El 'salvaje oeste' del sistema de zanjas Acheron Fossae de Marte

Imágenes de la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) a bordo del orbitador Mars Express de la ESA muestran la parte occidental del vasto sistema de fosas tectónicas de Acheron Fossae en Marte.

La región en el campo de visión de la cámara se encuentra a unos 1.200 kilómetros al norte del Monte Olimpo, el volcán más alto de nuestro Sistema Solar. La cordillera, en forma de medialuna, se extiende a lo largo de aproximadamente 800 kilómetros, fusionándose con las llanuras de Arcadia y Amazonis en sus lados norte y oeste. Al sur, el sistema se encuentra con la masa del deslizamiento de tierra al pie de los flancos del Monte Olimpo.

Acheron Fossae se caracteriza por grandes y profundas rupturas (fallas) en la superficie marciana. Estas fracturas lineales son un ejemplo clásico de lo que los geólogos denominan paisaje de fosas y mesetas: un patrón de bloques de corteza elevados y hundidos que discurren paralelos. Estas estructuras tectónicas emanan de la actividad geológica interna de un planeta, donde la roca caliente y maleable, o incluso el magma fundido del manto planetario (la gruesa capa de roca entre la corteza y el núcleo metálico), asciende a la superficie. Este proceso también se conoce como convección del manto, informa en un comunicado el DLR, la agencia espacial alemana, que opera la cámara HRSC.

La presión desde abajo estira la superficie, que a su vez se agrieta a lo largo de las fallas, provocando que los bloques de corteza se hundan, mientras que los bloques elevados vecinos permanecen en su lugar. Acheron Fossae probablemente se formó hace aproximadamente entre 3.700 y 3.900 millones de años, en el período Noéico, cuando Marte alcanzó su máxima actividad geológica. Con el tiempo, muchas de las depresiones se han rellenado con diversos tipos de material, probablemente depósitos arrastrados por los glaciares con su hielo.

En las imágenes de HRSC, varias depresiones profundas de diferentes profundidades atraviesan el lado norte derecho de la escena. Una inspección más detallada revela material liso con un patrón aerodinámico en el fondo de estas depresiones. Conocidas como relleno de valles lineales (LVF), estas características generalmente se forman por el flujo lento de escombros incrustados en el hielo glacial. Se cree que los depósitos están compuestos principalmente de hielo cubierto por una capa de escombros, similar a los glaciares en bloque de la Tierra.

Depósitos como estos se encuentran a menudo en paisajes periglaciares, que permanecen congelados casi todo el año. Esto ocurre tanto en Marte como en la Tierra. Su presencia sugiere que la región experimentó alternadamente períodos fríos y cálidos, impulsados por ciclos recurrentes de congelación y descongelación. Estas fluctuaciones climáticas se deben a cambios en los parámetros orbitales de Marte, en particular a la variación de la inclinación de su eje de rotación.

A diferencia de la inclinación del eje de rotación de la Tierra, que es relativamente constante en aproximadamente 23,5 grados y se ha mantenido estable durante miles de millones de años gracias a nuestra Luna, la inclinación axial de Marte fluctúa de forma más pronunciada y frecuente debido a la influencia gravitacional de otros planetas.

Estas variaciones ocurren con un período de tan solo cinco millones de años, lo que las hace frecuentes y relativamente rápidas. Como resultado, la cantidad de radiación solar recibida en Marte varía en diferentes latitudes, lo que provoca cambios en el clima marciano y redistribuye el hielo en la superficie. Durante los períodos de alta inclinación, el hielo se extiende desde los polos hacia las latitudes medias. Cuando la inclinación es menor, como ocurre actualmente, el hielo retrocede hacia los polos, pero deja rastros que aún son visibles en el paisaje.