miércoles, 22 de mayo de 2013

Marte: todo lo que tienes que saber del planeta rojo. Parte 3ª: geología marciana.

Características geológicas de Marte

Ahora nos centraremos un poco más en las peculiaridades geológicas del planeta rojo. ¿Qué tiene Marte que lo hace tan diferente y especial entre los planetas del Sistema Solar?

Entre el pico más elevado del planeta y la cuenca más profunda del planeta rojo, encontramos una diferencia de 30.000 metros. El punto más bajo del planeta es la inmensa cuenca de impacto Hellas, cuyo borde exterior está marcado por un anillo de montañas de más de 1.000 kilómetros de ancho. Este cráter se excavó durante el bombardeo intenso, y buena parte del enorme volumen de roca arrancada contribuyó a formar el elevado terreno circundante.


El punto más alto es el Monte Olympo, que se eleva hacia el cielo 25.000 metros, lo que lo sitúa por encima de la mayor parte de la atmósfera marciana.

En este mapa que se recoge la altura de los terrenos marcianos, se puede contemplar la diferencia de alturas entre los hemisferios marcianos. En la parte inferios izquierda se observa la cuenca Hellas y en la superior derecha el monte Olympo.


Pero tal vez el rasgo geográfico más importante de Marte lo constituya la gran diferencia de altura entre el terreno del hemisferio norte y el del sur. Las regiones montañosas del sur son muy frías y están muy craterizadas desde el bombardeo, mientras que la cuenca norte es sobre todo llana y uniforme, lo que delata su juventud.

Existen tres hipótesis principales para explicar esta diferencia. Una de ellas propone una convección desigual entre ambos hemisferios, cuando el interior de Marte era geológicamente activo: en el hemisferio sur predominaban movimientos descendentes del magma, mientras que en el norte predominaba el ascenso. De ese modo se formaron grandes coladas de lava en el hemisferio norte, que cubrieron regularmente los cráteres que se iban formando, dejándolo relativamente liso. Aún no tenemos suficientes datos que confirmen o refuten esta teoría: hacen falta más tiempo y estudios más detallados en varios puntos del planeta, pero, desde luego, es posible que sea la respuesta.

Otra posible respuesta es que, por cosas de la probabilidad, se hayan producido múltiples impactos de asteroides en el hemisferio norte, con lo que lo que vemos podría ser una especie de cráter múltiple, una superposición de muchos otros. Aunque no tenemos ningún dato que haga imposible esta hipótesis, parece estadísticamente improbable, por lo que tiene muy pocos adeptos.

La hipótesis final, que ha ganado adeptos últimamente, es la del impacto gigante: el hemisferio norte está relativamente liso y es homogéneo porque es un cráter, el resultado de un impacto descomunal. Antes de ese impacto, la superficie de ambos hemisferios probablemente era parecida (como la del hemisferio sur actual). Desde luego, de haberse producido, tuvo que ser un choque cataclísmico y, de ser efectivamente un cráter, es el cráter de impacto más grande de todo el Sistema Solar. Todavía hace falta saber más para decidir si esta hipótesis es la correcta, pero ¿no es sugerente imaginar ese choque?

Sea cual sea la razón de ese contraste tan grande, la consecuencia es que casi todos los accidentes geográficos más interesantes de Marte están en el hemisferio sur o cerca del ecuador, aunque no todos.

Vulcanismo en Marte


Los volcanes de la región Tharsis son entre 10 y 100 veces más grandes que la media de los terrestres. Las coladas volcánicas también son más extensas que las de nuestro ploaneta. Ello se debe probablemente, a los ritmos de erupción más continuos y a la menor atracción gravitatoria de Marte. Una de las razones por las que se pudieron formar volcanes tan grandes en el planeta rojo es porque las regiones más calientes del manto, o puntos calientes, se mantuvieron fijas respecto a la superficie durante centenares de millones de años, dada la débil tectónica de placas presente.



Monte Olympo





Tectónica de placas y magnetismo en Marte


Geometría de las placas propuesta por Sleep.
 En 1994, Norman Sleep, un geofísico de la Universidad de Stanford (Estados Unidos), propuso que Marte había experimentado una etapa, corta y antigua, de tectónica de placas. Aunque al principio este artículo fue ignorado por la comunidad científica, su interés se retomó tras las observaciones de la Mars Global Surveyor.

 Los geólogos planetarios señalan diversas estructuras marcianas como señales de estos procesos. Por ejemplo, se han detectado zonas de subducción en el valle de Ares, con una disposición de rocas similares a las que se da en la Tierra en estas zonas. Además, la alineación de los volcanes cercanos al valle Marinelis se parecen a los que se observan en las fallas terrestres.
Simulación de la actividad convectiva en el planeta rojo que dio lugar al volcán Olimpo.

 A pesar de estas similitudes con nuestro planeta, se sabe que la tectónica de placas de Marte es diferente a la de la Tierra.  Mientras que la litosfera terrestre se encuentra dividida en grandes placas, la litosfera marciana parece inmóvil y determina la formación de domos gigantescos, de unos cientos kilómetros de altura, y varios centenares de kilómetros de diámetro, que contienen grandes volcanes, como el monte Olimpo. Además, en el pasado, Marte tuvo un equilibrio térmico diferente al actual, con un núcleo con una actividad similar al terrestre que proporcionaría el calor necesario para posibilitar la dinámica de la litosfera. Ahora, el manto se ha enfriado lo suficiente como para detener la tectónica de placas.

Pero no podemos comprender el pasado geológico de Marte si no analizamos el magnetismo del planeta. El planeta rojo no posee un campo magnético dipolar como el de la Tierra. Por ello cuando la Mars Global Surveyor captó este tipo de señal, los científicos apuntaron a que procedería de un magnetismo remanente o fósil en las rocas. Pero dos características llamaron la atención de los científicos: el magnetismo estaba distribuido de forma muy irregular sobre el planeta, y presentaba, al igual que en las rocas terrestres, máximos y mínimos alternantes, con una estructura bandeada.
Campo magnético remanente fosilizado en las rocas de la superficie marciana. (Connerney et al, 2000)
En la Tierra, este bandeado magnético revolucionó la geología de los años 60.La tectónica de placas provoca la formación de rocas basálticas, que forman los fondos oceánicos. En estos basaltos cristalizan la magnetita y otros minerales magnéticos, que al enfriarse adquieren la dirección del campo magnético presente en ese periodo. Pero el campo magnético no es estable, por lo que el estudio de este magnetismo fósil nos permite reconstruir el pasado magnético terrestre.

A diferencia de en la Tierra, las rocas marcianas con magnetismo remanente pertenecen a las tierras altas, es decir, a las equivalentes rocas continentales terrestres. Y aunque también las rocas continentales de nuestro planeta presentan estas anomalías magnéticas, éstas se forman por colisión de fragmentos oceánicos en una zona de subducción litosférica, un proceso no aplicable a la geometría de las bandas marcianas.

Otros rasgos de la geología marciana requieren una etapa de tectónica de placas. Por ejemplo, la diferencia de altitud entre las tierras bajas y altas de Marte, cuyo símil serían los taludes continentales de los océanos terrestres, formados cuando los continentes se separan. Otra zona, conocida como Arabia Terra, pudo haberse originado por un proceso de subducción, lo que originó un borde constructivo detrás del arco volcánico de Tharsis.
 
En 1989, Kent Condie, de la Universidad de Nuevo México, sugirió que Marte atravesó un periodo de actividad tectónica activa durante unos 100 ó 200 millones de años, hace unos 4.000 millones de años. Llegó a esta conclusión tras adoptar la hipótesis de que los planetas terrestres, en su proceso evolutivo temprano, estaban cubiertos por océanos de magma. El calor de estos océanos fue enfriándose exponencialmente, lo que provocó un periodo de tiempo o ventana, en la que se produjo un intervalo térmico comprendido entre la adquisición de una litosfera rígida, y el enfriamiento del manto que haría imposible la convención.

En esta fase inicial de altas temperaturas, el campo magnético marciano quedó fosilizado en sus rocas. Aunque este magnetismo pudo ser generado por el magma que cubría la superficie marciana, la mayoría de los científicos apuntan su origen a la actividad generada por el núcleo de Marte.
Cuenca Argyre.
Un área importante que avala este estudio son las grandes cuencas de impacto Hellas y Argyre, con 2.000 y 800 kilómetros de diámetro respectivamente. Los científicos datan estas estructuras de hace entre 4.000 y 3.900 millones de años, y no presentan magnetismo remanente. Puesto que en estas estructuras debieron formarse grandes lagos de lava, debería haber un magnetismo remanente. Al no existir, los geólogos sugieren que no había un magnetismo apreciable en Marte en aquella época. Esta ausencia de magnetismo se ha interpretado de dos formas: o bien el campo magnético se había extinguido ya, o bien aún no había comenzado a actuar. La mayoría de los geofísicos planetarios son de la primera opinión. Su principal argumento es que, puesto que la corteza donde se hallan las grandes bandas magnetizadas parece anterior a las cuencas de impacto, el pensar en un campo post-impactos equivaldría a imaginar dos etapas de magnetismo marciano separadas por un intervalo sin magnetismo.
Existen todavía muchos interrogantes sin responder. Por ejemplo, los científicos no saben cómo relacionar la existencia de un magnetismo tan breve en el tiempo con un vulcanismo cuyas evidencias persisten hasta el presente, ya que en un principio los dos fenómenos deberían estar conectados. Y si la tectónica de placas de Marte ya no es activa, ¿qué mecanismo es el que produce las fallas observadas de cientos de kilómetros de longitud?
Francis Nimmo y David Stevenson han propuesto sendas teorías para tratar de dar luz a estas preguntas. Según estos científicos Marte atravesó hace más de 4.000 millones de años una efímera tectónica de placas. Durante este periodo el manto se fue refrigerando mediante la circulación convectiva que hizo aumentar la viscosidad del manto, acabando con ello, la movilidad litosférica. A partir de este momento, el manto comenzó a acumular calor que no pudo liberarse a través de la tectónica de placas, hasta que su temperatura se acercó a la del núcleo marciano. En un momento dado la diferencia de temperatura entre el manto y el núcleo fue tan pequeña que la convención del núcleo quedó inhibida, ya que este fenómeno no se produce si no hay una superficie superior más fría, siendo esta la causa que puso fin a la actividad geodinamo de Marte. Con esta teoría, Nimmo y Stevenson hacen que la tectónica de placas sea la causa y no el efecto del campo magnético del planeta rojo. A este modelo aún le queda un largo camino para ser comprobado, ya que aún queda sin resolver por qué algunos meteoritos marcianos formados en épocas posteriores, poseen un magnetismo remanente. Además, si los volcanes de Marte tienen su origen en puntos calientes, para que se generen estos, se precisa de un núcleo más caliente que el manto.
La Mars Global Surveyor reveló que el hemisferio Norte emite más calor, lo que es coherente con su ausencia de magnetismo remanente, y con la suposición de que se trata de corteza más joven que la de las tierras altas del Sur. La presencia de hierro en el manto marciano es el doble del existente en la Tierra, lo que podría explicar los altos valores de la magnetización remanente: el campo magnético de Marte no habría sido tan intenso, sino que las rocas de este planeta son grabadoras de primera calidad. Por otra parte, la zona de Arabia Terra parece tener una corteza de espesor intermedio entre las de los dos tipos, lo que es compatible con la subducción y adelgazamiento cortical bajo esta región.


Escala de tiempo geológica de Marte


La escala de tiempo geológica de Marte se fundamenta en tres amplias épocas, definidas por el número de cráteres de impacto de la superficie; las superficies más antiguas poseerían más cráteres. Estas eras son denominadas mediante lugares de Marte que pertenecen a esos períodos. La datación precisa de esos periodos no es conocida debido a la existencia de varios modelos diferentes que intentan explicar la tasa de la lluvia meteórica sobre Marte, por lo que las fechas proporcionadas son aproximadas. De la más antigua a la más reciente, estas épocas son:

    Noeico (o Era Noeica), así llamado por Noachis Terra: abarca desde la formación de Marte hasta hace unos 3.800 - 3.500 millones de años. Las superficies noeicas están salpicadas de numerosos cráteres de impacto. Se piensa que el abultamiento de Tharsis se formó en este periodo, con extensas inundaciones de agua líquida al final de esta era.

    Hespérico (o Era Hespérica), así llamado por Hesperia Planum: abarca entre hace 3.500 y 1.800 millones de años. Esta era se caracteriza por la formación de extensas planicies de lava.

    Amazónico (o Era Amazónica), así llamado por Amazonis Planitia: abarca entre hace 1.800 millones de años y el momento presente. Las regiones amazónicas muestran escasos cráteres de impacto, que sin embargo son bastante variados. Olympus Mons se formó en este periodo, junto con otras importantes coladas de lava en otros lugares de Marte.




Cuevas marcianas


Las cuevas marcianas han podido formarse por el colapso de los tubos de lava. Algunos estudios indican que en su interior se podrían dar las condiciones suficientes como para poder albergar agua en estado líquido. Se han encontrado este tipo de formaciones cerca de los Montes Tharsis y en las regiones de Elysium.




Dunas marcianas


Uno de los agentes constructores de los paisajes marcianos más singulares es el viento. Así pues, surgen campos de dunas que fotografiadas desde el espacio forman preciosas formas y paisajes.



Algunos cráteres marcianos


Bonneville

Cassini

Dennin

Endeavour
Erebus


Catenas marcianas


Una catena en el planeta Marte se forma cuando varios cráteres de impacto de tamaño similar están suficientemente cercanos unos de los otros, de manera que forman una cadena, dejando en la geografía del planeta, características peculiares.

Artynia catena





Tractus catena







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