A continuación se analiza de una forma muy general el relieve marciano, utilizando el esquema de los procesos geomórficos de Thornbury (1969). Cabe destacar, naturalmente, que dicho esquema no encaja por completo en el medio marciano, ya que allí no hay, como en la Tierra, la influencia de los organismos vivos, incluido el hombre; además, está el hecho de que en Marte, hoy en día, no hay agentes erosivos como son: el agua de lluvia, la escorrentía y el oleaje. En cuanto a la escorrentía, fue más importante en épocas pasadas, y existe cierta polémica de si ocurren o no pequeños flujos de agua sobre las vertientes.
1. Procesos internos
Aunque en Marte no hay tectónica de placas como en la Tierra, hay rasgos de la superficie marciana que indican por sí solos la influencia de la dinámica interna del planeta en la conformación del relieve (Fig. 1). Bajo el llamado domo de Tharsis se levantó la corteza entre 6 y 9 km de altura. Esta deformación posee un ancho de 3.000 km y un largo de 4.000 km. Se cree que esta región se formó a partir de corrientes convectivas en el manto del planeta. Dicho domo es el asiento de tres volcanes alineados de suroeste a noreste: Arsia, Pavonis y Ascraeus (Derruau, 1991). Los grandes volcanes de Marte son escudos tipo hawaiano, con calderas encajadas; presentan efusiones laterales de lava y "eyectas fluidizados", formas parecidas a los glaciares de roca terrestres (Strahler, 1981). El volcán Olympus Mons posee una altura de 24 km (fig. 2); es decir, 2,7 veces más alto que el monte Everest, la montaña más alta de la Tierra. Una de las razones de las dimensiones del Olympus es la baja gravedad de Marte, 1/3 de la terrestre; el otro factor es la baja intensidad de los procesos denudativos, los que se explican más adelante.
La superficie marciana presenta innumerables grietas o fallas producto de la misma dinámica de la corteza. Aunque el Valles Marineris (sistema de cañones o valles profundos cerca del ecuador) debe su origen más que todo a antiguos flujos de agua líquida, su forma rectilínea puede estar íntimamente relacionada con una megafractura o sistema de fracturas que hizo las veces de un plano de debilidad que favoreció la socavación.
Fig. 1. Mapa completo del planeta Marte. Dentro de los rasgos más destacados figuran los volcanes (1) y el sistema de valles conocido como Valles Marineris (2). Las manchas blancas en los extremos norte y sur son los casquetes polares. Fuente: astronomia.com, 2007.
Fig. 2. El Olympus Mons es el volcán más alto del sistema solar (24 km); su origen es similar al de los volcanes hawaianos: erupciones tranquilas y lava fluida. Fuente: astronomia.com, 2007.
2. Procesos externos
El aspecto rojizo y polvoriento que exhibe la superficie marciana es el producto de antiguos y prolongados procesos de meteorización química como la hidrólisis y la oxidación de los minerales constituyentes de las rocas. En análisis químicos realizados por el explorador Opportunity en la depresión de un cráter, se determinó la existencia de hematita, mineral que se produce en presencia de agua (Morton, 2004), lo cual es evidencia de que el lugar estudiado estuvo alguna vez bajo el agua. Dentro de los procesos de meteorización física, no se sabe hasta qué punto puede ocurrir la termoclastia en la disgregación de las rocas marcianas, ya que en verano la temperatura del aire alcanza sólo un máximo de hasta 17 ºC; el promedio de las temperaturas es de -33 ºC (Microsoft, 2004) y son normales las fluctuaciones hasta de 100 ºC. El crioclastismo pudo haber sido más importante en el pasado, cuando la abundante agua líquida se congelaba entre las grietas de las rocas al bajar las temperaturas.
Los movimientos en masa de las vertientes son más factibles de suceder en las laderas más empinadas como son las paredes de los cráteres y cañones. Cabe destacar que, siendo la fuerza de gravedad inferior a la de la Tierra, procesos como las caídas y rodaduras de rocas son mucho menos espectaculares, y deben aportar materiales con extrema lentitud.
Hay rasgos evidentes, como sucede hacia los bordes de los volcanes y cráteres meteóricos, sobre la formación de flujos de tierras de aspecto corrugado, parecidos en su forma a las coladas de barro o a los glaciares de roca de la Tierra. La cuestión radica en cómo pudo el hielo derretirse ante una presión atmosférica tan baja (6 milibares), porque en estos casos sólo es posible que, cuando la temperatura supera los 0 ºC el agua en estado sólido se evapora, proceso conocido como sublimación. Por otra parte se afirma que el agua puede derretirse sólo si se acusan leves aumentos en la presión atmosférica (ciencia.nasa.gov, 2003). Otros científicos atribuyen como causa de la fluidización del suelo congelado de Marte, el ascenso de aguas termales a través de las fracturas del basamento rocoso.
En las laderas que se inclinan hacia el centro de los cráteres marcianos, se observan múltiples canales que se asemejan al caso del patrón de drenaje centrípeto de la Tierra (Fig. 3), lo cual ha llamado poderosamente la atención en los científicos, puesto que una de las causas que pueden explicar su formación es el agua corriente; según Morton (op. cit.) hay quienes les llaman "rayas de pendientes" u "hondonadas marcianas"; dicho autor indica que se originan gracias a avalanchas de polvo, aunado esto quizás a aumentos de la presión por parte del vapor de agua o a la formación de diminutas cantidades de agua líquida; hay quienes creen en la influencia de acuíferos salinos, un tanto más difíciles de ser congelados. En sí, se ha determinado que este es uno de los procesos más dinámicos de la superficie marciana.
Fig. 3. Hondonadas radiales sobre las paredes del cráter Newton. Se supone que se originan por avalanchas de polvo animadas por pequeñas cantidades de agua líquida. Fuente: ciencia.nasa.gov, 2001.
La formación de múltiples redes de cauces en Marte se debe en su mayor parte al agente fluvial. En la actualidad, el fondo de los valles no tiene agua corriente, pero se trata de cauces que fueron modelados bajo la influencia de condiciones climáticas distintas, ya que supuestamente en el pasado hubo un clima más cálido y húmedo que permitía la formación de lluvias, ríos y lagos (idoneos.com, 2007). Otra teoría maneja la posibilidad de que erupciones volcánicas y/o el ascenso de aguas cálidas dio lugar a un cuantioso derretimiento de hielo, lo que produjo la red de ríos que elaboraron los cañones (Fig. 4). El Valles Marineris es un sistema de valles encañonados con 5.000 km de largo, casi la misma longitud del río Nilo; con 160 a 200 km de anchura; y con una profundidad máxima de 7 km, casi la misma altitud del pico más alto de Los Andes: el Aconcagua. En las vertientes de dicho sistema de valles se observa claramente la estratificación del basamento rocoso (¿qué tipos de rocas?) (Fig. 5), lo que pudiera servir de ayuda a los científicos sobre la evolución histórica del planeta (astronomia.com, 2007).
Un estudio de simulación con un eje rotacional de 45º (en la actualidad es de 25º), dio como resultado que las condiciones climáticas favorecieron la formación de gigantescos glaciares en la zona ecuatorial de Marte, siendo esta la causa principal del Valles Marineris (consumer.es, 2006). Sin embargo, las vertientes de los cañones no se observan lo suficientemente pulidas como suele ocurrir bajo los glaciares terrestres. El hielo es un agente importante en la fisonomía actual del planeta, aunque no se tiene idea acerca de los movimientos de los glaciares en los polos ni sobre la actividad erosiva en el basamento rocoso. Supuestamente, la acumulación de hielo seco (congelación del CO2) en el invierno polar puede comprimir las capas de hielo de agua subyacentes (permanentes), lo cual de alguna manera debe incrementar el movimiento glaciar y su correspondiente actividad erosiva. Hay vestigios de que hace millones de años atrás, en las bajas latitudes marcianas, el glaciarismo fue un agente importante en el modelado de las vertientes (solociencia.com, 2007) (Fig. 6).
Fig. 4. El Vallis Nirgall es supuestamente la huella de una antigua corriente de agua, originada en unas condiciones climáticas distintas a las de hoy; aunque puede haber otros mecanismos que expliquen su formación. Fuente: ciencia.nasa.gov, 2001.
Fig. 5. Sector dentro del Valles Marineris: Relieve con mesas alargadas y valles desarrollados sobre rocas estratificadas (la base del rectángulo mide 3 km). Fuente: astronomia.com, 2007.
Fig. 6. Montaña afectada por erosión glacial: se observa en la vertiente la cicatriz de socavación o circo y en la base la acumulación corrugada de los derrubios desprendidos. Fuente: solociencia.com, 2007.
La actividad eólica es en el presente marciano de gran importancia, ya que el viento es capaz de erosionar, transportar y acumular partículas. Entre la primavera y comienzos del verano del hemisferio norte, cuando se recalientan las latitudes hacia el sur del ecuador, los vientos se hacen más intensos y se desatan tormentas de polvo que pueden oscurecer la superficie durante semanas o meses. Se trata de un polvo muy fino que tarda en precipitarse (astronomia.com, 2007). Los tornados que se generan aquí son mucho más grandes que los que se forman en la Tierra. El viento, en efecto, puede erosionar por abrasión las rocas de la superficie, creándoles formas ahuecadas y caras pulidas (Fig. 7). Han sido reportadas dunas tipo barján en el fondo del cráter Kaiser, hacia el sur del planeta (Fig.8); una de tales formas mide 475 m de altura por 6,5 km de ancho (Cernuda, 2005). La altura exagerada de estas dunas obedece lógicamente al hecho de que la fuerza de gravedad es menor que en la Tierra; en consecuencia, hay más estabilidad en la acumulación de granos de arena.
Fig. 7. Las formas ahuecadas y pulidas de las rocas en la superficie marciana son seguramente el resultado del efecto abrasivo del viento. Fotografía tomada por el explorador Opportunity. Fuente: astronomia.com, 2007.
3. Procesos extramarcianos
Marte está saturado de cráteres meteóricos (astroblemas) de distintos tamaños y edades. El hemisferio sur ha sido el más afectado por tales impactos. La permanencia de estos relieves nos da una idea comparativa acerca de la influencia que tiene una atmósfera densa como la de la Tierra, la cual facilita la erosión a través de agentes como la lluvia y la escorrentía; la atmósfera terrestre, además, hace las veces de filtro o de escudo protector ante la arremetida de los meteoritos, al menos de los de menor envergadura. Los astroblemas marcianos más antiguos exhiben filos circulares un tanto desgastados por la erosión; en cambio, los más recientes presentan un anillo más nítido y continuo. Los cráteres de Marte son menos profundos que los de la Luna, debido a que en el primer caso son afectados por la acción de agentes erosivos como el viento (Fig. 9). Estos relieves presentan cierta variedad en cuanto a formas y tamaños, lo cual depende de factores como las dimensiones y la velocidad del meteorito, así como del tipo de materiales donde se estrellan (tipos de rocas).
Fig. 8. Dunas en forma de media luna sobre depresiones escarchadas en la región sur de Marte. Foto tomada por el Mars Global Sorveyor. Fuente: Cernuda, 2005.
Fig. 9. La inusual configuración del cráter Lowell plantea la siguiente interrogante: ¿El anillo en la parte central se debe a un segundo impacto? El diámetro del anillo exterior es de 201 km. Fuente: astronomia.com, 2007.
Conclusiones
Marte, a pesar de ser más pequeño que la Tierra es un planeta de formas de relieve cuyas dimensiones en ciertos casos baten los récords del sistema solar (volcanes, valles, dunas). La superficie de ese planeta es hasta ahora fácil de describir, debido a la extensa información cartográfica obtenida a través de las naves espaciales; sin embargo, la explicación sobre el origen del relieve se remite en muchos casos a hipótesis, por cuanto hay ciertos procesos que son difíciles de dilucidar. La ignorancia se debe a que la información recabada por las naves espaciales todavía es insuficiente; y otra de las razones es que la experiencia que se tiene de la Tierra no es del todo extrapolable al planeta Marte.
Referencias
Cernuda, O. (2005). Hielo, ríos y glaciares en Marte. En: www.elmundo.es.
Derruau, M. (1991). Geomorfología. Ed. Ariel, 2da Edición. Barcelona. 528 p.
Microsoft Corp. (2004). Enciclopedia Encarta. Información virtual.
Morton, O. (2004). Planeta hielo. En: Nacional Geographic. Enero, 2004. México. P. 3-31.
Strahler, A. (1981). Geografía física. Ed. Omega, 5ta Edición. Barcelona. 667 p.
Thornbury, W. (1969). Principles of geomorphology. John Wiley & Sons, Inc. 2nd Edition. New York. 594 p.
ww.ciencia.nasa.gov (2003). Marte se derrite.
www.idoneos.com (2007). Hielo en Marte: agua congelada y dióxido de carbono congelado.
www.astronomia.com (2007). Estratos de Marte.
www.astronomia.com (2007). Atmósfera de Marte.
www.consumer.es (2006). Las depresiones y valles de Marte son obra de antiguos glaciares.
www.solociencia.com (2007). Origen de los misteriosos glaciares tropicales marcianos.
Autor:
Jesús Enrique Santiago
Geógrafo. Profesor Agregado. Cátedra de Geomorfología. Escuela de Ciencias de la Tierra, UDO.
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