Pero sobre todo, con la gran mejora en nuestras capacidades fotográficas, hemos descubierto que el Sistema Solar, lejos de ser un lugar inerte plagado de cráteres, exhibe una gran variedad de paisajes, de formas y de colores que no solo impresionan por su historia, sino por su belleza.

El reto técnico que supone la toma de estas imágenes es increíble. Imaginad que hay que apuntar una cámara hacia un lugar concreto de la superficie de Marte, sin que la foto salga movida… ¡mientras te mueves a una velocidad de unos 3 kilómetros por segundo!

Y es precisamente gracias a la espectacularidad y singularidad de estas imágenes el hecho de que nos ayuden a transmitir mejor no solo su significado, sino que también sirven para inspirar a las futuras generaciones a seguir buscando respuestas y romper las fronteras de nuestro conocimiento.

Con este artículo pretendo dar un esbozo sobre algunas características geológicas del planeta Marte usando algunas de las imágenes más espectaculares tomadas por la cámara HiRISE, que viaja a bordo de la Mars Reconaissance Orbiter, en órbita del planeta rojo desde Marzo de 2006 y que nos ha demostrado que lejos de ser un planeta inmutable, sigue evolucionando.

Los acantilados terrestres son a menudo escenario de deslizamientos producidos por diversos factores: desde la inestabilidad gravitatoria, pasando por la erosión, a los efectos del agua sobre los distintos estratos pueden forzar este tipo de eventos rápidos sin previo aviso.

En esta imagen tomada en uno de los escarpes de hielo y roca del Polo Norte de Marte, se observa una avalancha en el momento de estar ocurriendo, pero en los bordes del escarpe se observan también los restos de avalanchas ocurridas en otros momentos como manchas blanquecinas y rocas sueltas de distintos tamaños, indicando que son procesos bastante comunes, y que han sido capturados ya en distintas ocasiones.

La altura del escarpe es de unos 700 metros y la nube de polvo y hielo fruto de la avalancha tiene aproximadamente unos 180 metros de ancho por unos 200 de longitud. Se estima a través de distintas medidas que estas nubes llegan a alcanzar velocidades de hasta 50 km/h ladera abajo.

La ocurrencia de estas avalanchas en Marte puede ser debida a factores tales como movimientos sísmicos, la velocidad del viento, el impacto de meteoritos o, estacionalmente, cuando el dióxido de carbono comienza la sublimación que pueden desestabilizar partes del escarpe.

Además del hecho de que se produzcan avalanchas que modifican el relieve, la existencia de estos escarpes ayuda a dejar expuestas las capas de hielo y sedimentos que han estado apilándose durante cientos de miles de años, o quizás más, y que pueden aportar pistas fundamentales para comprender la historia reciente del planeta.

Marte es un desierto. Helado, pero seco. Y creo que cuando todos pensamos en desiertos, nos imaginamos una gran extensión de dunas de arenas amarillas, algo parecido a la imagen que tenemos del desierto del Sahara.

Puesto que prácticamente toda la actividad geológica interna de Marte ha cesado (al menos que podamos ver), los procesos dominantes en su superficie están relacionados con los agentes externos, y en el caso de Marte, el más importante es el viento, que sigue moviendo materiales y esculpiendo las rocas.

De hecho una de las formas que más cambian en el planeta son las dunas allá dónde el régimen de viento sigue activo y con fuerza suficiente para mover los granos de arena, aunque es posible que también existan campos de dunas fósiles, que no registren movimiento porque en esos lugares ya no soplen los vientos que dieron lugar a las dunas debido a los cambios que han ocurrido en el clima de Marte.

Las dunas que vemos en la imagen son longitudinales, y van moviéndose y extendiéndose en la dirección paralela al viendo dominante. Este tipo de dunas se forman donde el suministro de arena es moderado. Entre las distintas dunas observamos el suelo cubierto de rocas y de unos materiales más rojizos.

El color oscuro de las dunas se debe a la mineralogía de los granos de arena, principalmente olivino y piroxenos junto con otros menos importantes. En nuestro planeta también pueden observarse dunas con composiciones parecidas en Islandia, Hawaii, Perú…

El viento es el agente fundamental de modelado del relieve en Marte en la actualidad. Desde los años 70 además sabemos que hay determinadas zonas, sobre todo en las llanuras, donde se producen remolinos similares a pequeños tornados, que son capaces de levantar la capa de polvo más superficial, dejando sobre la superficie impresos sus recorridos durante años, hasta que de nuevo vuelve a depositarse polvo sobre ellos o son retocados por el paso de otros remolinos.

También han sido observados en la superficie por el Spirit e incluso han limpiado los paneles solares del Opportunity y sido detectados por la instrumentación meteorológica del Curiosity.

Estos remolinos se forman cuando el Sol calienta la superficie del planeta. El aire comienza a ascender conforme se calienta y si sopla el viento en una dirección perpendicular a la vertical sobre la que asciende, puede provocarse la rotación de esta masa de aire ascendente, creando el remolino.

En la imagen se puede ver uno de los remolinos más grandes fotografiados sobre el planeta, con unos 800 metros de altura y 30 metros de diámetro. La curvatura que se observa se encuentra a unos 250 metros de altura y fue provocada por los vientos de componente Oeste que soplan en esa zona, curvando la forma de columna habitual de los remolinos.

La zona que vemos en la imagen es parte del fondo Ius Chasma, uno de los cañones que forman Valles Marineris, el sistema de cañones más grande del Sistema Solar. Ius Chasma tiene 938 kilómetros de longitud, mientras que Valles Marineris en su conjunto supera los 4000 km.

Este es quizás uno de los mejores ejemplos de fallas que se hayan fotografiado en Marte hasta la fecha. Las fallas son fracturas que ocurren en la roca, normalmente en la corteza de un planeta donde los distintos materiales suelen comportarse de una manera frágil y por lo tanto romperse. Además, en las fallas, entre ambos bloques de roca separados tiene que observarse un movimiento de desplazamiento.

En esta imagen las fallas y el movimiento a ambos lados de esta son muy fáciles de observar. Desde la esquina superior izquierda hacia la parte inferior central de la imagen hay un nivel de color oscuro que es atravesado por pequeñas fallas que lo van desplazando, hasta llegar a una falla de mayores dimensiones que separa por completo el nivel a ambos lados de esta.

Aparentemente estas fallas, desde este punto de vista que nos ofrece la Mars Reconaissance Orbiter, parecen de salto en dirección, es decir, que el desplazamiento entre ambos lados de la falla ha sido prácticamente en la horizontal. Un buen ejemplo de este tipo de fallas lo tenemos, por ejemplo, en la falla de San Andrés o también en los sistemas de rift oceánicos.

Se pueden observar distintas generaciones de cráteres, unos más antiguos cuya forma está parcialmente alterada por las la erosión, y otros más recientes donde parece incluso poder observarse lo que llamamos eyecta, que son los materiales expulsados tras el impacto del meteorito que forma el cráter y que se depositan en los alrededores de este, con un tono relativamente oscuro.

En la imagen se aprecia una pequeña parte del casquete polar del Sur, cuyo diámetro (alrededor de 400 km), menos de la mitad que el del Norte. Aparte del color blanco formado por el hielo, se observan unas depresiones muy características en este polo y que dan nombre a una forma de modelado conocida como “terreno en queso suizo”.

Estas depresiones fueron descubiertas por primera vez en el año 2000 en las imágenes tomadas por la Mars Global Surveyor y gracias a la cobertura casi continua que existe desde entonces, se ha comprobado que sufren grandes cambios, llegando a crecer en algunos casos hasta 3 metros por año.

¿Cómo se forman? Aún no está muy claro el mecanismo de formación, pero lo más probable es que sean el resultado de la luz solar que al incidir sobre la superficie de hielo de dióxido de carbono depositado durante los sucesivos inviernos, la calienta, y va sublimándose más en algunos puntos donde comienza a crecer la cavidad. Poco a poco va haciéndose más grande y profunda, pero mientras puede crecer en superficie, la profundidad tiene un límite, que seguramente se deba a que se alcanza la capa de hielo de agua que a esas temperaturas es estable como hielo, y de ahí que los fondos sean tan planos.

Otro de los fenómenos que se observan es la presencia de polígonos en la superficie. Estos suelos poligonales, que también existen en nuestro planeta se deben a los fenómenos de expansión y contracción del suelo debido a los distintos ciclos de temperatura. Si la contracción del suelo supera cierto umbral, para liberar tensiones se provocan diversos patrones de fracturas que son los que dan lugar a estas formas tan características de las regiones periglaciares y polares.

Esta publicación participa en el X Carnaval de Geología alojado por Biblioteca de Investigaciones