Phyllosilicates and Sulfates on Mars Case Studies from Terra Cimmeria and Valles Marineris Inauguraldissertation zur Erlangung des Grades eines Doktors der Naturwissenschaften am Fachbereich Geowissenschaften der Freien Universität Berlin Vorgelegt von Lorenz Wendt Berlin, 2012 I Ersttgutachter: Prof. Dr. Ralf Jaumann Fachbereich Geowissenschaften Institut für Geologische Wissenschaften Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung und Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt DLR Institut für Planetenforschung, Abteilung Planetologie Zweitgutachter: Prof. Dr. Stephan van Gasselt Freie Universität Berlin Fachbereich Geowissenschaften Institut für Geologische Wissenschaften Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung Datum der Disputation: 13. Juli 2012 III Eidesstattliche Erklärung Hiermit erkläre ich, die vorliegende Arbeit selbständig und nur unter Verwendung der angegebenen Quellen und Hilfsmittel erstellt zu haben. Lorenz Wendt V Danksagung Ich möchte zuallererst Herrn Prof. Neukum meinen Dank aussprechen. Seine High Resolution Stereo Camera (HRSC), die er mit viel Durchhaltevermögen nach dem Absturz der Mars 96 Mission auf Mars Express auf die Reise schickte, gab mir überhaupt erst die Möglichkeit, mich an der Freien Universität Berlin mit der Geologie des Mars zu beschäftigen. Herr Prof. Neukum hat mir damit die Tür zur Planetenforschung geöffnet, und mir auch in vielerlei anderer Hinsicht Möglichkeiten zur wissenschaftlichen Weiterentwicklung eröffnet. Herrn Prof. van Gasselt danke ich für die Begutachtung der vorliegenden Arbeit, die fachlichen Diskussionen und die kritische Durchsicht meiner Manuskripte, sowie die menschliche Unterstützung an manch einem schwierigen Punkt, der sich im Lauf der Arbeit an dieser Dissertation ergab. Und natürlich danke ich ihm für die viele Mühe im Hintergrund, die er sich mit der Betreuung der wissenschaftlichen Anträge gemacht hat, aus denen viele meiner Kollegen und auch ich ihren Lebensunterhalt bestritten haben. Ich danke Herrn Prof. Jaumann, Herrn Prof. Kaufmann, Herrn Prof. Heubeck und Frau Dr. Sowe für Ihre Rollen als Gutachter der vorliegenden Arbeit. Ich danke Dr. Jean-Philippe Combe, Dr. Janice Bishop, Dr. Patrick McGuire, Dr. Laetitia Le Deit und Dr. Damien Loizeau für ihre Lehrstunden zum Thema Infrarotspektroskopie. Sie haben mich an dieses komplexe Thema herangeführt und mich auf seine Feinheiten und Fallstricke aufmerksam gemacht. Ich freue mich über die gute Zusammenarbeit und hoffe auf deren Fortsetzung in Zukunft. Ich danke auch Hern Prof. Tom McCord und seinen Mitarbeitern für zwei interessante Forschungsaufenthalte im "Bear Fight Institute" in den Bergen von Washington. Ebenso bedanke ich mich bei Dr. Ted Roush und seiner Familie und Dr. Giuseppe Marzo für die Zusammenarbeit und freundliche Betreuung bei einem Forschungsaufenthalt am NASA Ames Research Center. Ich bedanke mich bei Prof. Foing, Prof. Ehrenfreund und ihren Mitarbeitern und Studenten für die vorweggenommene Reise zu unserem Nachbarplaneten. Dies war eine wirklich interessante und inspirierende Erfahrung. Mein Dank geht an meine Kollegen an der Freien Universität Berlin, insbesondere Herrn Dr. Kneissl, Herrn Gross und Frau Musiol sowie Herrn Walter, Herrn Platz, Herrn Dr. Michael und Frau Balthasar, mit denen ich viel Zeit verbracht habe, um unsere Forschungsergebnisse zu diskutieren, uns gegenseitig auf die Sprünge zu helfen oder uns anderweitig bei Laune zu halten. Und schließlich bedanke ich mich von Herzen bei Marie Espinasse, die mich auf so viele Weisen auf meinem Weg unterstützt hat. VII Abstract The Martian history has recently been divided into three eras, based on the predominating aqueous sediments formed in them, with a "phyllosian" during the Noachian period, during which relatively warm and wet climatic conditions led to the formation of phyllosilicates, a "theiikian era" in the Hesperian, dominated by sulfate-rich deposits formed during relatively shortlived climatic excursions from an otherwise cold and dry climate caused either by episodes of enhanced volcanic activity or variations of the orbital parameters of Mars, and a "siderikian era" in the Amazonian, in which anhydrous conditions allowed only the anhydrous formation of ferric oxide, giving Mars its red colour. In this thesis, these hypotheses are tested by investigating phyllosilicate-rich and sulfate-rich deposits in three selected regions of Mars using data from the imaging spectrometers Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA) and the Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM). Both instruments operate in the visible to short-wave infrared spectrum. The hyperspectral data are analyzed using dedicated software and interpreted together with topographic data and imagery from various sensors combined in a geographical information system. The study area located between Terra Cimmeria and Terra Sirenum features enigmatic knob fields, comprising Ariadnes Colles, Atlantis Chaos and Gorgonum Chaos. They have previously been mapped as Hesperian or Amazonian units and contain Mg-Fe bearing smectites and locally Al-rich phyllosilicates. This thesis shows that the mounds are erosional remnants of a once contiguous layer, the "Electris deposit", described in previous studies as a fine-grained, possibly glass-rich unit of proposed eolian origin, altered into phyllosilicates. Based on cross-cutting relationships, an upper Noachian age below the Hesperian "ridged plains" unit (Hr) is proposed. A younger, precipitation-fed valley network filled a lake in the Gorgonum basin and small bodies of water in which chlorides formed. The second and third study investigate sulfate-rich light-toned deposits (LTD) in the Vallis Marineris region (Juventae Chasma and Ophir Chasma), which are partly analyzed using the linear spectral unmixing scheme MELSUM. These deposits are spectrally dominated by kieserite or szomolnokite, which are locally overlain by polyhydrated sulfate deposits as well as jarosite, iron oxides and unidentified phases with absorptions at 2.21 μm or 2.23 μm. Various processes are proposed for the formation of the individual outcrops. The topographic distribution of the deposits in Ophir Mensa is inconsistent with a standing body of water and a formation from evaporating groundwater infiltrated into previously sulfate-free deposits is favored. In contrast, a formation in a lake, playa or under a glacier is consistent with the mineralogy of the central valley of Ophir Chasma and its flat, low-lying topography. The sulfate outcrops on the southern chasm VIII wall are found on local ridges, which cannot have been reached by groundwater. Here, a water supply from the atmosphere by rain, snow, fog or frost is more conceivable. The three studies in this thesis confirm the postulated correlation between the types of aqueous mineral formation and the stratigraphic periods observed elsewhere on Mars. The phyllosilicates in the Terra Cimmeria/Terra Sirenum region formed during the Noachian at the surface, indicating a climate that allowed the existence of liquid water. The Hesperian-aged, sulfate-rich deposits in Vallis Marineris are best explained by evaporating groundwater, consistent with their location in zones of groundwater upwelling, as shown by previous researchers. The role of magmatic heating vs. climate variations caused by changes of the orbital parameters remains elusive. Although the groundwater upwelling may have been driven or facilitated by heat induced into the subsurface by volcanic activity, the post-Noachian valley networks in the Terra Cimmeria/Terra Sirenum study area and the jarosite-rich deposits on the walls of Ophir Chasma indicate precipitation and run-off, which cannot be explained by volcanic heating of the subsurface alone but require a regional or global climatic excursion towards higher temperatures, possibly related to variations in the orbital parameters of Mars. IX Zusammenfassung Aktuelle Studien unterteilen die Klimageschichte des Mars anhand der dominierenden, im Zusammenhang mit Wasser gebildeten Sedimente in drei Epochen, das "Phyllosian" während des Noachiums, in der ein wärmeres und feuchteres Klima zur Bildung von Tonmineralen führte, das "Theiikian" im Hesperium, dominiert von sulfathaltigen Ablagerungen, die in kurzen klimatischen Abweichungen von einem überwiegend kalten und hyperariden Klima, ausgelöst entweder durch verstärkte vulkanische Aktivität oder Änderungen der Orbitalparameter des Mars, abgelagert wurden, und das "Siderikian", in dem durch die hyperariden Umweltbedingungen lediglich der eisenoxidreiche rote Staub entstand, der dem Mars seine Farbe gibt. In diese Doktorarbeit werden diese Hypothesen getestet, indem phyllosilikat- und sulfatreiche Ablagerungen in drei ausgewählten Gebieten anhand von Daten der abbildenden Spektrometer OMEGA und CRISM untersucht werden. Beide Instrumente arbeiten im Bereich des sichtbaren bis kurzwelligen Infrarotspektrum. Die Hyperspektraldaten werden mit verschiedenen Methoden ausgewertet und in Kombination mit Topographie und Bilddaten zahlreicher Kamerasysteme interpretiert. Im Untersuchungsgebiet zwischen Terra Cimmeria und Terra Sirenum befinden sich die Hügelfelder Ariadnes Colles, Atlantis Chaos und Gorgonum Chaos. Sie wurden in früheren Arbeiten als hesperische oder amazonische Ablagerungen kartiert und enthalten Mg- und Fe- reiche Smektite und untergeordnet Al-reiche Tonminerale. Diese Arbeit zeigt, dass die Hügel Erosionsreste einer ehemals zusammenhängenden Formation waren, dem "Electris deposit",