![[Figura 1A]](images/Fig1A.jpg)
Los volcanes escudo de la región de Elysium se parecen mucho a los de Tharsis, por su caldera central y una textura radial muy fina, aunque son de menor desarrollo areal y, al parecer, algo más antiguos. Por Francisco Quintana Salvat
Digitalización: Walter Serra
Mediante el procesamiento y fotoanálisis de un conjunto de seis imágenes provenientes de las sondas Mars Global Surveyor y Odyssey, se llevó a cabo un estudio geológico-geomorfológico regional y local en distintas latitudes de Marte.
Se especula que las estructuras tectónicas (mayoritariamente de carácter extensional) y los cauces que en ellas se originaron, todos relacionados espacialmente con el complejo volcánico de Elysium, corresponderían al Amazoniano tardío, lo cual para la cronología poco precisa del planeta permite situarlos como subrecientes.
Para el estudio de las formas de impacto, se seleccionó una imagen que expone con gran detalle las paredes internas de un pequeño cráter situado en latitud media del hemisferio sur, el cual se encuentra dentro de una forma de impacto mucho mayor denominada cráter Newton.
Dentro de ese pequeño cráter se identificó a un conjunto de formas erosivas y deposicionales de aspecto juvenil, dando la impresión que su desarrollo se ha efectuado a través de cientos o miles de pulsos intermitentes que, posiblemente, persisten en la actualidad en función de los cambios climáticos que cíclicamente afectan a Marte.
Finalmente, el estudio de la termografía de una zona de la comarca situada entre Isidis y Elysium, pone de manifiesto antiguas formas de impacto acompañadas de flujo de suelos que contribuyeron a la detección temprana de una hidrolitosfera discontínua en el planeta.
Distintas imágenes provenientes de sondas orbitales, actualmente en servicio, muestran frecuentemente la presencia de cárcavas de aspecto juvenil y flujo de detritos que afectan a numerosos cráteres de impacto en el hemisferio sur de Marte.
Podría entonces especularse que, dado el aspecto juvenil de estas formas y su aparente estado de preservación, habrían ocurrido en tiempos más recientes de la historia del planeta (Amazoniano?), cientos o miles de eventos individuales formadores de pequeños canales por los que fluyó el agua.
Por otro lado los lóbulos que rodean los muros exteriores de cráteres de impacto, están directamente relacionados con la acción mecánica y térmica del impacto mismo, el cual ha perturbado el agua y/o hielo subsuperficiales al punto de desarrollar flujos de suelos.
Con respecto a la tectónica, las estructuras más extendidas de deformación superficial son fallas gravitacionales, indicadoras de expansión cortical. Estas frecuentemente constituyen el origen de cauces que, como en la región volcánica de Elysium, desarrollan un diseño divergente de canales de fondo plano y amplio con baja a muy baja densidad de craterización de impactos, lo cual pone de manifiesto la relativa juventud de estas formas fluviales.
Se emplearon para la realización de este trabajo, imágenes provenientes de la Mars Orbiter Camera (MOC), instalada a bordo de la sonda orbital Mars Global Surveyor (MGS), e imágenes THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de la sonda orbital Odyssey.
Las primeras, posibilitaron la ejecución de la fotointerpretación de un pequeño cráter de impacto emplazado en el sector SW de un cráter de impacto mucho mayor conocido como cráter Newton.
Otras cuatro imágenes corresponden a la cámara THEMIS dentro del espectro visible, con una resolución espacial que llega hasta los 18 metros/pixel. Ello ha permitido efectuar la fotointerpretación geológica regional y de detalle, además de la detección e identificación de la pasada y reciente actividad hídrica.
Una sexta imagen, también obtenida por THEMIS, esta centrada en los 9º N y 109º E y corresponde a una superficie craterizada en las tierras altas situadas entre Isidis y Elysium. La imagen proviene del instrumento infrarrojo térmico centrado en 12,6 micras, con una resolución de 100m/pixel, obtenida durante la noche marciana.
Esta región volcánica es la segunda en importancia de Marte. Se caracteriza por un amplio abombamiento o combadura dómica muy ancha, aunque es de menor desarrollo areal que la de Tharsis (Battistini, R., 1985); aquella alcanza algo más de 2.000 Km. de diámetro, con una altura media que oscila entre 2 Km. a 3 Km. con respecto al medio circundante.
Los volcanes escudo de la región de Elysium se parecen mucho a los de Tharsis, por su caldera central y una textura radial muy fina, aunque son de menor desarrollo areal y, al parecer, algo más antiguos.
La combadura de Elysium presenta numerosos estructuras tectónicas, cuya densidad aumenta en forma notoria hacia su límite este (Figs. 1A y 1B; haga clic sobre cada imagen para acceder a una imagen de mayor tamaño incluyendo referencias), reproduciendo en forma mucho más restringida, una situación semejante a la de Tharsis en su límite SE, donde se inicia el complejo Noctis Labyrinthus del cual emerge Valles Marineris (Quintana Salvat, F., 1992).
![[Figura 1B]](images/Fig1B.jpg)
De acuerdo con R. C. Anderson (2001), como en Tharsis, también en Elysium hay un neto predominio de estructuras de extensión (F), las cuales se proyectan hacia el interior de la planicie adyacente de Hyblaeus. Contrariamente, las fosas restringidas (Fr) alcanzan un desarrollo menor y siempre dentro de los campos de lavas (Cl).
Las fosas tectónicas en particular no dejan dudas respecto al origen (N) de los cauces que pueden observarse con toda claridad en la Fig. 1B, ampliación de parte de la comarca occidental de Elysium. Dichos cauces (C) se desarrollan a partir del extremo oeste de una de las fosas tectónicas de mayor longitud, dando lugar a un diseño divergente de canales estrechos o bien de fondos planos y anchos. En estos últimos, más allá de la pura erosión hídrica, indudablemente han participado otros procesos, tales como remoción en masa, socavación (sapping), retrogradación de pendientes y descargas violentas de acuíferos sometidos a altas presiones.
Los cauces según P. S. Russell et al. (2001), se habrían desarrollado a comienzos del Amazoniano como producto de la elevación del flujo de calor, asociado con la intrusión de diques y erupciones de fisura en los flancos de Elysium que fundieron el hielo subterráneo. El flujo acuoso resultante movilizó los materiales subsuperficiales encaminándose a través de las fracturas preexistentes hacia la superficie. No obstante dichas fracturas también podrían ser de desarrollo simultáneo con la formación del flujo acuoso y vapores producto del sobrecalentamiento volcánico y la gran presión generada, dando lugar a un proceso de "paracentesis" que, salvando las diferencias, podría ser considerado de características similares al que produjo el fenómeno de explosión freática del volcán Bandai-San en Japón durante el transcurso del 15 de julio de 1888 (Willians, H., 1941), donde en algo más de un minuto se desataron no menos de 15 explosiones, sin emergencia de lava.
Ahora bien, puede considerarse reciente la mencionada actividad hídrica? Tomando en cuenta los parámetros temporales de Marte y los datos con que se cuenta actualmente, podría decirse que si, pero incorporándole también el concepto de subreciente.
Observando la región y la comarca en particular, ostentan una baja densidad de cráteres de impacto, los cuales no superan en ningún caso los 35 Km. de diámetro. Por lo tanto no sería incorrecto encuadrar el volcanismo de Elysium durante la mayor parte del transcurso del Hesperiano y hasta el Amazoniano bien avanzado.
No hay seguridad de actividad volcánica actual en Marte. El modelo de R. A. Soderblom et al. (1974), indica que los volcanes estuvieron activos hasta hace unos 200 millones de años, es decir durante el 96% de la historia geológica del planeta.
De ser así, las estructuras tectónicas (mayoritariamente de carácter extensional) y sobretodo los cauces y sus depósitos detríticos, todos relacionados espacialmente con el complejo volcánico de Elysium, estarían comprendidos dentro del último lapso de actividad volcánica o bien se habrían desarrollado subsecuentemente a este, lo cual para la cronología poco precisa que se maneja para datar hechos, objetos y situaciones del planeta, correspondería a lo que puede ubicarse como "subreciente".
![[Figura 3]](images/Fig3.jpg)
El análisis de la imagen de gran detalle y alta resolución correspondiente a la Fig. 3, tiende a corroborar lo manifestado en el anterior título. En ella pueden observarse depresiones estrechas marginadas a ambos lados por paredes escarpadas y facetadas que indicarían su génesis tectónica, es decir se trataría de fosas estrechas que son la continuidad, dentro de la planicie de Hyblaeus, de las desarrolladas dentro de los campos de lavas de Elysium. Además sus paredes escarpadas ponen al descubierto trazas de estratificación horizontal de los materiales componentes y, lo más importante, rasgos de flujo en el fondo de los respectivos cañones.
Este diseño de depresiones tectónicas se superpone a un más antiguo patrón de escurrimiento, también divergente y partiendo del mismo punto origen (N), indicado en el fotoanálisis como un conjunto de paleocauces que traslucen a través de la cubierta eólica y eyectos varios que tapizan este sector de la planicie.
Puede observarse también la baja densidad de cráteres de impacto que afecta al sector, encontrándose muchos de ellos parcial o totalmente obliterados; son pocos los que muestran bordes netos. Todo ello indicaría que estas superficies han sufrido procesos de transformación relativamente intensos, capaces de hacer desaparecer a gran parte de las formas de impacto, en especial las de gran tamaño (cráteres con diámetros superiores a los 100 Km.), debiéndose por lo tanto considerar a dichas superficies como relativamente jóvenes.
![[Figura 2]](images/Fig2.jpg)
Dos cauces muy bien desarrollados y perfectamente identificables a nivel regional en la Fig. 1A, denominados P1 y P2 parecieran originarse de la nada. Su relación con el volcanismo de Elysium sería, cuanto menos, discutible, dada la distancia a la que se encuentran con respecto al límite occidental del complejo volcánico. El más próximo P2, dista 264 Km. respecto de dicho límite, mientras que el más alejado P1 está a 365 Km. del mismo.
No obstante, la mejor resolución y mayor escala que posee la Fig. 1B, permiten detectar la presencia de coladas más antiguas, cuyo límite se ha graficado parcialmente en (A), siendo relativamente fácil transferirlo a la imagen regional (Fig. 1A) y extrapolarlo hacia el sur, siguiendo el tenue cambio de pendiente que se observa con cierta dificultad.
Ante esta nueva situación ambos puntos, P1 y P2, caerían ahora dentro del límite trazado y el origen de estos cauces también tendría una estrecha vinculación con procesos volcánicos y/o volátiles de mayor antigüedad.
El cauce P2 se encuentra en la planicie Hyblaeus (Fig. 2), la cual presenta una craterización de impactos de mayor densidad (cr) que la observada en la combadura dómica muy ancha de Elysium. Ello estaría indicando que el original paisaje Noachiano fue modificado por uno o varios procesos capaces de erosionar y/u obliterar las mayores depresiones de impactos (N. Caplinger, 1994). Dichos procesos debieron ocurrir durante el transcurso del Hesperiano medio al tardío.
Pero a comienzos del Hesperiano la actividad geológica de Marte se encontraba en pleno desarrollo, tanto la endógena como la exógena. De esta última da pruebas fehacientes la imagen de la Fig. 2, donde pueden identificarse tres mesas isla (mi), dos de ellas en el tercio superior de la imagen y una tercera en el tercio inferior, sobre el margen derecho.
La pregunta que surge aquí es si estas mesas isla son análogas a los inselbergs terrestres. La respuesta podría encontrarse en el trabajo de T. J. Fair (1947), quien al tratar el desarrollo de las pendientes en Natal, Africa del Sur, llega a la conclusión que en la composición de una pendiente entran cuatro elementos: a) una pendiente superior convexa (en creciente); b) una cara libre o afloramiento de roca desnuda; c) un talud o pendiente de detrito; y d) una pendiente inferior cóncava (en disminución).
De los cuatro elementos citados, las mesas isla de la Fig. 2, especialmente la más septentrional, muestran tres con seguridad (a, b, c).
Luego podría caber la posibilidad que las escarpas que bordean las mesas isla (mi), se hubieran desarrollado de manera similar a sus equivalentes terrestres. Ello implicaría una vasta erosión areal con la participación de grandes volúmenes de agua. Quizá esta situación pudo darse en los inicios del Hesperiano, en presencia de una atmósfera más densa, más húmeda y más caliente; de otra manera es difícil explicar la presencia de esas formas.
No obstante, estas supuestas acciones hídricas, no entrarían en lo que aquí se entiende por "reciente". El tramo del canal de la Fig. 2 podría caracterizarse como formado por un flujo subreciente en función de sus patrones texturales, los cuales ponen de manifiesto una abundancia de depósitos de canal, con escaso retrabajo eólico. Su diseño anastomosado cumple, en principio, con la definición dada para sus equivalentes terrestres, (H. J. Overbeek, 1979). No obstante, como lo explican L. B. Leopold et al. (1964), en la formación de canales anastomosados mediante experiencias de laboratorio, el citado diseño se desarrolla luego de la deposición de material de carga de lecho relativamente grueso (atrape de partículas más finas), sobre un banco inicial central. Debido a la formación de este último, la corriente principal es desviada contra las márgenes del canal produciendo erosión en las mismas.
El cauce de la Fig. 2, lo que en realidad presenta es un pseudo diseño anastomosado, puesto que las islas (I) son el resultado no de la deposición, sino del corte hidráulico neto del relieve de la planicie original (M). El fotoanálisis de texturas lo pone de manifiesto al mostrar un patrón en las islas que es exactamente igual al de la planicie adyacente. Por lo tanto no se trata de bancos fluviales, sino de cortes producidos por la acción hidráulica en su estado más puro.
Si se compara este cauce (Fig. 2) con Nanedi Valles (F. Quintana Salvat, 2002),? el primero se presenta con una morfología menos evolucionada que el segundo. Para aclarar este punto basta con mencionar que Nanedi presenta meandros esculpidos, casi al punto del estrangulamiento y algunas terrazas fluviales; además en un tramo de su recorrido se observan claramente los restos de un lecho mayor o de inundación bien diferenciado del lecho ordinario. El conjunto morfológico tiene una muy baja densidad de craterización de impactos, lo cual es indicador de una relativa juventud.
![[Figura 4]](images/Fig4.jpg)
La imagen de detalle MOC2 - 242 (Fig. 4), se encuentra centrada en los 41,1º S y 259,8º W; expone la pared interior norte de un pequeño cráter de impacto, observándose en la base de aquella, una importante concentración de cárcavas y flujos de detritos que produjeron depósitos lobulados de diseño digital. A su vez, en muchos de estos depósitos se han desarrollado cárcavas más pequeñas, indicando que determinados volúmenes de agua fluyeron sobre aquellos en tiempos recientes, quizá también actuales, y en sucesivos estallidos provenientes de las partes más altas de las pendientes que circundan la depresión del cráter; todo ello en una fugaz competencia entre la evaporación, el congelamiento y la gravedad.
Se destacan también en la imagen depósitos de tamiz (R. Hooke, 1967), situados aproximadamente a mitad de camino de la pendiente, entre el material que conforma la brecha de impacto y los depósitos de flujos de detritos.
La diferencia más importante entre ambos depósitos, más allá de su posición en el relieve, está dada por sus respectivas texturas. En la Tierra pueden ser fácilmente confundidos debido a la erosión que pueden sufrir los depósitos de flujos de detritos. Esto no se da en Marte puesto que los procesos erosivos actuales están sumamente restringidos; solo el viento ejerce alguna que otra acción significativa, aún cuando en el ambiente que se describe, es más importante el aporte que la erosión. Es en razón de esto último que puede observarse en el fondo del cráter un rellenamiento parcial, compuesto de coluvio y fundamentalmente, material polvoriento de origen eólico.
Aquí se ha analizado solo un pequeño cráter, embutido dentro de otro muchísimo mayor, que como muchos otros del hemisferio muestra una notable actividad hídrica, expresada en una diversidad de formas erosivas y deposicionales (M. C. Mailin et al 2003), algunas de las cuales, principalmente cárcavas, aparecen como formadas "recientemente" en pulsos intermitentes. Ello pudo deberse a cambios climáticos que han afectado y afectan al planeta de forma global, tanto en función del comportamiento solar, como también a oscilaciones de su eje de rotación.
![[Figura 5]](images/Fig5.jpg)
El análisis se ha realizado sobre la imagen térmica PIA03739, la cual constituye una termografía nocturna que capta una pequeña zona de 32 Km. de ancho, situada dentro de la antigua y densamente craterizada región que se extiende entre la también antigua cuenca de impacto Isidis y Elysium. Dicha imagen está centrada, aproximadamente, en los 9º de latitud norte y 109º de longitud este (Fig. 5).
Las temperaturas en esta imagen varían desde aproximadamente -105º C a -75º C. Los eyectos fluidificados de diseño lobulado (S), como si fueran grandes salpicaduras (de hecho lo son), se destacan con una tonalidad gris clara en función de su mayor temperatura respecto al entorno, el cual está constituido por materiales de fina granulometría, principalmente polvo eólico y, en menor grado, arena.
Los materiales rocosos situados en los bordes de los cráteres (R), se encuentran relativamente más calientes lo cual se resuelve con una tonalidad blanca y brillante dentro de la imagen térmica en cuestión.
Los cráteres de impacto con eyectos fluidificados son los que en definitiva, han permitido detectar la existencia de una capa no muy profunda de hielo y agua, que acertadamente R. Battistini (1985), ha denominado "hidrolitósfera".
Según S. W. Squyres et al. (1986), el origen del hielo (parte superior de la hidrolitósfera), acumulado en el interior de la potente cubierta regolítica marciana, no es claro. De todas maneras, numerosas líneas de evidencia indican que el hielo ha sido común en las tierras altas craterizadas. Su emplazamiento pudo haber ocurrido durante el periodo de intensa desgasificación, esto es en la temprana historia del planeta, favorecido por el brechamiento meteorítico. Este material fue capaz de retener grandes cantidades de agua, que impactos posteriores (Hesperiano medio a tardío), pusieron de manifiesto en los cráteres de salpicadura (splash craters), de tamaños modestos como los que se exponen en la Fig. 5.
El conjunto de imágenes analizadas en este trabajo indica que en la región de Elysium y en la adyacente Hyblaeus, se desarrollaron juegos de fosas tectónicas, fallas y depresiones de subsidencia, como así también una serie de cauces, estrechamente relacionados, en tiempo y espacio, a la actividad volcánica. Esta última alcanzó hasta el Amazoniano tardío, no existiendo evidencia alguna con respecto a procesos volcánicos activos en la actualidad.
La actividad hídrica de la región, pudo haber sido sincrónica o subsecuente respecto a ese volcanismo.
El fotoanálisis de detalle pone de manifiesto la relativa juventud de los paisajes que conforman la región de Elysium, al haber desaparecido la mayoría de las grandes formas de impacto (cráteres superiores a los 100 Km. de diámetro), como consecuencia de la actividad volcánica y procesos hídricos en menor medida. Respecto de estos últimos, se los sindica como principales responsables en la formación de determinados relieves residuales (mesas isla), situados al suroeste de Elysium, en la adyacente planicie conocida como Hyblaeus. Dichos relieves serían el resultado de una vasta erosión areal, de acción semejante a la terrestre en la conformación de pedimentos dentro de regiones semi-áridas y áridas. En Marte pudieron darse las condiciones para que ello sucediera en los inicios del Hesperiano, cuando la atmósfera del planeta era más densa, más húmeda y más caliente.
Los cráteres de impactos situados en latitudes medias a altas de ambos hemisferios, pero los del hemisferio sur en particular, muestran diversos hechos y situaciones en lo que a flujos hídricos se refiere; de algunos de aquellos puede decirse que han soportado una actividad más que reciente "actual", dado el aspecto juvenil de las formas tanto erosivas, como de acumulación.
Por último, los cráteres de impactos ponen de relevancia también antiguas formas que son exclusivas de Marte. Se trata de cubiertas de eyectos fluidificados y lobulados que circundan por completo la base de las paredes exteriores de determinados cráteres. Estos cráteres de salpicadura resultaron de la interacción entre los impactos y la hidrolitosfera, emplazada tempranamente durante el período de intensa desgasificación que afectó al planeta.
22 de mayo de 2004