MORFOLOGÍA VINCULADA A LA ACCIÓN DEL AGUA EN MARTE
Francisco Quintana Salvat
Universidad Nac. de Córdoba (FCEF y N)
El agua líquida en Marte solo ha actuado durante un tiempo relativamente breve, en los primeros 1000 a 1200 millones de años.
Posteriormente, el agua líquida ha tenido una participación esporádica en la superficie del planeta, cuando se han dado condiciones climáticas y geológicas favorables para que ello ocurriera. Las formas generadas por la acción de flujos fluviales y por ciclos de congelamiento y fusión del hielo subsuperficial (permafrost), juntamente con outflows y formas producidas por procesos de remoción en masa, son las únicas evidencias morfológicas claras e indiscutibles de la acción del agua en Marte.
Las formas debidas a flujos hidráulicos se desarrollaron durante un lapso en el cual existió una primitiva atmósfera reductora con un clima más cálido y húmedo y una presión atmosférica que pudo haber oscilado entre 0,5 y 1,0 bar.
De los fotoanálisis efectuados en el presente trabajo no surge en ningún momento que en las cuencas del hemisferio norte de Marte (Chryse, Acidalia, etc.) hayan existido grandes lagos o mares similares a los terrestres. Las teorías que avalan esta situación, se basan en relaciones topográficas de contactos de canales de outflows que “desembocan” en esas cuencas.
Del mismo modo, también es poco creíble la existencia de volúmenes de agua a nivel global para justificar una sedimentación y estratificación extensivas. Estas últimas podrían haberse dado por medio de otros procesos, tales como la craterización por impactos de planetésimos con deposición de eyectos, combinada con precipitaciones de nieves refractaria y volátil. Simultáneamente o posteriormente habrían participado uno o varios eventos de vulcanismo explosivo (diatremas y fisuras tensionales de variables orientaciones) y procesos eólicos de acumulación-deflación. Hoy en día, estos últimos tienen plena vigencia.
El planeta Marte actual, no es muy diferente al de los últimos 3000 millones de años.
Desde los comienzos de la década del 70, cuando la sonda Mariner 9 entró en órbita alrededor de Marte, se sabe que el agua es ubícua en dicho planeta. Forma parte de los pequeños casquetes polares marcianos, además de encontrarse atrapada, en grandes proporciones, en el material granulado (regolito) que yace por encima del substrato rocoso, con un espesor promedio de 1 kilómetro.
En latitudes superiores a los 45º el terreno esta tan frío durante todo el año que permite la condensación del vapor de agua y la formación de capas heladas subterráneas, similares a los permafrost terrestres que se encuentran en los dominios periglaciarios. Johansen (1979) y Mouginis-Mark (1979), identificaron cráteres de impacto con diseño en “flor” (flower type) que poseen una delgada cubierta de eyección, la cual oculta gran parte del substrato.
R. Battistini (1984) postula la existencia de una “hidrolitósfera”, indicando que la proximidad de esta a la superficie sería la responsable de la formación de crestas arrugadas (wrinkle ridges) y cráteres de salpicadura (splash craters), principalmente en los terrenos que forman la Meseta de Coprates situada al sur de Valles Marineris.
P. Masón (1987), especula que, con posterioridad al proceso generalizado de expansión, fracturación y vulcanismo, pudo haberse desarrollado en Marte un extensivo proceso de desgasificación en forma simultánea, el cual produjo una relativamente espesa (y caliente) atmósfera que contenía grandes cantidades de agua. La condensación de esta generó extensas formas erosivas en la superficie del planeta, las cuales se observan conformando redes de canales en diversas regiones del mismo.
El mismo autor cita la existencia de formas que deben estar relacionadas con la presencia de agua, tales como: cráteres de salpicadura, deslizamientos en vertientes de cañones, hundimiento de la superficie por fusión del hielo subterráneo, numerosas depresiones circulares alineadas producidas por el recalentamiento del permafrost marciano (surgencia y/o desgasificación), etc.
Mediante el análisis de imágenes Viking, S.W. Squyres y Carr M. H. (1986), pusieron en evidencia la relajación topográfica de carácter cuasi-viscoso de partes de la superficie marciana. Tal relajación podría deberse a una deformación por creeping producido por el hielo próximo a los materiales superficiales, todo ello en estrecha dependencia de la latitud.
F. Quintana Salvat (1992), al realizar el fotoanálisis del gran cañón ecuatorial marciano “Valles Marineris”, identifica una serie de macro-deslizamientos y bloques de slump en la vertiente norte del gran cañón.
Para los primeros explicita, con una serie de pruebas morfológicas, que se trata de masas de roca-suelo con un cierto grado de fluidez, las cuales fueron sometidas a una licuefacción más o menos rápida generada por factores similares a los que originaron determinados deslizamientos terrestres (Vaerdalen, Lower Gros Ventre, entre otros).
Los bloques de slump fueron posiblemente producidos por la excavación de materiales deleznables subyacentes debido a la movilidad del agua de la hidrolitósfera inferior, como así también por la movilidad de parte de la roca almacén situada debajo de la capa congelada.
De todas maneras, el agua en estado líquido modelando partes de la superficie de Marte, es algo que no sucedió como en la Tierra, al menos no en cuanto a su duración o permanencia bajo condiciones aceptables respecto de parámetros climáticos (presión + temperatura).
El agua en Marte solo pudo actuar en estado líquido durante un tiempo relativamente breve, dentro de los primeros 1000 a 1200 millones de años. Posteriormente el agua líquida solo ha hecho apariciones esporádicas en la superficie del planeta, cuando por diversas circunstancias (geológicas, climáticas, etc.), se dieron condiciones favorables para que ello sucediera, y es posible que aún en la actualidad esté sucediendo.
En este trabajo se sustentan dos hipótesis principales: La primera de ellas referida a las condiciones ambientales de Marte que, de acuerdo con nuestro criterio, nunca fueron muy diferentes a las actuales, salvo en los primeros 1000 a 1200 millones de años de la historia de ese planeta.
La segunda, sostiene que las filtraciones (seepage) y los escapes violentos o estallidos de aguas artesianas (outflows) se han producido tanto en el pasado como muy probablemente en el presente, y seguirán en el futuro en tanto y en cuanto se den las necesarias condiciones de carácter climático, topográfico y, eventualmente, procesos volcánicos y/o subvolcánicos. Los citados procesos han sido los responsables, hasta cierto punto, de la formación de cauces fluviales y encharcamientos de variable desarrollo areal, sin llegar a conformar grandes lagos o mares de características terrestres.
Los materiales empleados fueron imágenes de distintas características espectrales, films y cintas magnéticas compatibles (con información y datos transferidos a CD rom), provenientes de los sensores a bordo de las misiones Mariner 9, Viking I y II (con sus respectivos “lander”), Mars Pathfinder y Mars Global Surveyor con su cámara de última generación (M.O.C.).
Se utilizaron también microfilms de las misiones Viking y el soporte cartográfico proveniente de aquellos.
Se llevó a cabo un previo proceso de filtrado atmosférico y de correcciones geométricas y radiométricas, para posteriormente efectuar una mejora de contraste en condiciones óptimas, lo cual se logró realizando un reequilibrado del histograma de densidades, permitiendo ello simular el reparto mejor adaptado a la investigación temática al aumentar el abanico de visualización de los datos de base. Con este procedimiento se pudo lograr un optimo factor de contraste.
El reprocesamiento de microfilms fue necesario para obtener las mejores imágenes a nivel regional, las que permitieron la correcta ubicación de las “zonas muestra” para efectuar en ellas trabajos de fotoanálisis de mayor detalle, quedando claramente definidas las formas originadas por procesos hidráulicos y de sublimación y/o fusión del hielo subsuperficial.
La información obtenida se volcó en un mapa de contexto regional y dos cartas a nivel de semidetalle.
Las imágenes analizadas en este estudio corresponden a las obtenidas por la cámara M.O.C (Mars Orbiter Camera), Nº 8704 (PIA-02094), mitad superior (fig. 2) que pone en evidencia una parte de NANEDI VALLES (5,19º N – 48,3º W). Es esta una imagen de gran detalle, reproducida con una resolución de 20 metros por pixel. Está localizada en proximidad del centro de la imagen de contexto obtenida por la cámara del Viking Orbiter, toma 879A72 (fig. 1), con resolución de 150 metros por pixel que muestra parte de la superficie conocida como XANTHE TERRA, situada en el hemisferio norte, muy cerca del ecuador marciano. La tercera imagen, identificada con el Nº MOC2-189 (fig. 3), comprende solamente la parte inferior de la misma, mostrando con gran detalle una pequeña porción de terreno de MALEA PLANUM situada en el sur de Marte, en lo que podría considerarse la Antártida marciana. La escala aproximada de la imagen es 1:54.000.
Nanedi Valles (fig. 2)
Es indudable que este cañón ha sido generado, en parte, por acción hidráulica, sin desconocer por ello la participación de fenómenos de remoción en masa que han retocado frecuentemente ambos flancos, dándoles la forma y dimensiones que hoy en día pueden observarse.
Ante la presencia de esta forma erosiva y sus más que notables dimensiones, se hace evidente que una corriente de agua líquida persistió en esa superficie durante un periodo de tiempo relativamente largo, posiblemente como flujos fluviales intermitentes semejantes a los que se desarrollan en las regiones áridas o semi-áridas de la Tierra.
Este concepto se basa en la presencia del meandro excavado (encajado) en el substrato rocoso que de acuerdo con Rich (1914), correspondería a una variedad conocida como “meandro esculpido” dada la pronunciada asimetría de su perfil transversal. A ello se le suma un resto de lecho ordinario muy evidente (Lo), flanqueado por un lecho mayor o de inundación (Lm) que en su lado interno muestra claramente una pendiente suave de detrito fluvial, casi equivalente a la correspondiente geoforma terrestre que es producto de la adición lenta de acreción lateral, de materiales que conforman la carga del lecho ordinario.
Estos materiales están expuestos en algunos otros tramos a lo largo del fondo del cañón, evidenciados por el clásico patrón textural ligeramente rugoso (semejante al observado en fotogramas terrestres a escala de semidetalle), aunque comúnmente se encuentran cubiertos por detritos de escombro de talud y materiales eólicos.
Los niveles de aspecto aterrazado observables en la parte superior de la figura 2 (PIA02094), identificados como T1 y T2, han sido mapeados provisoriamente como si fueran niveles de terrazas erosivas. No obstante ello, podrían tratarse también de bloques de slump (semejantes a las denominadas fallas panameñas), o también “block glide”, producto del trabajo de zapa ejercido en su momento por la corriente fluvial o bien por la socavación de acuíferos.
Estas estructuras no tectónicas comúnmente retocan y dan, junto a otros procesos, formas definitivas a la mayor parte de cañones y valles marcianos, ya sean estos de origen tectónico (Quintana Salvat, F., op. cit.) o erosivo.
Las empinadas pendientes de Nanedi Valles muestran claras evidencias de acciones erosivas producto de la socavación de acuíferos que han descargado en forma violenta sobre ámbos flancos del valle. Se produce de esta manera un proceso de retrogradación de vertientes acrecentado por el derretimiento y/o sublimación del hielo subsuperficial.
Si se observa la imagen de contexto (fig. 1), puede verse un considerable ensanchamiento del valle con formas semicirculares o hemicircos que en la Tierra constituyen las formas características de fenómenos de remoción en masa como los grandes flujos de detrito-roca, es decir mezclas densas de consistencia pastosa que dan lugar a procesos de traslación de masas semifluidas, semejantes a las catalogadas como deslizamientos complejos (Quintana Salvat, F., 1996) en Patagonia extraandina.
Aún cuando Carr (1999), menciona que todavía hoy en día se discute el origen de las redes de valles marcianos con debates en los que se confrontan los roles que han jugado la erosión fluvial versus otros procesos, y el citado autor se inclina decididamente por la erosión hídrica como responsable principal del desarrollo de Nanedi Valles, es evidente que en la conformación de este han intervenido un conjunto de procesos, como los mencionados en los párrafos anteriores, que simultáneamente o subsecuentemente se han sumado al lento proceso de erosión fluvial.
El pormenorizado examen de la imagen de la forma aterrazada (T1), situada en el flanco izquierdo del Cañón Nanedi (fig. 2), prácticamente, a la escala de la imagen, no muestra craterización de impacto, hecho este que abogaría en favor de una forma erosiva relativamente reciente, vale decir una terraza fluvial. Pero, por otro lado, se observan cráteres de impacto en el fragmento de lecho ordinario (Lo) adyacente y otro de mayor tamaño “aguas abajo”, donde aquel se encuentra cubierto por detrito de talud y materiales eólicos. Ese lecho ordinario, forzosamente tendría que ser todavía más reciente que la supuesta terraza, por lo tanto no hay seguridad que ésta sea una forma erosiva fluvial sino, como se dijo anteriormente, podría tratarse de una estructura de colapso correspondiente a un bloque de slump o un block glide.
Mucha más seguridad respecto a su origen erosivo fluvial, ofrece el nivel aterrazado T2, al presentar una textura de imagen muy parecida al relicto de lecho mayor (Lm), situado a ambos lados del lecho ordinario y bien adaptado a la curvatura del cauce.
La imagen de contexto (fig. 1) pone de relevancia no solo el Cañón Nanedi sino también otro innominado dispuesto paralelamente a aquél (esquinero superior izquierdo de la imagen). Ambos tienen el aspecto de cauces alóctonos terrestres.
La planicie en la que han evolucionado estos cauces (Xanthe Terra) es de probable origen volcánico. Presenta numerosas huellas de craterización de impactos, con frecuentes cráteres que superan los 10 km de diámetro.
Sobre la parte centro-este de la imágen se encuentran los cráteres de mayor diámetro, dispuestos en formas superpuesta y yuxtapuesta, tomando el conjunto el aspecto de una sola depresión de dimensiones considerables.
Los cráteres de impacto más jóvenes presentan bordes más nítidos y sobreelevados respecto del terreno circundante, lo cual actúa como un obstáculo que interfiere el flujo aerodinámico y disminuye la velocidad del viento, permitiendo la acumulación del material a sotavento de dicho obstáculo (huellas de flujo eólico de tonalidad gris blanquecina).
Alguno de los cráteres de impacto, y no precisamente los de mayor tamaño, evidencian una corona exterior de flujo de suelos (flower pattern, fluidized ejecta), la cual no se observa en los más antiguos sujetos a un mayor periodo de erosión y/u obliteración, tanto del cráter como del terreno circundante al mismo.
Permafrost en Malea Planum (fig. 3)
La imagen comprende una pequeña área en el extremo sur de Marte dentro de una imagen que presenta un patrón de suelos semejante al de la tundra terrestre.
La imagen muestra una superficie relativamente plana conformada por un diseño de suelos poligonales con polígonos de tamaños grandes y pequeños. Estos últimos se encuentran preferentemente en los flancos exteriores de ambos cráteres de impacto y en el fondo de los mismos. Los polígonos de mayor tamaño se distribuyen irregularmente entre ambos cráteres.
Esta imagen fue obtenida durante la primavera del hemisferio sur de Marte, y la superficie que se observa emergía recientemente del manto invernal congelado. Las fisuras que marginan los polígonos de suelos todavía conservan material brillante que corresponde al hielo remanente (hielo seco o hielo de agua ?).
En latitudes árticas o antárticas de la tierra, los polígonos de suelos indican inequívocamente la presencia de hielo subsuperficial, y el desarrollo de aquellos se debe a ciclos de congelamiento y fusión del hielo durante el transcurso de décadas, aunque más probablemente de centurias o bien milenios.
Pero lo que más llama la atención de la imagen analizada (fig. 3), es el desarrollo de un montículo de unos 640 m de diámetro que deforma notablemente al cráter de impacto menor situado sobre el margen inferior de la imagen, además de otro mucho más pequeño ubicado casi sobre el filo de dicho cráter.
Ambos montículos, sobre todo el de mayor diámetro, tienen un notable parecido con los “pingos” terrestres o bien con formaciones hidrolacolíticas. Estas últimas corresponden a abombamientos de la superficie de un tamaño excesivo, combinados con agua subterránea.
Cabe agregar que el desarrollo de pingos e hidrolacolitos en regiones periglaciales de la Tierra, se origina por el agua que circula por un “talik”(zona no congelada en un banco de permafrost), o bien por circulación de agua que queda atrapada entre la capa activa congelada y el banco de permafrost. El agua atrapada puede verse sometida a una enorme presión criostática, desplazándose distancias considerables a través de horizontes no helados, hasta que finalmente llega a un punto débil donde da lugar a un abombamiento de la superficie y se hiela. Se forma así un enorme lentejón de hielo masivo que caracteriza el interior de un “pingo” normal. Bostrom (1967), sugirió que los pingos desarrollados en el delta del Mackenzie podrían constituir una excepción al deber su origen a una deformación tectónica contínua.
El caso de Malea Planum se condice más con la hipótesis del Sistema Abierto, sostenida por la mayoría de los investigadores dedicados a la temática del permafrost.
En función del patrón de suelos observado, cabe postular que los tonos claros que “maquillan” los sistemas de grietas poligonales, deben corresponder al hielo refractario (hielo de agua) en un estado metaestable, debido a condiciones climáticas momentáneamente favorables (presión más elevada por la rápida sublimación del CO2).
Del procesamiento de materiales expresado en el título “Materiales y métodos”, se terminaron seleccionando las tres imágenes que componen este trabajo, dado que contienen elementos que permiten sustentar con sólidos fundamentos las hipótesis propuestas, esto es que las condiciones ambientales de Marte nunca fueron muy diferentes a las actuales, con la excepción de los primeros 1000 a 1200 millones de años de su historia. La segunda de las hipótesis sostiene que los escapes de agua se han producido tanto en el pasado como muy probablemente en el presente; además seguirán produciéndose en el futuro, en tanto se generen favorables condiciones climáticas, situaciones topográficas tales como la base de grandes pendientes en las que pueda quedar expuesta parte de la hidrolitósfera inferior (Battistini, R., 1987), y eventuales procesos volcánicos y/o subvolcánicos con capacidad de producir un importante calentamiento local de la corteza superior.
Nada de lo previamente analizado hace pensar que Marte poseyó en algún momento de su historia grandes lagos o mares de características semejante a los terrestres.
Las pruebas efectuadas con el MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) para establecer las relaciones topográficas de los contactos de canales de flujo violento (outflows) con las planicies de Chryse y las tierras bajas del norte (Acidalia Planitia), indican unos 350 m de elevación sobre una distancia lateral que supera los 2000 km (Head, J. W., et al., 1999). Esto es tomado como una observación consistente con la hipótesis de la existencia de antiguas líneas de costa correspondientes a un antiguo océano o lago de gran desarrollo areal en las tierras bajas del hemisferio norte. Las planicies de Chryse y Acidalia son bien reconocibles en el mapa producido por el USGS (1993), y a nuestro entender no muestran ningún indicio de la pasada existencia de lago o mar alguno.
Por otro lado no hay ninguna evidencia que pruebe que en Marte existieron en algún momento de su historia volúmenes de agua a nivel global capaces de desarrollar una sedimentación extensiva, aún cuando la ubicuidad de sedimentos estratificados (preferentemente en posición horizontal) es evidente, tanto en las regiones polares como en las ecuatoriales.
Luego cabe preguntarse cual o cuales fueron los procesos que dieron origen a la estratificación generalizada que se observa en las diversas regiones del planeta.
La respuesta más aceptable podría encontrarse en la ocurrencia de varios procesos que actuaron simultánea o subsecuentemente durante los primeros 1000 millones de años, y otros a posteriori que llegan hasta la actualidad.
En primer lugar, el bombardeo de planetésimos provenientes de colas de acreción, produjo una alternancia de estratos de hielo refractario (hielo de agua) y roca en un medio atmosférico altamente inestable favorecido por grandes impactos. Cada uno estos pudo provocar una sublimación de hielo volátil (hielo seco), con regeneración de una presión atmosférica a valores de entre 0,5 y 1,0 bar y al mismo tiempo un calentamiento regional/local, conformado por una burbuja de atmósfera cuya duración estuvo en función del tamaño del impacto.
Al enfriarse la burbuja atmosférica, es posible que se produjera una fuerte nevada rica en CO2, desarrollando un estrato de cubierta enriquecido con ese hielo volátil, mientras que el hielo refractario quedo retenido en partes profundas de la denominada “cubierta regolítica”.
De acuerdo con Hoffman, N. (1999), la estratificación en Marte ha sido practicamente penecontemporanea con la craterización del Noachiano e inicios del Hesperiano. A su vez los cráteres, tanto grandes como pequeños, están rellenados por depósitos también estratificados, lo cual es puesto en evidencia por impactos posteriores, cortes de cañones erosivos y por actividad tectónica.
Además, en la acumulación y estratificación de sedimentos (diagenizados o no), han contribuido en buena medida procesos volcánicos posteriores al vulcanismo generalizado post-acrecional; es decir un vulcanismo frecuentemente explosivo que ha afectado a diversas regiones del planeta, en particular del hemisferio norte (Tharsis, Elisium, etc.), como lo han demostrado las imágenes obtenidas por ambos Viking Lander, que muestran con un exquisito detalle el material piroclástico de las superficies de Chryse y Utopía, como así también el de Ares Vallis observado a través de las cámaras del Mars Pathfinder y Sojourner.
Aunque ninguna imagen lo ha demostrado todavía, podría sospecharse que, además de los grandes aparatos volcánicos conocidos, pudieron haber actuado, simultáneamente o posteriormente, diatremas de explosión en centros múltiples, conjuntamente con fisuras tensionales de variables orientaciones, con deposiciones directas desde el aire y groseramente estratificadas.
El viento es, con toda seguridad, el otro gran responsable de depósitos estratificados observables en latitudes polares y ecuatoriales. Los procesos eólicos de acumulación-deflación son sin lugar a dudas, los responsables de las formas y depósitos más recientes y actuales del planeta. Basta para ello la sola observación de la imagen MOC2-147, en la que queda expuesta una pequeña superficie de Chasma Boreale conformada por un campo de médanos (barjanes y siouf), dispersos en un arenal generalizado.
En función de lo hasta aquí expuesto, no se encuentra prueba concluyente alguna que indique la pasada existencia de lagos o mares en Chryse, ni en la norteña Acidalia. Mucho menos en Xanthe Terra, región donde se desarrolló el Cañón Nanedi (Nanedi Valles).
El Cañón Nanedi, como las demás formas de aspecto fluvial, ha sido el resultado de la erosión hídrica. Los 800 km de longitud del citado cañón, con muy escasos tributarios, sugiere un proceso erosivo hidráulico alimentado mayormente por agua subterránea (seepage), no descartándose por ello pulsos de precipitaciones pluviales, aunque estas últimas debieron infiltrarse y/o evaporarse rápidamente.
Las condiciones climáticas necesarias para sostener la actividad erosiva que se observa en el Cañón Nanedi, tienen que haberse dado durante la existencia de una primitiva atmósfera reductora, producto de la desgasificación ocurrida en los primeros 1200 millones de años. Así, tempranamente pudo producirse más CH4 que CO2 y también NH3. Este último conjuntamente con abundante vapor de agua, habrían generado un efecto invernadero capaz de calentar la superficie lo suficiente como para dar las necesarias condiciones climáticas durante un determinado lapso, como para que se desarrollasen cauces fluviales, outflows y algún que otro encharcamiento de variable desarrollo areal, sin llegar nunca a conformar lagos o mares de características terrestres, dado que Marte acrecionó, comparativamente, con menos agua que la Tierra, tomando en cuenta la masa total de ambos planetas.
En algún momento de la evolución posterior de Marte, debió haberse reducido considerablemente el proceso de desgasificación, lo cual pudo haber provocado un fuerte descenso en el contenido de hidrógeno atmosférico (Pollak, J.B., 1977), a lo que se le sumó una mayor pérdida de este último que junto a otros gases, escaparon desde la parte superior de la atmósfera como consecuencia de débil campo gravitatorio marciano (0,38 de la gravedad terrestre). Partiendo de esta situación el CO2 se habría constituido en el principal componente de una atmósfera residual que evolucionó a su presente estado oxidante.
No obstante el agua sigue existiendo en Marte, no solo en las regiones motivo de este estudio sino también en otras varias del planeta. Solamente que se encuentran a profundidades variables entre los 750 ± 500 m y algo más de 2000 m (Battistini, R., op. cit.), que sería lo razonable no solo en Xanthe Terra, sino también en las regiones que se sitúan entre los 0º y 30º de latitud norte y sur. Para latitudes medias y altas la profundidad de esa criósfera-hidrolitósfera podría encontrarse entre 100 m y 1200 m (Gilmore, M.S., 1999), y es precisamente en las latitudes altas del hemisferio sur donde se encuentra el patrón de permafrost (o al menos algo muy semejante al mismo) de Malea Planum.
De todas maneras queda la incógnita de la mayor o menor cantidad de anhídrido carbónico que pueda estar presente en la capa helada y como puede influir en dicho patrón y en las condiciones atmosféricas del ambiente. Como dato de interés al respecto, cabe mencionar el trabajo de Smith, D.E., et al. (2001), que con datos del MOLA pudieron medir cambios temporales de elevación en la superficie marciana. Estos cambios se correlacionan con el intercambio estacional de CO2 entre la superficie y la atmósfera, debido a una inusualmente intensa sublimación del CO2 ocurrida durante el otoño del hemisferio norte, coincidente con fuertes tormentas de polvo en el hemisferio sur. Los mayores cambios de elevación (entre 1,5 m a 2,0 m) ocurrieron en una latitud por encima de los 80º, mientras que la mayor parte de intercambio de masa ocurre en latitudes situadas por debajo de los 75º en el hemisferio norte y por debajo de los 73º en el hemisferio sur.
Las tres imágenes seleccionadas y analizadas (V.O. 879A32 – PIA02094 – MOC2 189) ponen en evidencia formas generadas por la acción de flujos fluviales y por ciclos de congelamiento y fusión del hielo subsuperficial (permafrost).
Son estas, juntamente con outflows y formas correspondientes a procesos de remoción en masa, las únicas evidencias claras e indiscutibles de formas y estructuras vinculadas a la acción del agua (líquida o sólida) en el planeta.
De los análisis efectuados no surge en ningún momento que Marte haya poseído grandes lagos o mares de características semejantes a los terrestres.
La supuesta existencia de grandes cuerpos de agua estanca en las cuencas norteñas de Chryse y Acidalia (además de otras), se basan en pruebas muy discutibles que se sustentan en relaciones topográficas de contactos de canales de flujo violento (outflows) en las planicies que “desembocan”.
Tampoco tienen mayor sustento las teorías que promueven la existencia de grandes volúmenes de agua a nivel global, capaces de desarrollar una sedimentación y estratificación extensivas, dado que hay otros procesos que, ciertamente, han jugado y juegan actualmente un rol sumamente importante en la sedimentación y estratificación del detrito marciano. Especialmente aquellos que actuaron durante los primeros 1200 millones de años, como el bombardeo planetesimal productor de una alternancia de estratos hielo-roca, en un medio atmosférico altamente inestable favorecido por los grandes impactos. Procesos volcánicos y eólicos más recientes y actuales respectivamente, han completado esa situación.
El Marte de hoy, no es muy diferente al de la mayor parte de su historia. Lo más importante ocurrió durante los primeros 1000 a 1200 millones de años, cuando existía en el planeta una atmósfera reductora que produjo un clima más cálido y húmedo, lapso durante el cual se desarrollaron la mayoría de las formas de origen hídrico que hoy pueden observarse en las distintas imágenes.
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