direita|miniatura|Nascentes na Cratera Vernal, vistas pela HiRISE. Estas nascentes podem ser bons locais para procurar evidências de vida passada, porque as nascentes termais podem preservar evidências de formas de vida por muito tempo. A localização é no Quadrângulo de Oxia Palus.
O instrumento HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter capturou muitas imagens que sugerem fortemente que Marte teve uma rica história de processos relacionados à água. Muitas características de Marte parecem ter sido criadas por grandes quantidades de água. O fato de que Marte já possuiu grandes quantidades de água foi confirmado por estudos de isótopos em um artigo publicado em março de 2015 por uma equipe de cientistas, mostrando que as calotas polares eram altamente enriquecidas com deutério, o hidrogênio pesado, cerca de sete vezes mais do que na Terra. Isso significa que Marte perdeu um volume de água 6,5 vezes maior do que o armazenado nas calotas polares atuais. A água, por um tempo, teria formado um oceano na região de baixa altitude de Mare Boreum. A quantidade de água poderia ter coberto o planeta em cerca de 140 metros, mas provavelmente estava num oceano que em alguns lugares teria quase 1,6 km (1 milha) de profundidade.
Uma grande descoberta da HiRISE foi encontrar evidências de fontes termais. Estas podem ter contido vida e agora podem abrigar fósseis bem preservados.
Linhas de encosta recorrentes Os fluxos sazonais em encostas quentes marcianas (também chamados de linhas de encosta recorrentes e RSL, do inglês recurring slope lineae) são considerados fluxos de água salgada que ocorrem durante os meses mais quentes em Marte. De fato, há muitas evidências fotográficas e espectroscópicas de que a água flui hoje em partes de Marte.
Alguns pesquisadores propuseram que o fluxo é auxiliado pela água fervendo na fina atmosfera marciana. A água fervente faria com que as partículas do solo saltassem e as ajudaria a fluir encosta abaixo.
Num estudo publicado na *Icarus* em 2016, uma equipe liderada por David Stillman identificou 239 locais de linhas de encosta recorrentes dentro de Valles Marineris. Cerca de metade dos locais das linhas em Marte estão em Valles Marineris. Descobriu-se que o alongamento das linhas depende da orientação da encosta. O alongamento foi observado em todas as estações dentro de Valles Marineris. Esta longa estação ativa sugere que deve haver uma fonte considerável de água que abastece as linhas. Cálculos mostram que as linhas são ativas entre -27 °C e -9 °C para exibir a atividade observada. A água faria isso se estivesse numa salmoura contendo dezenas de % em peso de sal.
Embora essas características fossem inicialmente consideradas evidências de fluxo de água atual, alguns estudos mostram que pouca ou nenhuma água pode estar envolvida. Uma análise de dados do espectrômetro de nêutrons da Mars Odyssey revelou que os locais das RSL não contêm mais água do que o encontrado em qualquer outro lugar em latitudes semelhantes. Os autores concluíram que as RSL não são abastecidas por grandes aquíferos salinos rasos. Ainda é possível, com esses dados, que o vapor d'água provenha de gelo profundamente enterrado, da atmosfera ou de pequenos aquíferos profundamente enterrados.Wilson, J. et al. 2018. Equatorial locations of water on Mars: Improved resolution maps based on Mars Odyssey Neutron Spectrometer data. Icarus: 299, 148-160.
Um estudo publicado na *Nature Geoscience* sugere que muito pouca água está envolvida na criação de linhas de encosta recorrentes, porque essas estrias ocorrem apenas em encostas íngremes — encostas que permitiriam que areia seca e poeira se movessem para baixo. Se houvesse água envolvida, pelo menos algumas das linhas se moveriam para encostas mais baixas. Pequenas quantidades de água, no entanto, podem iniciar o processo. Um estudo que abrangeu 4 anos marcianos concluiu que uma origem seca era a causa mais provável das estrias. Na região de estudo, a Cratera Tivat, as marcas de queda de rochas desapareceram ao mesmo tempo que as linhas de encosta recorrentes (RSL), sugerindo um mecanismo de desbotamento que atua em toda a cratera.
Lago Eridania
O Lago Eridania é um lago antigo teorizado com uma área de superfície de aproximadamente 1,1 milhão de quilômetros quadrados.de Pablo, M., M. Druet. 2002. XXXIII LPSC. Abstract #1032.de Pablo, M. 2003. VI Mars Conference, Abstract #3037. Sua profundidade máxima é de 2.400 metros e seu volume é de 562.000 km³. Era maior que o maior mar interior da Terra, o Mar Cáspio, e continha mais água que todos os outros lagos marcianos juntos. O mar de Eridania continha mais de 9 vezes a quantidade de água de todos os Grandes Lagos da América do Norte. Supunha-se que a superfície superior do lago estivesse na mesma elevação das redes de vales que o cercam; todas terminam na mesma elevação, sugerindo que desaguavam num lago.Baker, D., J. Head. 2014. 44th LPSC, abstract #1252
Pesquisas com o CRISM encontraram depósitos espessos, com mais de 400 metros de espessura, que continham os minerais saponita, talco-saponita, mica rica em Fe (por exemplo, glauconita-nontronita), serpentina de Fe e Mg, carbonato de Mg-Fe-Ca e provável sulfeto de Fe. O sulfeto de Fe provavelmente se formou em águas profundas a partir de água aquecida por vulcões. Tal processo, classificado como hidrotermal, pode ter sido um local onde a vida começou. Saponita, talco, talco-saponita, nontronita, glauconita e serpentina são comuns no fundo dos oceanos na Terra.Cuadros, J. et al. 2013. Crystal-chemistry of interstratified Mg/Fe-clay minerals from seafloor hydrothermal sites. Chemical Geology 360–361, 142–158. As primeiras evidências de vida na Terra aparecem em depósitos do fundo do mar que são semelhantes aos encontrados na bacia de Eridania. Portanto, amostras de material de Eridania podem nos dar uma visão do ambiente da Terra primitiva. Depósitos de cloreto foram encontrados onde existia uma linha costeira. Eles foram depositados à medida que a água evaporava do mar. Acredita-se que esses depósitos de cloreto sejam finos (menos de 30 metros), pois algumas crateras não apresentam o produto químico em seu material ejetado. O material ejetado de uma cratera contém material do subsolo, portanto, se os depósitos de cloreto fossem muito profundos, eles teriam aparecido no material ejetado.
Canais ramificados Pesquisas publicadas na edição de janeiro de 2010 da revista Icarus descreveram fortes evidências de precipitação contínua na área ao redor de Valles Marineris. Os tipos de minerais ali encontrados estão associados à água. Além disso, a alta densidade de pequenos canais ramificados indica uma grande quantidade de precipitação, porque eles são semelhantes aos canais de riachos na Terra.
Relevo invertido
Alguns lugares em Marte mostram relevo invertido. Nestes locais, o leito de um riacho aparece como uma característica elevada, em vez de uma depressão. Os antigos canais de riachos invertidos podem ser causados pela deposição de grandes rochas ou pela cimentação de materiais soltos. Em ambos os casos, a erosão desgastaria as terras vizinhas e, consequentemente, deixaria o antigo canal como uma crista elevada, porque a crista seria mais resistente à erosão. As imagens abaixo, tiradas pela HiRISE, mostram cristas sinuosas que são canais antigos que se tornaram invertidos.
Num artigo publicado em janeiro de 2010, um grande grupo de cientistas endossou a ideia de procurar vida na Cratera Miyamoto devido aos canais de riachos invertidos e aos minerais que indicavam a presença passada de água.
Depósitos de cloretos Usando dados da Mars Global Surveyor, Mars Odyssey e da Mars Reconnaissance Orbiter, cientistas encontraram depósitos generalizados de minerais de cloreto. Alguns desses depósitos de cloreto foram identificados como uma mistura de sal de cloreto anidro e regolito basáltico regional. Estes estão localizados nas terras altas do sul de Marte. Geralmente, os cloretos são os últimos minerais a sair da solução. A imagem abaixo mostra alguns depósitos dentro do Quadrângulo de Phaethontis. As evidências sugerem que os depósitos foram formados a partir da evaporação de águas enriquecidas com minerais. Lagos podem ter se espalhado por grandes áreas da superfície marciana. Carbonatos, sulfatos e sílica devem precipitar antes deles. Sulfatos e sílica foram descobertos pelos rovers marcianos. Lugares com minerais de cloreto podem já ter abrigado várias formas de vida. Além disso, essas áreas deveriam preservar vestígios de vida antiga.
direita|miniatura|Evidência de água de depósitos de cloreto no Quadrângulo de Phaethontis. Imagem da HiRISE.
Camadas
Rochas em Marte frequentemente ocorrem em camadas, chamadas de estratos, em muitos lugares diferentes. A Cratera Columbus é uma das muitas crateras que contêm camadas.Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM As rochas podem formar camadas de várias maneiras. Vulcões, vento ou água podem produzir camadas. Muitos lugares em Marte mostram rochas dispostas em camadas. Os cientistas estão entusiasmados em encontrar camadas em Marte, pois elas podem ter se formado sob grandes corpos d'água. As camadas podem ser formadas pelo afloramento de águas subterrâneas que depositam minerais e cimentam sedimentos. As camadas endurecidas ficam consequentemente mais protegidas da erosão. Este processo pode ocorrer em vez da formação de camadas sob lagos.
Às vezes as camadas apresentam cores diferentes. Rochas de tons claros em Marte foram associadas a minerais hidratados como sulfatos. O rover marciano Opportunity examinou essas camadas de perto com vários instrumentos. Algumas camadas são provavelmente constituídas por partículas finas, porque parecem quebrar-se em poeira fina. Em contraste, outras camadas se quebram em grandes blocos, por isso são provavelmente muito mais duras. Acredita-se que o basalto, uma rocha vulcânica, forme camadas compostas de grandes blocos. Basalto foi identificado em toda a superfície de Marte. Instrumentos em sondas orbitais detectaram argila (também chamada de filossilicatos) em algumas camadas. Cientistas estão empolgados em encontrar minerais hidratados como sulfatos e argilas em Marte porque eles geralmente são formados na presença de água. Locais que contêm argilas e/ou outros minerais hidratados seriam bons lugares para procurar evidências de vida.
Mais pesquisas usando dados coletados pelo SHARAD (detector de radar raso) na MRO encontraram camadas de gelo de água intercaladas com terra no polo norte sob o Planum Boreum. Acredita-se que a estratificação seja proveniente do ciclo global de aquecimento e resfriamento em Marte; durante os períodos de resfriamento, a água migrou para os polos e formou as camadas de gelo de água, enquanto no aquecimento subsequente, a água não descongelada foi coberta por camadas de poeira e terra de tempestades de vento na superfície, ajudando a preservar o gelo.
Abaixo estão alguns dos muitos exemplos de camadas que foram estudadas com a HiRISE.
Manto
Grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto liso e espesso que se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. Este manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, suaviza o terreno. Mas em alguns lugares ele exibe uma textura irregular, lembrando a superfície de uma bola de basquete. Como há poucas crateras neste manto, o manto é relativamente jovem.
É geralmente aceito que o manto é pó rico em gelo que caiu do céu como neve e grãos de poeira revestidos de gelo durante um clima diferente. Uma evidência de sua natureza rica em gelo é a presença de ravinas que se formam quando parte do gelo derrete.
As imagens abaixo, todas tiradas com a HiRISE, mostram uma variedade de vistas deste manto liso.
Crateras em molde de anel