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4.1: Cratera Gale, Marte - Geociências

4.1: Cratera Gale, Marte - Geociências


4.1: Cratera Gale, Marte - Geociências

4.1: Cratera Gale, Marte

Sedimentos antigos fornecem arquivos de clima e habitabilidade em Marte. A cratera Gale, o local de pouso do Mars Science Laboratory (MSL), hospeda um monte sedimentar de 5 km de altura (Mount Sharp / Aeolis Mons). Hipóteses para a formação do monte incluem processos evaporíticos, lacustres, fluviodeltaicos e eólicos, mas a origem e extensão original do monte de Gale são desconhecidas. Aqui, mostramos novas medidas de estratos sedimentares dentro do monte que indicam mergulhos externos de ∼3 ° orientados radialmente para longe do centro do monte, inconsistentes com as três primeiras hipóteses. Além disso, embora os montes sejam amplamente considerados como remanescentes erosivos de uma unidade que já preenchia a cratera, descobrimos que a forma atual do monte Gale está perto de sua extensão máxima. Em vez disso, propomos que a estrutura do monte, estratigrafia e forma atual podem ser explicadas pelo crescimento no local perto do centro da cratera mediado por feedbacks de topografia de vento. Nosso modelo mostra como o sedimento pode inicialmente acumular perto do centro da cratera, longe dos ventos catabáticos da parede da cratera, até que o relevo crescente do monte resultante gere ventos de declive do flanco do monte fortes o suficiente para erodir o monte. A hipótese de erosão e transporte intensificados pelo vento em declive (SWEET) indica a formação de montículos predominantemente por deposição eólica com potencial de preservação de carbono orgânico limitado e um papel relativamente limitado para a atividade lacustre e fluvial. Feedbacks morfodinâmicos entre vento e topografia são amplamente aplicáveis ​​a uma variedade de montes sedimentares e de gelo em toda a superfície marciana, e possivelmente em outros planetas.


Vista teleobjetiva de cume na cratera Gale de Marte

Um ponto de vista em & quotVera Rubin Ridge & quot forneceu NASA & # x27s Curiosity Mars rover este detalhado olhar sobre a área onde começou sua missão dentro da cratera Gale, além de características mais distantes da cratera.

Esta visão em direção ao norte-nordeste combina oito imagens tiradas pelo olho direito, câmera com lente telefoto da Curiosity & # x27s Mast Camera (Mastcam). Ele mostra mais detalhes de uma fração da área retratada em um panorama mais abrangente (PIA22210) adquirido do mesmo local do rover usando a câmera Mastcam & # x27s de olho esquerdo com lente de ângulo mais amplo. A cena foi equilibrada com o branco para que as cores dos materiais rochosos se pareçam com o que apareceriam nas condições de iluminação diurna na Terra.

As imagens componentes foram obtidas em 25 de outubro de 2017, durante o dia 1856º marciano, ou sol, do trabalho do rover & # x27s em Marte. Nesse ponto, o Curiosity ganhou 1.073 pés (327 metros) de elevação e dirigiu 10,95 milhas (17,63 quilômetros) de seu local de pouso.

O Monte Sharp tem cerca de 5 quilômetros de altura no meio da cratera Gale, que se estende por 154 quilômetros de diâmetro. Vera Rubin Ridge está no flanco noroeste da parte inferior do Monte Sharp. O primeiro plano à direita deste panorama mostra uma parte da Serra Vera Rubin. À distância está a parede norte da cratera Gale, com a crista da borda formando o horizonte a cerca de 25 milhas (40 quilômetros) da localização do rover & # x27s.

Uma versão anotada, Figura 1, indica onde o rover pousou (em & quotBradbury Landing & quot) em 2012 e a parte inicial de sua viagem, incluindo sites de investigação & quotYellowknife Bay, & quot & quotDarwin & quot e & quotCooperstown. & Quot O rover & # x27s local de pouso exato está escondido atrás de um ligeiro aumento. O escudo térmico, o escudo traseiro e o pára-quedas usados ​​durante a descida da nave espacial e # x27s estão dentro da área retratada, mas não são reconhecíveis devido à distância e à camuflagem pela poeira. Em Yellowknife Bay em 2013, a missão encontrou evidências de um antigo ambiente de lago de água doce que oferecia todos os ingredientes químicos básicos para a vida microbiana.

A Figura 2 inclui três barras de escala: de 40 metros (131 pés) a uma distância de cerca de 1.530 metros (1.673 jardas) perto da base do Monte Sharp de 1.500 metros (1.640 jardas) a uma distância de cerca de 30,75 quilômetros (19,1 milhas) perto a base da parede da cratera e de 2.000 metros (1,2 milhas) a uma distância de cerca de 41,2 quilômetros (25,6 milhas) na crista da borda.

Malin Space Science Systems, San Diego, construiu e opera o Mastcam. NASA & # x27s Jet Propulsion Laboratory, uma divisão da Caltech em Pasadena, Califórnia, gerencia o Mars Science Laboratory Project para NASA & # x27s Science Mission Directorate, Washington. JPL projetou e construiu o rover de projeto & # x27s Curiosity.


2. Métodos e premissas do modelo

Para a modelagem termoquímica, usamos o programa CHIM-XPT (anteriormente CHILLER) [Reed e Spycher, 2006 Reed et al., 2010 [, que é um programa para calcular equilíbrios químicos heterogêneos e multicomponentes. Isso significa que cada etapa de cálculo calcula o equilíbrio entre o fluido inicial e a rocha dissolvida. Assim, cada etapa pode ser tratada e interpretada independentemente da direção a partir da qual foi alcançada, e as tendências da razão água / rocha (W / R) podem ser lidas em ambas as direções, porque o equilíbrio é calculado de forma independente para cada etapa. O tamanho do passo pode variar dependendo dos requisitos da tarefa, e o cálculo é amplamente independente da quantidade de água, uma vez que uma relação de peso é usada e a unidade básica para o cálculo são os moles. Por conveniência, 1 & # x02009kg (ou 55,5 & # x02009mol) de água é geralmente a base para o cálculo. O método usado aqui é um cálculo em lote, em que os precipitados não são fracionados do sistema. Para obter detalhes sobre o código, banco de dados e arquivos de entrada, consulte o manual do CHIM-XPT [Reed et al., 2010 [para obter informações sobre os modelos de vias de reação, em geral, relevantes para a metodologia do nosso trabalho, especialmente a modelagem de titulação, ver exemplo K & # x000fchn [2004, capítulo 3 [e para uma discussão sobre bancos de dados e o fundo matemático-teórico [ver, por exemplo, Ganguly, 2008 e Oelkers e Schott, 2009, especialmente capítulos 1 e # x020133 [. CHIM-XPT tem sido amplamente utilizado em ambientes basálticos terrestres [por exemplo, Reed, 1982 Reed, 1983 [e para composições marcianas [DeBraal et al., 1993 De Caritat et al., 1993 Schwenzer e Kring, 2009 Bridges e Schwenzer, 2012 Schwenzer et al., 2012a, 2012b Schwenzer e Kring, 2013 Filiberto e Schwenzer, 2013 [. O programa requer opções de fluido inicial, composição elementar da rocha hospedeira, temperatura e pressão.

Para composições de rocha hospedeira em nossa modelagem, usamos uma variedade de rochas observadas por Curiosity (Tabela & # x02009 2 e seção 2.2) e, além disso, reações minerais seletivas em uma rocha hospedeira do tipo Portage-solo com o componente amorfo e olivina. Observe que começamos com uma rocha que tem 22,4% de olivina e nenhum mineral de argila (Tabela de solo Portage & # x02009 1) e modelamos os minerais de alteração conforme eles são encontrados nos argilitos (John Klein e Cumberland perfuram amostras Tabela & # x02009 1), que contêm muito menos olivina (6 e 2%, respectivamente) e 20 & # x02009 & # x000b1 & # x020092% filossilicatos [Vaniman et al., 2014 [(Tabela & # x02009 1). A temperatura foi definida para 10 & # x000b0C e a pressão para 1 & # x02009bar para os modelos apresentados aqui, seguindo o cenário diagenético sugerido pelas observações sedimentológicas [Grotzinger et al., 2014 [.

Mesa 2

Composições de rocha inicial, solo e composições monofásicas a

Amorfo
% Em pesoJake_MEkwir escovadoPortageOlivinaPortageJohn KleinCumberland
SiO251.8546.0744.8836.341.7841.0141.73
TiO20.510.901.25 2.252.071.66
Al2O316.518.439.870.066.956.266.00
Cr2O30.030.370.510.021.170.900.91
FeO6.4313.2712.9633.27.780.3521.45
Fe2O31.071.642.23 15.7420.702.78
MnO0.140.210.430.630.980.550.54
MgO3.719.839.0929.75.727.818.35
CaO6.236.007.620.256.378.976.80
N / D2O6.471.342.22 2.963.362.49
NaCl1.482.991.19 1.771.443.17
K2O2.270.630.51 0.951.000.79
P2O50.511.100.98 2.241.982.02
FeS2.767.236.26 3.353.601.30

Os resultados das associações minerais de equilíbrio calculadas são apresentados em diagramas de abundância mineral versus relação W / R (massa de rocha reagiu com o fluido de partida). A razão W / R plotada é, portanto, uma variável de progresso com dissolução de rocha muito limitada na extremidade W / R alta e dissolução de rocha aumentada na extremidade W / R baixa. Observe que a extremidade W / R representa a quantidade de rocha que reagiu com o fluido, não a quantidade total de rocha presente em um determinado volume de rocha em Marte. Minerais magmáticos originais são observados nos argilitos [Vaniman et al., 2014 [(Tabela & # x02009 1), o que significa que a alteração da rocha está incompleta e o material não reagido permanece. Portanto, para comparação com a razão geral de água para rocha, conforme abordado pelas tendências de composição de rochas a granel [McLennan et al., 2014 [, suposições sobre a quantidade de rocha reagida por unidade de volume total de rocha em Gale devem ser feitas. Em outras palavras, altas razões W / R podem ser indicativas de sistemas, onde a água interage com uma área de superfície limitada e, portanto, apenas uma pequena massa de rocha é dissolvida em uma grande massa de água. Isso ocorre, por exemplo, em uma fratura ou em uma superfície de rocha exposta a precipitação regular. A baixa relação W / R pode ocorrer onde grandes superfícies de rocha reagem com um volume de água que está estagnado e não trocado, por exemplo, em um sedimento poroso, embora nossos resultados nas seções seguintes sugiram um sistema aberto com entrada de água, ao invés de uma situação estagnada . A quantidade exata de precipitado causado por esta dissolução depende das espécies que permanecem em solução e dos detalhes dos minerais precipitados, especificamente na água estruturalmente ligada ou CO incorporado2. A quantidade de precipitação aumenta de alguns miligramas em alto W / R para cerca de 1 & # x02009g em W / R de 1000 e na ordem de 10 & # x02009g em W / R de 100. Modelamos entre W / R de 1 e 100000 mas mostra apenas 10 a 10.000 para a maioria das execuções. Maior W / R é improvável dentro de um sedimento, mas o menor W / R também produziria fases com menos H2O que os filossilicatos. W / R, portanto, descreve o ambiente (influxo de água doce em alto W / R em contraste com fluidos estagnados sem fluxo fresco em baixo W / R), mas ao mesmo tempo o progresso da reação, porque em uma situação de estagnação, mais rocha hospedeira irá reagem ao longo do tempo, especialmente em baixas temperaturas, onde as reações são lentas.

2.1 A Composição do Fluido Inicial: Água Gale Portage

A fim de modelar um fluido inicial realista representativo da água associada à diagênese nos sedimentos da Baía de Yellowknife, começamos com água adaptada (AW). Este é o fluido usado em nossos estudos anteriores de Marte [ver Schwenzer e Kring, 2009 [. É uma solução aquosa diluída com concentrações de espécies baseadas em fluidos quentes que exalam de um ambiente basáltico terrestre & # x02014 the Deccan Traps [Minissale et al., 2000 [. Os Deccan Traps foram escolhidos devido à natureza livre de água do mar desse ambiente. O fluido foi então ajustado para composições basálticas marcianas tomando a concentração de Ca do fluido terrestre e ajustando os teores de Mg e Fe usando as razões Ca / Fe e Ca / Mg observadas na rocha marciana (shergotita LEW 88516). A solução é inicialmente oxidante (todas as espécies S como SO4 2 e # x02212). CHIM-XPT pode ser controlado pelo conjunto de O2-H2O-SO4-H + ou expresso em termos de HS-SO4-H2O-H +. Durante as reações, o SO4 2 & # x02212 / HS & # x02212 par controla redox no fluido [Reed et al., 2010 [, e um conjunto de 112 espécies iônicas diferentes são normalmente usados ​​para representar a química dos fluidos em cada etapa de cálculo. A Tabela & # x02009 3 é uma representação resumida das concentrações do elemento. O redox do sistema ao longo da execução depende da razão Fe 2+ / Fe 3+ da rocha ou solo hospedeiro (consulte a seção 2.3.2). A concentração de enxofre do fluido foi considerada como encontrada nos fluidos Deccan Trap [Minissale et al., 2000 [, e cloro foi usado como íon de equilíbrio de carga. A partir disso, uma versão diluída foi calculada dividindo todas as concentrações de espécies por 10.000. Isso reduz a influência das espécies introduzidas em nosso modelo.

Tabela 3

Composições de fluidos usadas na modelagem

AWGPWGPW 185 e # x02009mbar
Cl & # x02212 0.587E-15,76E-35,76E-3
TÃO4 2 e # x02212 0.285E-23,97E-33,97E-3
HCO3 & # x02212 0,168E-41.68E-40,62E-2
SiO2-3.49E-53.49E-5
Ca 2+ 0.250E-21.41E-51.41E-5
Mg 2+ 0,205E-11.27E-81.27E-8
Fe 2+ 0.919E-2--
K + -5.02E-45.02E-4
Na + -9,20E-39,20E-3
Mn 2+ 4.36E-84.36E-8

Água adaptada (AW) é um fluido calculado a partir de fluidos Deccan Trap [Minissale et al., 2000 [e adaptado para relações Fe / Ca / Mg marcianas. Para obter detalhes, consulte o texto e Schwenzer e Kring [2009 [. Gale Portage Water (GPW) é um fluido deduzido de uma reação inicial de AW diluído (& # x000d710.000) com rochas na cratera Gale (ver texto). Observe que esta tabela resume as concentrações de elementos, mas essas são representadas normalmente por um conjunto de 112 espécies iônicas durante as execuções. Apenas valores acima de 10 & # x0221210 foram considerados para GPW. As unidades são mostradas em moles.

Em seguida, o sólido da composição do solo Portage (Tabela & # x02009 1) foi titulado neste fluido a 50 & # x000b0C e 1 & # x02009bar para contabilizar uma reação do sedimento enterrado (potencialmente em um gradiente geotérmico mais alto pós-impacto) com a rocha do país O solo de Portage da sombra de areia Rocknest é considerado representativo das composições crustais médias nas proximidades da cratera Gale. A composição de fluido resultante em W / R de 100 foi separada do precipitado de argila e resfriada a 1 & # x000b0C (Figura & # x02009 2), durante o qual produziu um quartzo (ou SiO amorfo2, dependendo da cinética) precipitado dominado (Figura & # x02009 2). Esta é uma característica comum de fluidos de alteração de resfriamento, e há evidências de depósitos ricos em sílica em Marte, provavelmente formando-se sob uma variedade de temperaturas e outras condições [por exemplo, McAdam et al., 2008 Squyres et al., 2008 [. O fluido Gale foi novamente separado do precipitado e os íons restantes no fluido foram considerados GPW. CO2& # x02014 como um proxy para espécies portadoras de C & # x02014 é adicionado como 1.68E-4 mol HCO3 & # x02212, uma concentração que impede a formação de carbonato, consistente com os resultados de MSL, e usada em nosso trabalho anterior [por exemplo, Schwenzer e Kring, 2009 [. Todas as espécies S em GPW são resumidas como SO4 & # x02212. Espécies com concentrações abaixo de 10 & # x0221210 & # x02009mol não foram consideradas nesta composição de fluido inicial.

O solo de Portage reagiu com água adaptada diluída AW a 50 & # x000b0C. O fluido foi extraído da reação original em W / R (proporção de rocha reagida com fluido de entrada) de 100 e subsequentemente resfriado para formar água Gale Portage GPW, que usamos em nosso modelo é executado para a montagem de diagênese de Yellowknife Bay. (a) Gráfico de temperatura (T em & # x000b0C) versus concentração de íons em 1 & # x02009kg de água (em mol) do fluido em equilíbrio com o precipitado em diferentes temperaturas. O resfriamento causa precipitação & # x02014 mais perceptível de SiO2, Fe, Al e S. (b) Minerais precipitaram após o resfriamento. Os principais precipitados são quartzo (ou outro SiO2 fase, dependendo da cinética da reação), pirita, estilbita e apatita.

2.2 Iniciando as composições da rocha e as condições do modelo

As reações usando GPW foram calculadas com diferentes rochas de Gale (Tabela & # x02009 2) para explicar os filossilicatos observados nas amostras de perfuração John Klein e Cumberland. Usamos Jake_Matijevic como um membro final alcalino, Ekwir_brushed como uma composição basáltica média, relativamente livre de poeira, e Portage como o membro final de solo basáltico menos alterado. Nós nos concentramos no solo do Portage, porque as investigações do rover retornaram a química e a mineralogia da amostra [Morris et al., 2014 Vaniman et al., 2014 [. O solo de Portage também fornece uma composição regional representativa de rochas hospedeiras basálticas inalteradas, porque a maioria das rochas (incluindo solo de Portage e os argilitos do leito do lago com argila) são quimicamente semelhantes à crosta marciana superior típica [Grotzinger et al., 2014 [.

Para outros cálculos, usamos as proporções variáveis ​​de componentes individuais, por exemplo, olivina e componente amorfo. No total, foram realizadas mais de 100 execuções com composição, temperatura e condições redox variadas. As análises APXS foram usadas para composições de rocha e solo [Gellert et al., 2013 Stolper et al., 2013 Schmidt et al., 2014 [, e seguindo um conjunto de execuções (seção 3.1) para explorar o efeito da variação do estado redox da rocha na assembléia mineral de alteração, consideramos 10% do Fe total (molar) como Fe 3+. Também pegamos 10% Fe 3+ para as composições amorfas de John Klein e Cumberland, mas para o amorfo de Portage, usamos a estimativa existente de Morris et al. [2014 [, que é 42% Fe 3+ (Tabela & # x02009 2), dando-nos assim uma gama de potenciais conteúdos de Fe 3+ associados ao componente amorfo. TÃO3 dos dados APXS foram recalculados como FeS ou FeS2, subtraindo a quantidade equivalente de Fe de FeO. O cloro foi recalculado como NaCl, e a quantidade equivalente de Na foi subtraída do Na2O. Testamos três temperaturas diferentes, 10 & # x000b0C, 50 & # x000b0C e 150 & # x000b0C, e observamos que na temperatura mais baixa, alguns minerais conhecidos por se formarem apenas em temperaturas mais altas na natureza (por exemplo, piroxênios e anfibólios) foram excluídos de formando durante as corridas.

Os modelos de bulk rock fornecem insights sobre a mineralogia de alteração esperada associada à química geral das rochas encontradas na Baía de Yellowknife. No entanto, a dissolução mineral é não homogênea e altamente dependente da temperatura e da química dos fluidos [por exemplo, Zolotov e Mironenko, 2007 Hausrath et al., 2008 McAdam et al., 2008 Gudbrandsson et al., 2011 [. Assim, também calculamos reações com diferentes misturas de minerais, usando uma abordagem semelhante àquela em nossos modelos anteriores de meteorito marciano nakhlite [Bridges e Schwenzer, 2012 [. Algumas informações sobre a dissolução de minerais podem ser deduzidas das observações das diferenças nas concentrações de olivina, magnetita e componente amorfo entre as amostras [Vaniman et al., 2014 [(Tabela & # x02009 1), embora não consideremos diretamente as taxas de dissolução de minerais neste artigo. A pedra de lama Sheepbed contém 22 & # x02009wt% (furo de perfuração John Klein) a 18 & # x02009wt% (furo de perfuração Cumberland) saponita em uma assembléia mineral basáltica com sulfeto de Fe, com possíveis traços de quartzo e também contém material amorfo substancial [Vaniman et al., 2014 [. O solo de Portage não continha filossilicatos cristalinos [Bish et al., 2013 [. Usamos essas informações para deduzir uma variedade de misturas de minerais iniciais, variando de olivina pura e componente amorfo puro a misturas de olivina, componente amorfo e química de rocha hospedeira.

Usamos os seguintes silicatos de folha em nosso banco de dados CHIM-XPT: talco (Mg, Mg-Al, membros finais de Fe) pirofilita do grupo clorita clinocloro, dafnita, Mn-clorita, clorito livre de Al do grupo caulinita, caulinita, ilita do grupo esmectita montmorilonita (membros finais Na, K, Mg, Ca) beidelita (membros finais H, Na, K, Mg, Ca), não tronita (membros finais H, Na, K, Mg, Ca, Fe) e serpentina (antigorita, crisotila, greenalita). Notamos que não há nenhum outro mineral do grupo caulinita além da caulinita, por exemplo, vermiculita, saponita e hectorita não estão em nosso banco de dados. Na interpretação de nossos modelos, a não tronita serve como a argila Fe 3+ e os membros finais dafnita da clorita como a argila Fe 2+. Em nossos gráficos de abundância mineral versus W / R, representamos os membros finais combinados de clorito. As fases que não são conhecidas por se formarem em baixas temperaturas foram excluídas das execuções, incluindo granadas, anfibólios e piroxênios, bem como altasT mica.

Conforme descrito acima, usamos um conjunto de suposições sobre as condições redox do fluido inicial e as condições redox na rocha em dissolução. Tendo em mente a incerteza do Fe 2+ / Fe 3+ nessas suposições, e o fato de que o banco de dados termoquímico é necessariamente limitado em relação à ampla gama completa de possíveis associações minerais naturais, modelamos uma melhor combinação química para o observado argilas. Assim, em nossas execuções, tomamos uma assembléia de clorito não-tronita & # x02009 + & # x02009 como um análogo químico da argila identificada por Vaniman et al. [2014 [com dados XRD. Estas fases são relevantes para o tipo de ambiente diagenético de baixa temperatura que estamos considerando [por exemplo, de Caritat et al., 1993 [, embora possam, no entanto, formar-se como argilas de camada mista [Ryan e Reynolds, 1997 [. Todos os filossilicatos no modelo são adicionados para derivar a química da argila com uma composição média ponderada. Também comparamos as composições calculadas com os filossilicatos férricos observados nos meteoritos marcianos nakhlite [Changela e Pontes, 2010 Hicks et al., 2014 [e um análogo grifitito terrestre [Treiman et al., 2014[.

Carbonatos não foram detectados pelo CheMin [Vaniman et al., 2014 [, embora a análise de SAM dos finos do poço tenha sugerido a presença potencial de um carbonato [Ming et al., 2014 [. Pegando meteorito marciano <"type": "entrez-protein", "attrs": <"text": "ALH84001", "term_id": "937293154", "term_text": "ALH84001" >> ALH84001 carbonato em média dos 1 & # x02009km principais da crosta marciana, Bridges et al. [2001 [, calculou um CO equivalente2 pressão parcial de 185 & # x02009mbar e, portanto, uma possível pressão atmosférica associada ao antigo Marte. Portanto, para testar a influência do CO2 dissolvido no fluido de entrada, o solo de Portage foi exposto ao fluido GPW equilibrado com 185 & # x02009mbar CO2 (0,62 & # x02009 & # x000d7 & # x0200910 & # x022122 & # x02009mol CO2/ kg H2O Tabelas & # x02009 2 e & # x200B e3) 3) para algumas de nossas corridas. Porque o processo de formação mais provável das argilas é diagenético [Vaniman et al., 2014 Bristow et al., 2014 [, assumimos que o sistema está fechado para a atmosfera, ou seja, sem CO2 o reabastecimento foi possível para equilibrar qualquer precipitação de carbonato.


Reconhecimentos

Agradecemos a T. Bristow pelo excelente feedback que melhorou notavelmente a clareza de uma das primeiras versões deste manuscrito. Agradecemos também aos membros da equipe do Mars Science Laboratory por sua dedicação em gerar o banco de dados do Planetary Data System, especialmente para a equipe CheMin. E.L.-A. foi apoiado pelo programa GRC-ED431C 2017/55 (Xunta de Galicia) concedido ao grupo XM-1 da Universidade de Vigo, e A.G.F. pelo Projeto ‘MarsFirstWater’, bolsa do European Research Council Consolidator no. 818602.


3. Metodologia

3.1 Determinação da Idade

[10] Estimamos as idades do modelo da formação de Gale e de uma unidade do fundo da cratera realizando contagens de crateras na Câmera Estéreo de Alta Resolução (HRSC,

16–20 m / pixel) [Jaumann et al., 2007] e CTX (

6 m / pixel) [Malin et al., 2007] imagens. As áreas de contagem foram mapeadas e as crateras foram contadas usando a extensão CraterTools para o software ArcGIS [Kneissl et al., 2011] (Figura 3). As idades absolutas do modelo foram determinadas usando o software Craterstats [Michael e Neukum, 2010] aplicando a função de produção de Mars de Ivanov [2001] e a função cronológica de Hartmann e Neukum [ 2001 ].

[11] A idade de formação da cratera Gale foi estimada com base nas contagens da cratera no material ejetado da cratera. Em contraste com Thomson et al. [2011], determinamos a extensão do material ejetado por meio da análise textural dos arredores da cratera, em vez de usar uma relação matemática que estima a extensão do material ejetado a partir do tamanho da cratera de impacto. Nossa abordagem visa evitar a contagem de crateras que, na verdade, não estão no material ejetado, mas no porão. Assim, a área da manta ejetada parece menor do que a determinada no estudo anterior de Thomson et al. [2011]. Fizemos contagens de crateras com o material ejetado localizado a sudeste da cratera (Figura 3a), que são mais bem preservadas da degradação fluvial e eólica.

3.2 Mapeamento Geológico

[12] Baseamos nosso mapeamento geológico na análise de imagens visíveis e infravermelho próximo do CTX e do HiRISE (25-32 cm / pixel, McEwen et al., 2007) instrumentos a bordo do Mars Reconnaissance Orbiter. Os dados topográficos foram obtidos a partir de um Modelo Digital de Elevação (DEM) em grade HRSC com um tamanho de célula de 50 m [Gwinner et al., 2010]. Processamos um mapa de inclinação usando este HRSC DEM no ArcGIS (Figura 2d). As unidades geológicas e formas de relevo foram definidas de acordo com sua localização, características físicas (ou seja, elevação, declive, tom, estratificação e estruturas sedimentares), padrões de erosão (ou seja, yardangs, canais e dunas) e composição mineralógica inferida de estudos [ou seja, Milliken et al., 2010 Thomson et al., 2011]. A cratera Gale foi mapeada em estudos anteriores nos quais as unidades geológicas também foram distinguidas principalmente com base em suas características geomorfológicas e / ou composição mineralógica [Anderson e Bell, 2010 Milliken et al., 2010 Thomson et al., 2011]. Nossa abordagem difere do trabalho anterior no sentido de que a consistência estratigráfica no espaço e no tempo entre essas unidades geológicas foi verificada pela construção de seções transversais interpretativas por meio de Gale com base em perfis topográficos extraídos do HRSC DEM. Além disso, nosso mapeamento foi feito em toda a cratera e não está limitado apenas a Aeolis Mons e ao local de pouso MSL.

[13] Com base neste mapeamento, distinguimos unidades geológicas que diferem daquelas de estudos anteriores em termos de limites e descrição. A Tabela 1 fornece os nomes das unidades geológicas descritas neste estudo em comparação com aquelas definidas em estudos anteriores.

Este estudo Anderson e Bell [ 2010 ] Thomson et al. [ 2011 ] Milliken et al. [ 2010 ]
Unidades de base de cratera
Depósitos em forma de leque - - -
Unidades do piso da cratera 2-4 Material indiviso - -
Unidade de base da cratera 1 Rodapé do monte, material indiviso Montículo inferior marginal 1-2 unidades -
Depósitos em camadas - - -
Unidades Aeolis Mons
Unidade caprock - Monte superior coberto com 2 unidades, monte superior coberto com 2 unidades -
Unidade de bancada Monte superior Montículo superior com camadas de 1–2 unidades Formação superior
Unidade 2 de pequenos yardangs Jardins em camadas em tons escuros, monte superior Monte superior subjugado em camadas 3 unidades, monte superior em camadas 3 unidades, monte superior planícies lisas 1 unidade, monte inferior unidade em camadas orientais Formação superior
Unidade de yardangs grosseiro Jardins em tons claros Montículo superior gravado 1-3 unidades Formação superior
Depósitos de perda de massa Características lobadas, material indiviso Unidade de protuberância do monte inferior, unidade de protuberância do monte superior com camada de 1 unidade, unidade de protuberância do monte inferior, unidade com revestimento do monte inferior -
Unidade 1 de jardas pequenas Jardins em camadas em tons escuros Monte inferior 1–3 unidades, monte inferior subjugado 3 unidades, unidade em camadas oriental do monte inferior, unidade embayed do monte inferior, unidade gravada em camadas de monte superior, unidade 4 gravada em monte superior, unidade 4 em camadas de monte superior Formação inferior
Depósitos em porão e declive - Unidade montanhosa de monte superior, unidade caótica de monte superior, unidade de monte inferior marginal 3 -

3.3 Medições Geométricas

[14] As medições geométricas foram baseadas em HiRISE DEMs, que foram derivadas de imagens de par estéreo HiRISE usando o Pipeline Ames Stereo da NASA [Moratto et al., 2010 Broxton e Edwards, 2008]. HiRISE DEMs, que pode atingir uma resolução espacial de

1 m / pixel, foram subamostrados (duas células, ou seja,

50 cm / pixel) para otimizar o tempo de processamento em relação à resolução desejada. O erro real na elevação de pixel a pixel, relevante para as medições de espessura, é estimado em aproximadamente 1 dm. Os DEMs foram comparados ao HRSC e ajustados para deslocamento constante. As localizações dos DEMs subamostrados HiRISE e suas imagens de par estéreo correspondentes são relatadas na Tabela 2.

Unidade / Local Localização Valor de mergulho médio (± σ) Faixa de espessura da camada Par estéreo HiRISE
Unidade de pequeno yardangs (local oriental) 138,5 ° E, 5,2 ° S 2,75 ° N ± 0,89 ° 1,1-31 m ESP_016375_1750 ESP_016520_1750
Unidade de pequeno yardangs (local oeste) 137,4 ° E, -4,8 ° S 2,71 ° NW ± 1,11 ° 0,4–17,3 m PSP_009149_1750 PSP_009294_1750
Unidade de pequeno yardangs (local do sul) 138,3 ° E, 5,5 ° S 3,1 ° SE ± 1,20 ° 1,2–26,3 m ESP_014186_1745 ESP_020410_1745
Unidade de yardangs grosseiro 137,4 ° E, 4,9 ° S 8,5 ° SW ± 0,71 ° 0,02-8,1 m PSP_009149_1750 PSP_009294_1750
Unidade de bancada 137,7 ° E, 4,9 ° S 6,83 ° NW ± 1,94 ° 0,01-5,8 m PSP_008002_1750 PSP_009927_1750

[15] As espessuras da camada foram calculadas plotando cada camada visível em imagens HiRISE ortorretificadas ao longo de transectos nos DEMs HiRISE correspondentes usando o software ArcGIS (Figuras 4a-4c). Como resultado, obtivemos a espessura aparente das camadas ou feixe de camadas calculando a diferença de elevação entre dois pontos de dados. Consideramos que a espessura aparente das camadas é aproximadamente equivalente à espessura real das camadas, uma vez que seu mergulho é geralmente baixo (& lt

[16] As atitudes de estratificação foram medidas usando o software Orion (© Pangea Scientific) ajustando um plano a pontos de amostra colocados individualmente ao longo da estratificação exposta (Figura 4d). A metodologia é discutida em detalhes por Fueten et al. [2005a, 2005b]. Para todas as medições de camada exibidas, o erro de mergulho é menor do que o valor de mergulho absoluto, portanto, os símbolos indicam a verdadeira direção de mergulho.


Gale, nomeado em homenagem a Walter F. Gale (1865-1945), um astrônomo amador da Austrália, mede 154 km (96 milhas) de diâmetro e segura uma montanha, Aeolis Mons (informalmente chamada de "Monte Sharp" em homenagem ao geólogo Robert P . Sharp) subindo 18.000 pés (5.500 m) do chão da cratera, mais alto do que o Monte Rainier se eleva acima de Seattle. Gale tem aproximadamente o tamanho de Connecticut e Rhode Island.

A cratera se formou quando um asteróide ou cometa atingiu Marte no início de sua história, cerca de 3,5 a 3,8 bilhões de anos atrás. O impactador fez um buraco no terreno e a explosão subsequente ejetou rochas e solo que pousou ao redor da cratera. A estratificação no monte central (Aeolis Mons) sugere que é o remanescente sobrevivente de uma extensa sequência de depósitos. Alguns cientistas acreditam que a cratera se encheu de sedimentos e, com o tempo, os implacáveis ​​ventos marcianos esculpiram Aeolis Mons, que hoje se eleva cerca de 5,5 km (3,4 mi) acima do solo de Gale - três vezes mais alto do que a profundidade do Grand Canyon. [18]

Os cientistas escolheram Gale como local de pouso para Curiosidade porque tem muitos indícios de que a água esteve presente ao longo de sua história. A geologia da cratera é notável por conter argilas e minerais de sulfato, que se formam na água em diferentes condições e também podem preservar sinais de vida passada. A história da água em Gale, conforme registrada em suas rochas, está dando Curiosidade muitas pistas para estudar enquanto junta se Marte algum dia poderia ter sido um habitat para micróbios. Gale contém vários leques e deltas que fornecem informações sobre os níveis dos lagos no passado, incluindo: Pancake Delta, Western Delta, Farah Vallis delta e Peace Vallis Fan. [19]

THEMIS orbital e dados de topografia, além de imagens visíveis e infravermelho próximo, foram usados ​​para fazer um mapa geológico da cratera. Os dados do CRISM indicaram que a unidade de bancada inferior era composta de argila interestratificada e sulfatos. A Curiosity explorou a estratigrafia da cratera que consiste no Grupo Bradbury e no Grupo Mount Sharp sobrejacente. As formações dentro do Grupo Bradbury incluem Yellowknife e Kimberley, enquanto a Formação Murray está na base do Grupo Mount Sharp. O Grupo Bradbury consiste em conglomerados fluviais, arenitos com estratificação cruzada e argilitos que refletem uma proveniência basáltica. As clinoformas de arenito indicam depósitos deltaicos. A Formação Murray é um laminado laminado sobreposto por um arenito de estratificação cruzada ou clinoforme, embora em alguns lugares a base seja um conglomerado. Assim, a formação é interpretada como tendo sido depositada em um ambiente lacustre adjacente a um flúvio-deltaico. A Formação Murray é coberta por argila e estratos contendo sulfato. [20]

Uma característica incomum de Gale é um enorme monte de "detritos sedimentares" [21] em torno de seu pico central, oficialmente chamado de Aeolis Mons [5] [6] (popularmente conhecido como "Monte Sharp" [22] [23]) com uma elevação de 5,5 km (18,000 ft) above the northern crater floor and 4.5 km (15,000 ft) above the southern crater floor—slightly taller than the southern rim of the crater itself. The mound is composed of layered material and may have been laid down over a period of around 2 billion years. [3] The origin of this mound is not known with certainty, but research suggests it is the eroded remnant of sedimentary layers that once filled the crater completely, possibly originally deposited on a lakebed. [3] Evidence of fluvial activity was observed early on in the mission at the Shaler outcrop (first observed on Sol 120, investigated extensively between Sols 309-324). [24] Observations made by the rover Curiosity at the Pahrump Hills strongly support the lake hypothesis: sedimentary facies including sub mm-scale horizontally-laminated mudstones, with interbedded fluvial crossbeds are representative of sediments which accumulate in lakes, or on the margins of lakes which grow and contract in response to lake-level. [25] [26] These lake-bed mudstones are referred to as the Murray Formation, and form a significant amount of the Mount Sharp group. The Siccar Point group (named after the famous unconformity at Siccar Point) overlies the Mount Sharp group, [27] and the two units are separated by a major unconformity which dips toward the North. [28] At present, the Stimson formation is the only stratigraphic unit within the Siccar Point group which has been investigated in-detail by Curiosity. The Stimson formation represents the preserved expression of a dry aeolian dune field, where sediment was transported towards the north, or northeast by palaeowinds within the crater. [29] [30] In the Emerson plateau area (from Marias Pass, to East Glacier), the outcrops are characterised predominantly by simple cross-sets, deposited by simple sinuous-crested dunes, with heights up to

10 m. [29] To the south, at the Murray buttes, the outcrop are characterised by compound cross-sets, with a hierarchy of bounding surfaces migration of small dunes superimposed on the lee-slope of a large dune known as a "draa". [30] These draas have estimates heights of

40 m, and migrated toward the north, while superimposed dunes migrated toward the east-northeast. [30] Further to the south, at the Greenheugh pediment, compound and simple cross-sets consistent with aeolian depositional processes have been observed in the pediment capping unit. [31]

Observations of possible cross-bedded strata on the upper mound suggest aeolian processes, but the origin of the lower mound layers remains ambiguous. [32]

In February 2019, NASA scientists reported that the Mars Curiosity rover determined, for the first time, the density of Mount Sharp in Gale, thereby establishing a clearer understanding of how the mountain was formed. [33] [34]

Numerous channels eroded into the flanks of the crater's central mound could give access to the layers for study. [3] Gale is the landing site of the Curiosity rover, delivered by the Mars Science Laboratory spacecraft, [36] which was launched 26 November 2011 and landed on Mars inside the crater Gale on the plains of Aeolis Palus [37] on 6 August 2012. [38] [39] [40] [41] Gale was previously a candidate landing site for the 2003 Mars Exploration Rover mission, and has been one of four prospective sites for ESA's ExoMars. [42]

In December 2012, scientists working on the Mars Science Laboratory mission announced that an extensive soil analysis of Martian soil performed by Curiosity showed evidence of water molecules, sulphur and chlorine, as well as hints of organic compounds. [43] [44] [45] However, terrestrial contamination, as the source of the organic compounds, could not be ruled out.

On September 26, 2013, NASA scientists reported that Curiosity detected "abundant, easily accessible" water (1.5 to 3 weight percent) in soil samples at the Rocknest region of Aeolis Palus in Gale. [46] [47] [48] [49] [50] [51] In addition, the rover found two principal soil types: a fine-grained mafic type and a locally derived, coarse-grained felsic type. [48] [50] [52] The mafic type, similar to other martian soils and martian dust, was associated with hydration of the amorphous phases of the soil. [52] Also, perchlorates, the presence of which may make detection of life-related organic molecules difficult, were found at the Curiosity landing site (and earlier at the more polar site of the Phoenix lander) suggesting a "global distribution of these salts". [51] NASA also reported that Jake M rock, a rock encountered by Curiosity on the way to Glenelg, was a mugearite and very similar to terrestrial mugearite rocks. [53]

On December 9, 2013, NASA reported that, based on evidence from Curiosity studying Aeolis Palus, Gale contained an ancient freshwater lake which could have been a hospitable environment for microbial life. [54] [55]

On December 16, 2014, NASA reported detecting, by the Curiosity rover at Gale, an unusual increase, then decrease, in the amounts of methane in the atmosphere of the planet Mars in addition, organic chemicals were detected in powder drilled from a rock. Also, based on deuterium to hydrogen ratio studies, much of the water at Gale on Mars was found to have been lost during ancient times, before the lakebed in the crater was formed afterwards, large amounts of water continued to be lost. [56] [57] [58]

On October 8, 2015, NASA confirmed that lakes and streams existed in Gale 3.3 to 3.8 billion years ago delivering sediments to build up the lower layers of Mount Sharp. [59] [60]

On June 1, 2017, NASA reported that the Curiosity rover provided evidence of an ancient lake in Gale on Mars that could have been favorable for microbial life the ancient lake was stratified, with shallows rich in oxidants and depths poor in oxidants and, the ancient lake provided many different types of microbe-friendly environments at the same time. NASA further reported that the Curiosity rover will continue to explore higher and younger layers of Mount Sharp in order to determine how the lake environment in ancient times on Mars became the drier environment in more modern times. [61] [62] [63]

On August 5, 2017, NASA celebrated the fifth anniversary of the Curiosity rover mission landing, and related exploratory accomplishments, on the planet Mars. [64] [65] (Videos: Curiosity 's First Five Years (02:07) Curiosity 's POV: Five Years Driving (05:49) Curiosity 's Discoveries About Gale Crater (02:54))

On June 7, 2018, NASA's Curiosity made two significant discoveries in Gale. Organic molecules preserved in 3.5 billion-year-old bedrock and seasonal variations in the level of methane in the atmosphere further support the theory that past conditions may have been conducive to life. [66] [67] [68] [69] [70] [71] [72] [73] It is possible that a form of water-rock chemistry might have generated the methane, but scientists cannot rule out the possibility of biological origins. Methane previously had been detected in Mars' atmosphere in large, unpredictable plumes. This new result shows that low levels of methane within Gale repeatedly peak in warm, summer months and drop in the winter every year. Organic carbon concentrations were discovered on the order of 10 parts per million or more. This is close to the amount observed in Martian meteorites and about 100 times greater than prior analysis of organic carbon on Mars' surface. Some of the molecules identified include thiophenes, benzene, toluene, and small carbon chains, such as propane or butene. [66]

On November 4, 2018, geologists presented evidence, based on studies in Gale by the Curiosity rover, that there was plenty of water on early Mars. [74] [75] In January 2020, researchers have found certain minerals, made of carbon and oxygen, in rocks at Gale Crater, which may have formed in an ice-covered lake during a cold stage between warmer periods, or after Mars lost most of its atmosphere and became permanently cold. [76]

On November 5, 2020, researchers concluded based on data observed by Curiosity rover that Gale crater experienced megafloods which occurred around 4 billion years ago, taking into consideration antidunes reaching the height of 10 metres (33 ft), which were formed by flood waters at least 24 metres (79 ft) deep with a velocity of 10 metres (33 ft) per second. [77]


Rewriting the geologic history of Mars one megaflood at a time

Título: Deposits from giant floods in Gale crater and their implications for the climate of early Mars (Nature, open access)
Authors: E. Heydari, J. F. Schroeder, F. J. Calef, J. Van Beek, S. K. Rowland, T. J. Parker & A. G. Fairén
First author affiliation: Department of Physics, Atmospheric Sciences, and Geoscience, Jackson State University

Thanks to the 8-year trek of NASA’s intrepid Curiosity Rover (Fig. 1), Gale Crater is arguably the best-studied place on Mars. The crater has had a tumultuous history – it’s been filled to the brim with rock, then hollowed out again by wind to form a hill at its center, known as Mt. Sharp. It has housed small lakes and had parts of its rim destroyed by rivers. However, to fully understand Gale’s place in Mars’ potentially habitable past, these snapshots aren’t enough. Rover images show tantalizing hints of ancient water inside Gale crater perhaps a billion years before the most recent lakes, and where there was liquid water, there might have been promise for life. But life doesn’t just appear on a planet overnight! For an environment to go from habitable to inhabited takes time. So, how long did wet conditions last in Gale? So far there’s been an air of cautious optimism, but the re-examination of the rocks in Gale crater in today’s paper stands to turn everything we thought we knew about Gale’s history on its head.

Figure 1. Location of the Curiosity Rover (alongside every other landed mission!) and Gale Crater on Mars. Image credit: NASA/JPL-Caltech

In the conventional version of Gale’s sedimentological story, rivers washed sand and pebbles and from the crater rim down into a lake over hundreds or thousands of years. Only the fast-moving water in rivers can carry sand and pebbles downstream, so when a lake stops a river in its tracks, all the rocks, sand and mud fall to the bottom, forming deltas. The Earth is covered in deltas like the Bengal Fan off the coast of India, and the Mississippi delta in the Gulf of Mexico, so we have a good idea of what the rocks left behind by deltas look like. As lake levels change, repeating patterns of lake mud, sand, and pebbles build up. These are brought back to the surface (where rovers can see them) when the material above them is removed by wind (think slow-motion sandblasting!). If Gale’s rocks formed in a delta, it would suggest a long-lived warm, wet climate, which would be very promising for scientists searching for traces of life on Mars. Unfortunately, rocks in unexpected orders, mud and sand in the wrong places, and mysterious ridges (Fig. 1) fly in the face of this delta story, and there hasn’t yet been a satisfying explanation as to why.

Figure 2. Mysterious ridges and layered sedimentary rocks inside Gale Crater as shown in photographs taken both from orbit and by the Curiosity Rover on Mars’ surface – note the rover traverse marked in red in the first panel! HPU is the Hummocky Plains Unit, the rocks that form the ridges marked in blue. SU is the Striated Unit, the layered rocks overlying the ridges and HPU marked in yellow. Adapted from Heydari et al. figures 1-3.

Instead of comparing Gale’s rocks to calm lake and river environments, where sand and gravel accumulate slowly in rivers and lakes, the authors of today’s paper noticed similarities between the appearance of rock within Gale and rocks left behind by the most dramatic flooding events the Earth has ever seen – megafloods! These catastrophic events were generated by the sudden melting of enormous ice caps that used to cover the northern hemisphere (Fig. 3)!

Figure 3. The landscape of ridges observed by the Curiosity Rover inside Gale Crater (Mars), compared with the flood-scarred terrain of the Channeled Scablands in Washington, USA. Planetary scientists and geologists use comparisons like this (alongside other evidence like chemistry, and detailed measurements of the extents and orientations of different layers of rock) to try and understand the environments that may have existed in Mars’ distant past. Image credit: Gale – NASA/JPL-Caltech, Channeled Scablands – NOAA Photo Library: corp1000

Today’s authors propose a single, catastrophic flood with roiling waters 24 meters (72 feet) deep which left behind enormous ripples, hundreds of meters wide (Figs. 2 & 4), like those observed in Washington’s Channeled Scablands (Fig. 3). Gale’s perplexing pattern of pebbly ridges (Fig 2.) is one of the features the delta hypothesis struggles most to explain, and formation in deep, fast-flowing floodwaters (Fig. 4) is an elegant (if terrifying) alternative.

Figure 4. A cartoon showing how the ridges and layered rocks observed in Gale Crater (Fig. 2) could have formed during an intense flooding event. Adapted from Heydari et al. figure 8.

But where could all this water have come from, and so suddenly? To explain how a lake could exist for thousands of years on Mars, planetary scientists often suggest a thicker past atmosphere with a mixture of greenhouse gasses like water vapor and methane released by volcanoes. The authors of today’s paper propose a more dramatic explanation. While volcanic eruptions take a long time to change the atmosphere, giant asteroid impacts can radically change a planet’s climate by providing an instant injection of heat into the atmosphere. This heat could have been enough to melt – and even evaporate – glaciers all over Mars, forming rivers, kickstarting rainfall, and releasing methane trapped in Martian permafrost for an extra warming kick. However, climates caused by asteroid impacts can’t last. So, while they might be able to generate lots of liquid water through melting ice caps and rainfall, the water might only stick around for a few months – not nearly long enough for life to get established!

The jury is still out on whether deltas or megafloods fit Gale’s geology best, but how scientists choose to interpret these rocks could rewrite Mars’ history, and completely change our search for life on the red planet. The difference between the two theories could be the difference between a Mars that spent hundreds of millions of years warm, wet, and with promise for life, and a cold, dry Mars where brief snippets of habitable conditions occurred only at the whim of giant asteroid impacts.

Edited by: Laila Linke

Featured image credit:NASA/JPL-Caltech


Spacecraft exploration

Numerous channels eroded into the flanks of the crater's central mound could give access to the layers for study. [3] Gale is the landing site of the Curiosity rover, delivered by the Mars Science Laboratory spacecraft, [26] which was launched 26 November 2011 and landed on Mars at Gale crater on the plains of Aeolis Palus [27] on 6 August 2012. [28] [29] [30] [31] Gale was previously a candidate landing site for the 2003 Mars Exploration Rover mission, and has been one of four prospective sites for ESA's ExoMars. [32]

In December 2012, scientists working on the Mars Science Laboratory mission announced that an extensive soil analysis of Martian soil performed by Curiosity showed evidence of water molecules, sulphur and chlorine, as well as hints of organic compounds. [33] [34] [35] However, terrestrial contamination, as the source of the organic compounds, could not be ruled out.

On September 26, 2013, NASA scientists reported that Curiosity detected "abundant, easily accessible" water (1.5 to 3 weight percent) in soil samples at the Rocknest region of Aeolis Palus in Gale. [36] [37] [38] [39] [40] [41] In addition, the rover found two principal soil types: a fine-grained mafic type and a locally derived, coarse-grained felsic type. [38] [40] [42] The mafic type, similar to other martian soils and martian dust, was associated with hydration of the amorphous phases of the soil. [42] Also, perchlorates, the presence of which may make detection of life-related organic molecules difficult, were found at the Curiosity landing site (and earlier at the more polar site of the Phoenix lander) suggesting a "global distribution of these salts". [41] NASA also reported that Jake M rock, a rock encountered by Curiosity on the way to Glenelg, was a mugearite and very similar to terrestrial mugearite rocks. [43]

On December 9, 2013, NASA reported that, based on evidence from Curiosity studying Aeolis Palus, Gale contained an ancient freshwater lake which could have been a hospitable environment for microbial life. [44] [45]

On December 16, 2014, NASA reported detecting, by the Curiosity rover at Gale Crater, an unusual increase, then decrease, in the amounts of methane in the atmosphere of the planet Mars in addition, organic chemicals were detected in powder drilled from a rock. Also, based on deuterium to hydrogen ratio studies, much of the water at Gale Crater on Mars was found to have been lost during ancient times, before the lakebed in the crater was formed afterwards, large amounts of water continued to be lost. [46] [47] [48]

On October 8, 2015, NASA confirmed that lakes and streams existed in Gale crater 3.3 - 3.8 billion years ago delivering sediments to build up the lower layers of Mount Sharp. [49] [50]