La superficie del planeta Marte (página 2)

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.