ISM results on Martian mineralogy
This page is adapted from Bibring & Erard (2001) The Mars surface composition. In “Chronology and Evolution of Mars”. ISSI Conf. Proc.
The major Mars surface contrasted units
En lumière visible, et observée à faible résolution spatiale, la surface de Mars est divisée en grandes unités distinctes : régions claires et sombres, et calottes polaires. La répartition et l’étendue de ces unités varient avec les saisons. La composition des matériaux clairs et sombres en dehors des calottes polaires n’est pas encore précisément déterminée (image HST de l’opposition de 1997).
As viewed in the optical range, and with a very limited spatial resolution, the Mars surface is divided into large distinct areas: dark and bright surface areas and icy polar caps. The location and extent of these areas are seasonal. The precise determination of the composition of the bright and dark materials covering the non-polar areas has still not been ascertained completely (HST image during the 1997 opposition).
De façon générale, les spectres des régions sombres correspondent à des matériaux volcaniques, basaltes ou andésites (selon les analyses des observations de TES sur MGS, Bandfield et al. 2000) et à leurs produits d’altération. Les régions sombres ont des spectres infrarouges typiques d’absorptions par des minéraux ferromagnésiens (“mafiques”) tels que les pyroxènes, et montrent une grande variabilité. Les régions claires sont considérées comme formées de produits d’altération des basaltes, et leurs spectres sont dominés par de faibles signatures d’oxydes de fer hydratés ; elles sont beaucoup plus homogènes spectralement. Au premier ordre, ceci est cohérent avec l’interprétation déjà ancienne que les régions claires seraient couvertes d’une épaisse couche de “poussières” altérées mélangées et redistribuées à l’échelle planétaire, alors que les régions sombres montreraient de larges zones de roche “fraîche”, contaminée à divers degrés par la poussière claire.
Overall, the spectra of dark regions can be matched by basalts and andesitic volcanic materials (from TES results, Bandfield et al. 2000) and their alteration products. The dark areas have infrared spectra typical of ferrous absorptions in ferromagnesian (“mafic”) minerals such as pyroxenes, and exhibit a large variability. Bright regions are thought to be alteration products of basalts, with spectra dominated by subtle features of hydrated ferric oxides. They are spectrally much more homogeneous. On the first order, this is consistent with the interpretation that bright regions are covered by a thick layer of weathered dust mixed at the planetary scale, while dark areas have large bedrock exposures and are contaminated at various levels by bright materials.
Spectres typiques des régions sombres et claires de Mars. Les courbes en vert sont des composites ISM-IRTF (télescopique). Outre le niveau moyen, les principales différences tiennent à la forme de la bande à 0,9-1 µm (transition électronique du fer) et à la profondeur de la bande à 2,9-3 µm (minéraux hydratés).
Typical spectra of the dark and bright regions of Mars. The green curves are ISM-IRTF composites spectra. Apart from the average level, the main differences are related to the shape of the 0.9-1.0 µm band (Fe electronic transition), and to the depth of the 2.9-3.0 µm band (hydrated minerals).
Le rapport signal sur bruit très élevé d’ISM et sa capacité d’imagerie ont permis d’identifier des signatures spectrales de l’ordre de ~0,5%, et de cartographier leurs répartitions spatiales. Ce niveau de précision est nécessaire compte tenu de la faible profondeur des absorptions associées aux minéraux dans le proche infrarouge.
Cinq paramètres spectraux principaux ont été utilisés pour identifier des unités spectrales distinctes. Ce sont les positions des centres bandes à 1 et 2,2 µm (silicates et oxydes de fer), la bande des minéraux hydratés à 3µm, la pente spectrale du continuum, et l’albédo normal (corrigé des variations photométriques, mesuré à 1,1 µm). Les relations entres ces paramètres on été étudiées à l’aide de différentes méthodes d’analyses multivariées. Par ailleurs, la forme et la profondeur des bandes de pyroxènes ont été analysées à l’aide du Modèle Gaussien Modifié. Outre les principales classes de silicates et d’oxydes, ISM à permis d’identifier de fines signatures dans des régions d’étendue limitée, telles ques les bandes de sulfates à 1,7 µm et les vibrations métal-OH des argiles autour de 2,2-2,35 µm. Des exemples sont présentés dans deux régions importantes observées par ISM, Valles Marineris et Syrtis-Isidis.
The very high signal to noise and the imaging capacity of ISM made it possible to identify spectral features at the level of ~0.5%, and to map their spatial variations. This level of accuracy is required due to the shallowness of most mineral-associated absorption features in the NIR range.
In order to identify units of specific composition, five major ISM spectral features were used. These include the central band positions of the 1.0 µm and 2.2 µm silicate/ferric oxides features, the 3 µm hydration feature, the slope of the continuum, and the normal albedo (measured at 1.1 µm). Relationships between these spectral parameters were analysed using several multivariate methods. Besides, the shapes and depths of the pyroxenes bands were studied using the Modified Gaussian Model. In addition to the identification by ISM of major classes of silicates and oxides, subtle features have been identified in limited areas, such as possible sulfate signatures at 1.7 µm and metal-OH vibrations around 2.2-2.35 µm. In the following, examples are presented on two large areas mapped by ISM, Valles Marineris and the Syrtis/Isidis region.
Dark materials
Valles Marineris
Les matériaux observés à l’intérieur de Valles Marineris présentent des varations complexes de tous les paramètres spectraux, par opposition avec les matériaux présents sur les plateaux avoisinnants, où seules deux unités spectrales principales sont identifiées : des sols clairs, hydratés, très homogènes sur la partie ouest (Tharsis) et des matériaux sombres, moins hydratés sur la partie nord-est (Ophir Planum) (Erard et al. Proc. LPSC 1991). Ces derniers contiennent des pyroxènes dont le conten u en Ca est moins élevé que dans Syrtis Major, mais plus que sur le plancher de Valles Marineris, (Mustard et al. J. Geophys. Res. 1997, Murchie et al. Icarus 2000). Des analyses détaillées démontrent un contenu en pyroxènes calciques beaucoup moins élevé (~45% des pyroxènes). Tous ces mattériaux sont très peu hydratés, à l’exception d’une zone unique (dans les régions observées par ISM) située à l’extrémité ouest des canyons, dans les terrains chaotiques (Eos et Capri Chasma). Ces terrains sont interprétés comme des matériaux ferromagnésiens très hydratés.
The materials observed inside Valles Marineris exhibit complex variations of all spectral parameters, in contrast with the surrounding plateaus, where two distinct spectral units can be distinguished: homogeneous bright, hydrated, soils cover the western areas (on Tharsis), while darker and drier materials are exposed in the north-eastern part (Ophir Planum) (Erard et al. Proc. LPSC 1991). The latter show pyroxene composition with Ca content lower than that of Syrtis Major, but higher than that of the darker materials of the floor of Valles Marineris, (Mustard et al. J. Geophys. Res. 1997, Murchie et al. Icarus 2000). Detailed analyses demonstrate a much lower content in high-Ca pyroxenes in these regions (~45% of the overall pyroxenes). All these dark materials are very dry, except for a unique area (in the ISM data set) located in the most eastern part of the canyon, in the chaotic terrains (Eos/Capri chasma). They are interpreted to contain high mafic, highly hydrated minerals.
Les terrains stratifiés dans la partie centrale des canyons (Melas Chasma et Coprates Chasma) ont également des signatures d’hydratation bien plus marquées que les autres terrains d’albédo comparable. Cette propriété unique observées dans les terrains stratifiés conforte l’hypothèse d’une formation par dépôts volcaniques limités aux canyons, peut-être par hydrovolcanisme. Plus de détails sur Valles Marineris sont disponibles sur cette page.
The layered terrains in the central part of the canyons (Melas Chasma and Coprates Chasma) also have much stronger hydration absorptions than other materials of similar albedo. The unique spectral properties observed in the layered terrains strongly support the hypothesis of volcanic deposits restricted to the canyon, perhaps through hydrovolcanism. More details about Valles Marineris observations by ISM are available on this page.
Syrtis Major
Syrtis Major est la zone la plus sombre de Mars, bien que son albédo soit très variable au cours du temps. La poussière altérée des régions claires s’y accumule et y est déblayée saisonnièrement. Les images haute résolution de MOC (sur MGS) montrent que le substrat lui-même est essentiellement composé de matériau volcanique, recouvert par de grandes dunes de sable sombre, probablement basaltique. Seule la partie sud de Syrtis Major a été observée par ISM, entre 2° et 9° de latitude. L’image ci-dessus est une mosaïque Viking (acquise entre 1976 et 1980), sur laquelle sont superposées les courbes de niveau dérivées des mesures Mariner 9. Le groupe de courbes serrées au nord-est correspond à la dychotomie martienne, et délimite l’hémisphère des hauts plateaux anciens et celui des basses plaines récentes.
Syrtis Major is the darkest region of Mars, although highly variable in albedo. It is considered as a region of seasonal deposition and removal of bright dust. High resolution images by MOC (MGS) show that the substrate itself is predominantly made up of dark volcanic material, covered with large dark sand dunes. Only the southern part of Syrtis Major was mapped by ISM, from 2° to 9° latitude. The image above is a Viking color photomosaic with altimetry contours superimposed (acquired in the 1976-1980 period). The narrow group of contours in the north-eastern part delimits the high, older plateaus from the lower plains.
Albédo à 1.1 µm. Redder is brighter.
Profondeur de la bande à 3 µm des minéraux hydratés. Bluer is more hydrated.
Profondeur de la bande Fe2+ à 1 µm. Bluer is more mafic.
Profondeur de la bande à 2 µm des pyroxènes. Bluer is more pyroxene/more calcic.
Deux unités différentes sont reconnaissables dans cette partie de Syrtis Major (Erard et al. Proc. LPSC 1991, Mustard et al. Icarus 1993, Murchie et al. Icarus 2000). La partie ouest, comprenant les deux volcans Meroe et Nili Patera, possèdent les signatures les plus marquées, qui indiquent une composition mafique à ultramafique. Ce matériau est très sombre (albédo à 1.1 µm de 0.10) et possède bandes de pyroxènes les plus sombres observées dans les régions équatoriales (3-5% à 0.92 µm, 1-3% à 2.29 µm). Des analyses détaillées de ces bandes ont montré qu’elles sont ajustées au mieux par un mélange de différents pyroxènes pauvres et riches en Ca, avec une prédominance de ces derniers (70%). La partie est de Syrtis Major a des signatures spectrales légèrement différentes, en particulier des bandes de pyroxènes réduites et un déplacement du centre de la bande à 1 µm vers les courtes longueurs d’onde, qui indiquent une plus grande abondance d’oxydes de fer (e.g., hématite, schwertmannite ou goethite). Ces régions sont interprétées comme exposant un substrat rocheux volcanique recouvert de poussière claires plus ou moins indurée, peut-être par un minéral ferrique sous forme cristalline.
Two different units are identified in this part of Syrtis Major (Erard et al. Proc. LPSC 1991, Mustard et al. Icarus 1993, Murchie et al. Icarus 2000). The western part (including the central area with Meroe and Nili Patera) exhibits the most typical features, which appears consistent with a mafic to ultramafic composition. This material is very dark (0.10 albedo at 1.1 µm), with the deepest pyroxenes absorptions observed in the equatorial regions (3-5% at 0.92 µm, 1-3% at 2.29 µm). Detailed analyses of these two bands showed that they are best fit by a mixture of both low and high-Ca pyroxenes, with a larger proportion of the latter (70%). The eastern part of Syrtis Major displays slightly different signatures, in particular reduced pyroxene absorptions and an elongation of the 1 µm band towards short wavelengths, indicating the presence of ferric oxides (eg. hematite, schwertmannite or goethite) in addition to pyroxenes. The material exposed there was interpreted as dust cemented on a mafic substrate, possibly by a crystalline ferric phase.
Interpretations
La haute résulution spatiale, le domaine spectral, et le rapport signal sur bruit élévé d’ISM ont permis de définir un cadre minéralogique pour interpréter les propriétés spectrales des régions sombres de Mars (Mustard and Sunshine, Science 1995, Mustard et al.J. Geophys. Res., 1997). Les régions sombres équatoriales les moins contaminées par les matériaux clairs ont des caractéristiques spectrales indiquant une minéralogie volcanique dominée par des mélanges de deux pyroxènes, à faible et haute teneur en calcium, similaire à celle des météorites SNC basaltiques (par ex. Shergotty et Zagami). Ces météorites sont supposées provenir de Mars. Cependant, les plateaux (e.g. Syrtis Major) sont enrichis en pyroxènes calciques par rapport au plancher de Valles Marineris. Dans le cadre de ce modèle à deux pyroxènes les propriétés spectrales des régions non altérées varient notablement, et une question fondamentale est de comprendre le lien entre variabilité spectrale et variabilité minéralogique. La grande diversité d’âges des régions observées indique que les SNC sont représentatives de très grandes régions de Mars, et d’un long laps de temps (0,13 à 3 milliards d’années). De tels matériaux ne sont pas fréquents sur Terre, et sont probablement dérivés d’une région-source appauvrie en Al par rapport à la composition supposée du manteau martien. Une interprétation possible est qu’une différentiation initiale ait au lieu très tôt dans l’histoire de Mars ( ~4,5 milliards d’années) et que les différentes régions ainsi formées n’aient pas été mélangées depuis lors. L’appauvrissement en Al pourrait s’expliquer par la formation d’une croûte riche en Al, semblable aux highland (continents) lunaires ; de tels roches ont été effectivement observées sur le site Mars Pathfinder, mais leur région d’origine est inconnue. La présence d’olivine en grande quantité dans les terrains sombres serait incompatible avec ce scénario de différentiation rapide. Bien que la détection de matériaux riches en olivine ait été proclamée à plusieurs reprises, ces observations n’ont pas été confirmées par les observations récentes (à la possible exception d’une récente analyse des données TES sur MGS). Au contraire, la plupart des variations mineures dans les régions sombres peut s’expliquer par la présence d’une faible quantité de poussières claires, ou par la présence de vernis d’altération sur les roches elle-mêmes.
Les terrains sombres “anormaux” fournissent également un éclairage important sur les énigmes concernant la surface de Mars. En particulier, le matériau atypique observé dans les terrains stratitifiés de Valles Marineris, qui possède des caractéristiques ferromagnésiennes et très hydratées, suggère que l’hydrovolcanisme a joué un rôle important dans la formation de ces régions (Murchie et al. Icarus 2000).
The high spatial resolution, spectral coverage, and high signal to noise of the ISM data permitted the determination of a mineralogical basis for the spectral properties of several distinct morphogeologic dark regions on Mars (Mustard and Sunshine, Science 1995, Mustard et al.J. Geophys. Res., 1997). The freshest dark equatorial regions observed by ISM have spectral characteristics indicating a volcanic mineralogy dominated by two pyroxenes with high and low calcium content, similar to the basaltic SNC meteorites (e.g., Shergotty, Zagami), supposed to originate from Mars. However, the plateau plains (e.g. Syrtis Major) are enriched in high-calcium pyroxene relative to the floors of Valles Marineris. Within this two-pyroxene model, there exists significant diversity in the spectral properties among relatively unaltered regions on Mars, and a central question is how this spectral diversity relates to mineralogical diversity. The range of ages for these regions indicates that the SNC analyses are relevant to large regions of Mars, and to a large lapse of time (3.0-0.13 Gyr). Such materials are not common on the Earth’s surface, and are probably derived from a source region depleted in Al relative to the hypothesized original mantle composition. An interpretation of these observations is that a primary planetary differentiation occurred very early in the history of Mars (~ 4.5 Gyr) and that the mantle reservoirs have not been remixed since. The depletion in Al could be explained by the presence of a crust enriched in Al, perhaps similar to the lunar highlands; such rocks were actually observed at the Pathfinder site, but their source area is unknown. The occurrence of significant amounts of olivine in dark areas would be inconsistent with the idea of an early differentiation. Although detection of olivine-rich materials was claimed in several occasions, these observations are not confirmed by recent data (except perhaps by TES in 2000). Instead, most of the second order variations are explained by small amounts of dust, and perhaps thin alteration coatings of ferric materials on the rocks themselves.
“Anomalous” dark materials also provide important hints about the major puzzles concerning the surface. In particular, an unusual material observed in the layered deposits of Valles Marineris, with both mafic and hydration characteristics, suggests that hydrovolcanism was an important factor in the development of these areas (Murchie et al. Icarus 2000).
Bright materials
Les spectres ISM de régions claires typiques (e.g. Tharsis ou Isidis sur les cartes ci-dessus) ont une bande d’absorption centrée en-dessous de 0,9 µm et une très faible et étroite bande vers 2,2-2,35 µm due à une liaison métal-OH. La bande à 0,8-0,9 µm est caractéristique des oxydes de fer (ferriques) hydratés plutôt que des pyroxènes ferreux. En outre, ces spectres ont une signature d’hydratation très marquée à 3 µm, qui correspond à une abondance d’eau constitutive ou adsorbée de 1 à 2 % en masse. Cette bande d’absorption est de fait un bon indicateur du contenu en eau des minéraux de surface. Elle est très fortement corrélée à la réflectance (Erard et al. Proc. LPSC 1991), mais semble néanmoins plus spécifique des matériaux que l’albédo, au moins dans les régions de transition : par exemple les régions claires de Lybia et Isidis, qui ont une réflectance comparable dans les spectres ISM, ont des signatures d’hydratation différentes. Lybia est une en fait une région sombre avec un albédo très variable selon les périodes, qui était probablement couverte de poussière claire au moment des observations ISM (voir les cartes de la session Syrtis-Isidis ci-dessus). La profondeur de la bande d’absorption à 3 µm varie de façon significative entre régions claires, les plus fortes absorptions étant observées dans les terrains stratifiés de Valles Marineris. Une faible bande est également identifiable vers 2,2-2,35 µm, à la limite des possibilités de l’instrument (0,3-0,5% d’absorption), et suggère la présence d’hydroxydes et d’argiles.
The ISM spectra of typical bright regions (eg., Tharsis, or Isidis in the maps above) show a feature peaked at < 0.9 µm and a very weak 2.2-2.35 µm feature indicating the presence of metal-OH bounds. This spectral information is indicative of highly oxidized iron (ferric) rather than ferrous-rich pyroxenes. In addition, these spectra exhibit deep hydration bands at ~3 µm, corresponding to an adsorbed or bound-water abundance of ~1-2%. Actually, this “3 µm” band depth is an estimate of the hydration level. It is found to be highly correlated to reflectance (Erard et al. Proc. LPSC 1991). It is more specific of the materials than albedo is, at least on transitional regions: an example is given in Lybia and Isidis, which have similar reflectance but different hydration band depth. Lybia is a dark region with highly variable albedo in the observational records, probably covered with bright dust at the time of ISM observations (see the Syrtis-Isidis maps above). There are significant variations in the strength of the 3.0 µm hydration band, with layered terrains in Valles Marineris exhibiting the strongest absorptions in the ISM data set. A weak band is also observed at 2.2-2.35 µm at the threshold of the detection level (~0.5% band depth), possibly related to hydroxylated minerals.
La pente des spectres en proche infrarouge est fortement affectée par la diffusion sur les petites particules en suspension dans l’atmosphère. Bien que la pente des spectres soit contrôlée par la diffusion, elle dépend également des propriétés du matériau de surface. De telles variations ont été étudiées sur les flancs d’Olympus Mons par Fischer et Pieters (Icarus 1993) qui les attribuent à des vernis ferriques d’épaisseur variable sur les roches exposées.
D’autres sols “anormaux” clairs ou intermédiaires ont été identifiés dans Oxia Palus et Lunae Planum, avec des absorptions à 3 µm et des pentes spectrales “excessives” (par rapport à leur albédo). Ces propriétés sont compatibles avec des processus de formation de duricrust et une cémentation des matériaux clairs par une phase minérale hydratée, sulfates, carbonates, ou minéraux ferriques (Murchie et al. Icarus 2000).
Spectral slope is strongly affected by scattering of light by aerosols. Although atmospheric scattering may affect the spectra, in some specific areas variations in spectral slope may be driven by surface properties. Such variations have been studied extensively on the flanks of Olympus Mons by Fischer and Pieters, Icarus 1993, who ascribe them to ferric coatings of variable thickness on the exposed rocks.
Other “anomalous” bright to intermediate soils were identified in Oxia Palus and Lunae Planum, having enhanced 3 µm band absorption and steeper spectral slope. These properties are consistent with duricrust formation process and cementation of bright dust by either water-bearing phase, sulfates, carbonates, or ferric minerals (Murchie et al. Icarus 2000).
Candidate minerals
In order to corroborate all the results acquired to date, it is thought that the bright soil predominantly could be constituted of a suite of candidate minerals of silicates (with mostly iron-rich amorphous material, clays or silica glass), iron oxides such as hematite, salts, sulfates, and (perhaps) carbonates (see review by Bell 1996). These materials seem to constitute alteration products of mafic minerals from the dark areas. The present rate of weathering and dust formation is unknown but is certainly small, and hence most bright materials were probably formed in a distant past.
An interesting terrestrial analogs for the iron-rich constituent is palagonite. It is formed by alteration of mafic volcanic glasses under low temperature, mainly by interaction with water ice. Large amounts of palagonites would be consistent with spectral observations, in situ analyses, thermodynamic considerations, and composition of SNC meteorites (Allen et al. 1981). Most of this material could have formed during volcanic eruptions through a thick underlying permafrost (Berkley and Drake 1981).
As for the hematite, spectral features are subdued and indicate a low degree of crystallization in most areas, so that the oxide phase is thought to occur mainly as extremely fine-grained (<10 nm), or nanophase, poorly crystalline particles (Morris et al. 1989). The spectra indicate a small amount (~5%) of well-crystalline (fine-grained but not nanophase) hematite to account for the spectral shape.
Although this bright material is the dominant constituent of the soil, it is not the only one. At higher spatial resolution, other units of intermediate reflectance and color can be recognized in both Viking and HST images. These units include bright crater rims and dark patches, and were thus first thought to constitute a mixture of dark and bright materials; they are currently interpreted as bright materials indurated by local processes, at least in some areas. Similarly, many “dark red” regions (e.g. Oxia Palus) exhibit ISM features inconsistent with a simple mixture between bright and dark soils. Rather, they appear to be a unique material and may contain hydrated ferric oxides and oxyhydroxides.
ISM a été développé avec le soutien du CNES
