Paseando por las llanuras de Marte
A medida que va pasando el tiempo y avanza la investigación sobre nuestro planeta vecino, Marte, nos vamos haciendo una imagen más completa de este planeta, que hasta hace pocos años se consideraba estático. No fue hasta la llegada de la sonda espacial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), de la NASA, cuando se comenzaron a observar dunas en movimiento, cambios estacionales y remolinos de polvo por todo el planeta, demostrando que este planeta se halla en constante cambio, al igual que el nuestro.
De investigar las dunas y depósitos hallados en Marte, concretamente en Siria y Daedalia plana (dos llanuras ubicadas dentro de la región volcánica de Tarsis), se han encargado los investigadores Kirby D.Runyona, Christina E.Viviano y Mackenzie Day, autores del trabajo que voy a comentar en esta entrada.
En Marte la deposición de sedimentos y la erosión eólica producen una gran variedad de relieves en toda la superficie del planeta. La litificación de estas formas de sedimentación constituidas por depósitos de arena, polvo en capas, piroclastos y cenizas volcánicas, ha permitido que fueran erosionadas por el viento, creando estructuras erosivas similares a los yardangs y los ventifactos. El transporte y acumulación de arena, la litificación del depósito resultante y su posterior abrasión y removilización, han creado un ciclo de rocas en la superficie marciana.
Contexto geológico
Las crestas, dunas y otros afloramientos de color claro, forman la unidad de tonos claros, que se encuentra en Siria y Daedalia plana, en al sur del extremo occidental de Valles Marineris (para Siria), y más al oeste (para Daedalia). El volcán Arsia Mons se encuentra aproximadamente a 600 km al oeste de Siria planum y está formado por flujos de lava solidificados y depósitos de cenizas (Richardson et al. 2013).
Lava flows in Daedalia planum (NASA/University of Arizona)
Métodos
La extensión de los depósitos eólicos en Siria y Daedalia plana se identificó a una escala de mapeo digital utilizando un sistema de información geográfica (GIS) y el mosaico de imágenes creado por la cámara THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de la nave Odyssey (Fergason et al., 2013). Para comparar la morfología de las crestas de tonos claros con los parámetros conocidos de las dunas marcianas y terrestres, se cartografiaron las crestas y se contaron las terminaciones y bifurcaciones de las crestas en un área de Siria planum.
Resultados
Tras realizar el mapeo digital con la cámara THEMIS, la unidad de tonos claros se manifiesta como una roca de forma irregular que se asienta sobre llanuras de lava y está concentrada a lo largo de los bordes de los cráteres Para estudiar el proceso erosivo y sedimentario, así como la composición del lecho de roca, se han usado datos de composición del Espectrómetro de Imágenes de Reconocimiento Compacto para Marte (CRISM), que es un espectrómetro que mide la radiación electromagnética visible e infrarroja.
En el infrarrojo cercano y visible, el polvo en Tharsis y Elysium exhibe una absorción superficial de 1.05 μm en los datos CRISM, lo que indica la presencia de olivino. Los datos recopilados muestran que el polvo marciano tiene un componente magnético, está enriquecido en hierro nanofásico, cloro y azufre y está empobrecido en olivino en relación con los suelos, aunque el olivino y el piroxeno todavía constituyen más de la mitad de los minerales que contienen hierro en el polvo. La presencia de olivino en el polvo, un mineral altamente susceptible a la alteración en presencia de agua líquida, proporciona evidencia de que los procesos acuosos probablemente no jugaron un papel importante en su formación (Goetz et al., 2005).
Posible historia geológica
Los investigadores consideran que la morfología de la región que contiene la unidad de tonos claros podría haberse formado a través de la siguiente secuencia de eventos:
A. La lava fluyó extensamente sobre el terreno, formando cráteres.
B. Las erupciones depositaron cenizas volcánicas de color claro en las llanuras de lava.
C. Se formaron dunas transversales de sedimento volcánico tras la deposición de la ceniza.
D. Estos depósitos de ceniza y piroclastos se litificaron, bien porque sufrieron una cementación química por sales (Cl y S) sin un proceso acuoso relevante (el olivino permanece inalterado); o bien porque se compactaron en ignimbritas (roca piroclástica formada por deposición y consolidación de materiales magmáticos producidos por erupciones volcánicas explosivas) mientras se desgasificaban.
E. Los sedimentos arrastrados por el viento erosionaron la unidad de tonos claros hasta adquirir su morfología actual y textura desgastada, preservando un registro tanto de deposición eólica como de erosión en yardangs.
Las texturas superficiales indican que el depósito se erosionó tras el emplazamiento y la litificación. Los patrones de erosión muestran un alargamiento perpendicular a las crestas, en lugar de paralelo, lo que indica erosión desde el norte-noroeste, orientación acorde con el actual régimen de vientos norte-sur simulado por la base de datos climática de Marte.
Las similitudes entre las crestas y las dunas activas actuales son sorprendentes incluso a pesar de la erosión. Las crestas presentan un espaciado uniforme y cierta sinuosidad, típico de muchos tipos de dunas eólicas. Las alturas, longitudes y espaciamientos de las crestas de tonos claros son menores que los mismos parámetros medidos en campos de dunas longitudinales en la Tierra y son similares a las dunas transversales en Marte.
En resumen, se interpreta el depósito de tonos claros como “paleodunas” litificadas de origen volcánico que han sido erosionadas en yardangs y que ahora se asientan sobre flujos de lava antiguos en Siria y Daedalia plana (Runyon et al., 2021). Estas grandes llanuras han sido testigo de numerosos flujos de lava, cada uno cubriendo al anterior. Al estudiar los límites de las distintas capas, los científicos podrán reconstruir el pasado de los grandes volcanes del Planeta Rojo.
Lava flows in Daedalia planum (NASA/University of Arizona)
En la Tierra, los tubos y las cuevas basálticas esculpidas por la lava son estructuras comunes en las zonas volcánicas, pero también se han identificado formas similares en Siria y Daedalia plana, basándose en imágenes orbitales y datos de teledetección. Las cavidades en la lava solidificada hacen posible la precipitación de minerales y el crecimiento microbiano, por lo que representan lugares excelentes donde pueden hallarse rastros de vida microbiana o biofirmas. Por su parecido con las cuevas terrestres, las cuevas de Marte pueden contener un registro de mineralización que nos informaría sobre la actividad acuosa en el pasado. Por tanto, considero que estudiando las cuevas terrestres se podría contribuir sustancialmente al desarrollo de nuevas estrategias de exploración y tecnología para futuras misiones a Marte.
Referencias:
[1] Runyon et al., 2021
Kirby D. Runyon, Christina E. Viviano & Mackenzie Day. (2021) Abraded pyroclastic linear paleodunes in Syria and Daedalia Plana, Mars. Earth and Planetary Science Letters, 557
https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0012821X20306634
[2] Richardson et al., 2013
J.A. Richardson, J.E. Bleacher, L.S. Glaze. (2013). The volcanic history of Syria planum, Mars. Journal of Volcanology and Geothermal Research, pp. 1-13: 252
https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S037702731200337X?via%3Dihub
[3] Fergason et al., 2013
R.L. Fergason, E.M. Lee, L. Weller. (2013). THEMIS geodetically controlled mosaics of Mars. Lunar and Planetary Science Conference, Abstract
[4] Goetz et al., 2005
W. Goetz, et al. (2005). Indication of drier periods on Mars from the chemistry and mineralogy of atmospheric dust. Nature, pp. 62-65: 436.
https://doi.org/10.1038/nature03807
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