al., 1973; Pieri, 1976, 1980; Carr et al., 1981), whereas the northern lowland plains and western equatorial Tharsis volcanic province have been resurfaced since the time widespread valley development ceased (Parker et al., 1993). Valley networks and paleolakes primarily occupy the most heavily cratered regions belonging to the southern hemisphere on Mars but they are not restricted to these areas even if they are much more uncommon on younger northern surfaces (Pieri, 1980; Parker et al., 1993; Carr, 1995). The most contentious issue regarding valley networks is their water source. The first papers on Martian fluvial landforms compared the common theatre headed valley networks to box canyons with headwall springs in the southwestern United States and Hawaii. The most striking morphological characteristic of the valleys analyzed in Pieri (1980), and in Pieri (1981), was the presence of steep-walled, cuspate terminations at the heads of the smallest tributary valleys. The existence of these terminations suggested head-ward extension sapping by basal undermining and wall collapse (Pieri, 1980, 1981, 1983). In these works no compelling evidence for rainfall erosion in net- work morphology and topology was observed, while sapping processes and subsurface seepage were considered consistent with observed morphologies, network topology and the location of probable fluid sources. It was derived that dendritic patterns, prevalent on Earth, were absent on Mars, but they were not a priori excluded, due to the fact that the resolution of Mariner 9 and Viking images was lower than 100-200 m and such small features could not been resolved. Groundwater sapping depends on spring discharge, which weathers the aquifer material, undermines the surface and extends a valley head-ward. The hypothesis that groundwater alone carved the valley networks gained wide acceptance during and after the Viking missions (Carr, 1995). To carve valleys by overland flow, Mars would require a thicker, warmer atmosphere capable of supporting more intense rainfall or snowmelt and long-distance flow without freezing (Hynek et al., 2003; Masson et al., 2004). With the analysis of new and high resolution THEMIS and HRSC data, Masson et al. (2004) demonstrated the presence of densely branched and buried valleys in the west Echus plateau. A higher ramification with valleys heads at all elevations were proofs that dendritic valleys similar to Terrestrial features of surface runoff due to atmospheric precipitation exist on Mars. THEMIS and HRSC datasets allowed the identification of new valley networks that are strongly dendritic and dismantled the usual considerations that Martian valleys were poorly dendritic valleys by comparison to Terrestrial river systems. The high fluvial degree of branching favors formation by atmospheric precipitation (Mangold et al., 2004), while the presence of inner channels and the maturity of the branched networks were indicating sustained fluid flows over geologically long periods of time, suggesting a relative warm climate with liquid water stable at the surface. Using both MOLA and HRSC DEM’s, Ansan et al. (2008) proposed different processes for the formation of the valley networks recognized in the heavily cratered terrain located in the Southern hemisphere of Mars and affirmed that a combination of both runoff and groundwater sapping could be the origin of these dendritic networks. This issue has not yet been resolved, but a combination of the above factors (Ansan et al., 2008) may have contributed to a long-lived or episodic water cycle on early Mars. In order to shed light on the identification of water supplies responsible for the carving of valley networks, comparisons between Earth and Mars valleys are required (Mangold et al., 2004; Ansan et al., 2008; Som et al., 2009; Penido et al., 2013). The use of the drainage density parameter, derivable from the ratio of the total length of a valley network to the drainage basin area taken into consideration, as well as the Strahler order and Shreve magnitude (Horton, 1945; Strahler, 1952; Schumm, 1956; Shreve, 1966) of the network allow to investigate fluvial processes by making correla- tions with the physical origin of the system. The quality of the results depends strongly on the resolution of the available data sets and on the availability of stereo pairs (Ansan et al., 2008; Hoke et al., 2009; Tanaka et al., 2009). These data allowed us to derive Digital Elevation Model of the observed area. The resolution of the images and of the derived DEM affects both the possibility to discern small dendritic valleys, which are pivotal in the computation of the Strahler and Shreve order of the valley network, and the correct computation of the 3D length of the valley network, which has a strong impact on the computation of the drainage density parameter. This is the reason why DEM’s are essential to the understanding of dendritic systems. Today MOLA DEM’s cover large areas of Mars at a moderate resolution of 460 m (Zuber et al., 1992; Luo et al., 2009). This resolution is hardly sufficient to study the dendritic behavior of the smaller scale Martian valleys; some HRSC higher-resolution DEM’s are present but they only cover a small percentage of the area we are considering in this work. Nevertheless it is worth noting that the MOLA DEM is still the best global digital elevation model of Mars to date, and it can be effectively used to perform regional hydrological studies, as our work will show, of the Mars drainage networks. The main goal of this PhD Thesis is to create a detailed database consisting of several hundreds riverbeds, identified in the Martian dichotomy region. Many important hydrological parameter were derived such as the riverbed 3D length, the drainage 3D area, the drainage density of the riverbed network, the Strahler order for each drainage network and its frequency, deriving the bifurcation ratio RB through Horton (1945) law of stream numbers. We then measured the mean length for each Strahler order deriving the stream length ratio RL through Horton (1945) law of stream lengths and the Shreve magnitude. We also measured the minimum and maximum elevation value for each drainage area and riverbed. The main value we focused on is the measurement of the slope distribution for each single drainage area and riverbed network. These give us the opportunity to make drainage area-slope, length- slope, drainage density-slope, Strahler order-slope and Shreve magnitude-slope plots. These plots have permitted us to infer considerations on the past Mars climatic conditions, at least at the time when those riverbed networks incised the surface. The analysis of our riverbeds database has also provided new hints: on the surface runoff; on the past precipitation that was carving the Martian crust; on the deltaic elevation distribution showing the possible presence of an ancient ocean coastline in front of the escarpment that separates the southern heavily cratered the rugged highlands to the northern smooth plains of Mars. We then focused on the identification of open paleolakes on the surface, their possible relation with a regional hydrological system (Mangold et al., 2006; Schon et al., 2012) and the determination of their lacustrine parameters. This is another important issue of Mars paleohydrology and the presence of multiple paleolakes on the surface of Mars has shown that large bodies of water on the surface were once stable (Matsubara et al., 2011). Hydrological systems capable of sustaining the filling of the lakes, put in the wider paleohydrology frame, unequivocally result in the identification of an early stage of the Martian evolutive history characterized by the presence of liquid water on the surface. We have carried out comparisons between our paleolakes and the Terrestrial ones presenting a new approach on the sediment thickness range layered on their ancient floors, estimating the relative degree of sediment filling maturity. The final section of this work focuses on the mineralogical analysis and the interpretation of surface features carried out using the CRISM hyper spectral data. We have detected several mineralogical components, within the near-UV, the Visible and the IR wavelength range, on several locations as riverbeds floors, paleolake floors and their tributaries and outlets.
Uno dei principali campi di ricerca riguardanti Marte è lo studio degli antichi processi idrologici avvenuti sulla sua superficie: se in passato vi sono state condizioni atmosferiche che hanno permesso all'acqua di essere allo stato liquido sulla superficie, si ritiene che queste possano aver favorito una chimica prebiotica Marziana, se non addirittura aver permesso la vita stessa (Ori et al., 2000). Oggigiorno, a seguito di fenomeni di metamorfismo, subduzione, vulcanismo ed erosione, la maggior parte dei fenomeni geologici avvenuti sulla crosta Terrestre nei primi miliardi di anni dalla formazione del pianeta risultano per lo più nascosti o cancellati. Nell'emisfero meridionale Marziano, al contrario, si sono preservate prove evidenti dei processi geologici attivi nel primo miliardo di anni (Milton, 1973; Schultz et al., 1973; Pieri, 1976, 1980; Carr et al., 1981). In queste zone è infatti possibile identificare antiche tracce di laghi, alvei fluviali, ed estuari. L'aspetto più controverso che riguarda gli antichi alvei fluviali Marziani è l'origine dell'acqua che li alimentava. Nelle prime pubblicazioni scientifiche a riguardo, le frequenti morfologie a teatro dalle quali questi corsi d’acqua sembrano originarsi vengono comparate ai fenomeni erosivi simili formatisi a seguito di risorgive nel sud-ovest degli Stati Uniti e nelle Hawaii. Nei lavori di Pieri (1980) e di Pieri (1981), la caratteristica morfologica più evidente delle valli è la presenza di pareti ripide e scoscese situate alle sorgenti dei più piccoli alvei fluviali. In questi primi lavori, non fu osservata alcuna evidenza morfologica che suggerisse un'origine pluviale per queste antiche reti fluviali. Le caratteristiche topologiche di queste reti di drenaggio indicavano raffioramenti superficiali d'acqua infiltrata nel sottosuolo e la successiva formazione di un corso d'acqua. Sulla base di questi primi studi, risultò che le reti dendritiche di origine pluviale, prevalenti sulla Terra, fossero del tutto assenti su Marte. Sebbene tale conclusione rimanesse comunque incerta a causa della scarsa risoluzione delle immagini ottenute dalle sonde spaziali Mariner 9 e Viking (pari a 100-200 m), l'ipotesi che le acquee sotterranee potessero essere la causa della formazione del reticolo fluviale su Marte ottenne ampio consenso da parte della comunità scientifica internazionale (Carr, 1995). D’altro canto, per poter incidere un alveo fluviale tramite deflusso superficiale di origine pluviale, Marte avrebbe dovuto avere una spessa e calda atmosfera in grado di supportare intense precipitazioni (Hynek et al., 2003; Masson et al., 2004). Tramite l’analisi di nuove immagini ad alta risoluzione, THEMIS e HRSC, Masson et al. (2004) riuscì a dimostrare la presenza di valli densamente ramificate e parzialmente sepolte nella regione occidentale di Echus plateau. L'identificazione di una tale ramificazione dendritica, simile a quella Terrestre, con principi di canalizzazione localizzati a differenti quote, fu una nuove prova che Marte, in passato, potesse essere stato caratterizzato da precipitazioni intense. Successivamente, grazie all'analisi dei dati THEMIS ed HRSC, è stata possibile l'individuazione di nuove reti idrologiche fortemente dendritiche, confutando la consolidata ipotesi secondo la quale le antiche reti fluviali Marziane fossero poco dendritiche rispetto a quelle Terrestri. Secondo Mangold et al. (2004), un alto grado di ramificazione identificato nelle valli Marziane suggerisce un'origine di tipo pluviale. Inoltre, la presenza di alvei interni e la maturità di queste reti ramificate potrebbe indicare che, sulla superficie del pianeta, in passato, vi potesse essere un clima relativamente caldo con acqua liquida che scorreva superficialmente per periodi geologicamente lunghi. In seguito ai precedenti lavori, Ansan et al. (2008), grazie all'utilizzo dei modelli digitali del terreno MOLA e HRSC, la cui risoluzione va dai 460 m fino alla decina di metri, formularono diversi ipotesi per la formazione delle valli identificate nelle regioni fortemente craterizzate situate nell'emisfero meridionale di Marte. Secondo questi studi, una combinazione di deflusso superficiale ed affioramento di acque sotterranee può essere stata l'origine della formazione di queste reti dendritiche. Come si può evincere da questo breve excursus scientifico, il controverso aspetto riguardante la fonte d’acqua delle reti fluviali Marziane non è ancora stato univocamente identificato. Un modo per poter indagare i processi responsabili dell'incisione delle reti fluviali Marziane, può essere eseguito attraverso molteplici confronti tra gli alvei fluviali Terrestri e Marziani (Mangold et al., 2004; Ansan et al., 2008; Som et al., 2009; Penido et al., 2013). Vi sono diversi parametri geomorfologici che permettono lo studio di una rete idrografica: uno di questi è la densità di drenaggio (definita come il rapporto tra la lunghezza totale delle aste fluviali caratterizzanti un reticolo idrografico e l'area totale del bacino di drenaggio in esame); oppure l'ordine di Strahler o di Shreve della rete idrografica (Horton, 1945; Strahler, 1952; Schumm, 1956; Shreve, 1966). Il calcolo di tutti i parametri geomorfologici dipende fortemente dalla risoluzione dei dati disponibili e dalla disponibilità di coppie stereo (Ansan et al., 2008; Hoke et al., 2009; Tanaka et al., 2009), infatti la risoluzione delle immagini e del modello 3D del terreno che se ne deriva, può sfavorire sia la possibilità di riconoscere piccole valli dendritiche, indispensabili per il calcolo dell'ordine di Strahler e Shreve, che il calcolo corretto della lunghezza 3D della rete di alvei fluviali, la quale ha un forte impatto sul calcolo del parametro di densità di drenaggio. Risulta pertanto evidente come l’utilizzo di modelli digitali del terreno ad alta risoluzione sia di fondamentale importanza per la comprensione dei sistemi fluviali Marziani. Attualmente, il DEM MOLA copre larghe porzioni della superficie di Marte ad una risoluzione di 460 m (Zuber et al., 1992; Luo et al., 2009). Tale DEM può essere efficacemente utilizzato per eseguire studi idrologici su ampia scala. Infatti, seppur esistono DEM con risoluzione più spinta (ad esempio il DEM HRCS ha una risoluzione superiore al centinaio di metri), tuttavia questi coprono solamente una piccola percentuale della superficie del pianeta. L’obiettivo del presente lavoro di tesi è stato quello di creare un database dettagliato composto da diverse centinaia di alvei fluviali, individuati nella regione equatoriale della dicotomia Marziana. Nel lavoro vengono ricavati molteplici parametri idrologici come la lunghezza 3D, l'area di drenaggio 3D, la densità di drenaggio, l'ordine di Strahler ed il rapporto di biforcazione RB secondo la legge di Horton 1945. Per ogni ordine di Strahler è stata calcolata la lunghezza media del ramo fluviale e, tramite la legge di Horton, il rapporto delle lunghezze RL. Viene inoltre calcolato l’ordine di Shreve. Per ciascuna rete fluviale vengono forniti i valori della quota minima, massima e di pendenza. Particolare attenzione viene rivolta al calcolo della pendenza di ogni singola area di drenaggio. Sulle base di queste quantità, sono stati quindi eseguiti confronti tra l'area di drenaggio e la pendenza del terreno, la lunghezza globale del reticolo fluviale e la pendenza del letto del fiume, la densità di drenaggio e la pendenza del terreno, gli ordini di Strahler e Shreve con le pendenze del terreno. Successivamente sono state compiute attente valutazioni sulle passate condizioni climatiche di Marte, al momento in cui tali reti di alvei fluviali incidevano la superficie. Queste analisi hanno permesso di fornire originali indicazioni riguardo al deflusso superficiale fluviale, alla possibile precipitazione che interessava il pianeta e alla distribuzione dell'altitudine dei delta fluviali. Vengono inoltre presentate considerazioni su una possibile antica linea di costa oceanica in corrispondenza della scarpata che separa la regione meridionale Marziana e le pianure settentrionali. In seguito alle sopracitate analisi, il lavoro si è concentrato sull'individuazione di antichi laghi sulla superficie del pianeta, la loro possibile relazione con un sistema idrologico regionale (Mangold et al., 2006; Schon et al., 2012) e la determinazione dei parametri lacustri che li caratterizzano. Quello dei laghi primitivi è un altro importante tema riguardante la paleoidrologia Marziana. Infatti, la loro presenza è un ulteriore indicazione della presenza stabile di antiche elevate masse d'acqua sulla superficie del pianeta (Matsubara et al., 2011). Sistemi idrologici in grado di sostenere il riempimento dei laghi, introdotti nel contesto più ampio della paleoidrologia Marziana, indicano inequivocabilmente che la fase iniziale della storia evolutiva del pianeta fosse caratterizzata dalla presenza di acqua liquida superficiale. Nel presente lavoro di tesi viene presentato un confronto tra molteplici paleolaghi Marziani e Terrestri, presentando un nuovo approccio riguardante lo spessore di sedimenti stratificati sugli antichi fondali e stimando il grado di maturità relativo di questi sedimenti. Conclude la tesi un'analisi ed un interpretazione mineralogica della superficie Marziana effettuata attraverso dati spettrali CRISM. In particolare, tramite l’informazione multispettrale da 0.35 a 4 micron, sono state identificate diverse componenti mineralogiche presenti nei letti degli antichi fiumi, nei fondali dei laghi ed i loro affluenti ed emissari.
PALEOIDROLOGIA MARZIANA PALEOLAGHI MINERALOGIA MARTIAN PALEOHYDROLOGY PALEOLAKES MINERALOGY
GEOLOGICAL CHARACTERISATION AND SURFACE SPECTROSCOPY OF MARS DRAINAGE NETWORKS / Pajola, Maurizio. - (2014 Jan 24).
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