La sonda Mars Express de la ESA ha capturado imágenes de una de las
mayores redes de canales de desbordamiento en el Planeta Rojo.
El sistema de canales de Kasei Valles se extiende por unos 3.000 km
desde su origen en Echus Chasma —al este de la elevada región volcánica
de Tharsis y justo al norte del sistema de cañones de Valles Marineris—
hasta desembocar en las enormes llanuras de Chryse Planitia.
Cráter Worcester en contexto
Una combinación de vulcanismo, tectónica, derrumbes y subsidencia en la región de Tharsis provocó la liberación de grandes masas de agua en distintos puntos de Echus Chasma, que inundaron la región de Kasei Valles hace unos 3.600-3.400 millones de años. Estas antiguas mega inundaciones dejaron su huella en las formaciones que podemos ver hoy en día.
Distintas secciones de Kasei Valles ya han sido fotografiadas por Mars Express durante sus 14 años junto al Planeta Rojo, pero esta nueva imagen, tomada el 25 de mayo de 2016, captura una sección justo en su desembocadura.
Un cráter de impacto de 25 km de ancho —el cráter Worcester—, que aparece a la izquierda del centro de la imagen en color principal, apenas ha conseguido resistir la fuerte erosión de estas mega inundaciones.
Aunque ha desaparecido gran parte del manto de material que rodeaba el cráter, expulsado de su interior en el momento del impacto, la sección aguas abajo logró resistir. Con el tiempo, esto ha dado lugar a un aspecto de isla alargada, con una topografía escalonada que podría sugerir variaciones en los niveles de agua debidos a distintos episodios de inundaciones.
Topografía de la desembocadura de Kasei Valles
Por el contrario, el manto de residuos que rodea el cráter adyacente ha permanecido intacto. Esto indica que el impacto que provocó el cráter se produjo después de la inundación principal.
El aspecto del manto de residuos, además, nos habla de la naturaleza de
la superficie subyacente: en este caso apunta a una abundancia de agua o
hielo de agua en la vega.
En efecto, este patrón recuerda al de una “salpicadura”: los residuos
proyectados desde el cráter eran ricos en agua, lo que les permitió
fluir con cierta facilidad. Según iba reduciéndose su velocidad, estos
restos iban quedando atrás, formando terraplenes a media que el material
se apilaba.
Vista en perspectiva hacia el cráter Worcester
El gran cráter que aparece más al norte (arriba a la derecha) de la
imagen no parece ser tan profundo como el cráter Worcester y su vecino.
De hecho, se encuentra en una planicie al menos 1 km más elevada que las
llanuras inferiores.
No obstante, en el centro del cráter se ve una pequeña depresión, lo que
suele indicar una capa más débil —de hielo, por ejemplo— que estaba
enterrada en el momento del impacto.
Una observación más detallada también revela el tenue contorno del manto
de eyección del cráter, incluyendo una parte vertida sobre las
planicies inferiores.
La vista en perspectiva muestra un primer plano de estos terraplenes,
mirando desde el cráter asociado hacia el erosionado cráter Worcester,
al fondo.
Anaglifo de la desembocadura de Kasei Valles
Este material eyectado muestra un interesante patrón estriado del que
carecen otros cráteres de esta imagen. Esto podría sugerir una
diferencia en la naturaleza del propio impacto, quizá debido a la
energía del choque, a la forma en que el material eyectado se distribuyó
o a la composición de la elevación.
Alrededor de esta elevación pueden verse pequeños canales dentríticos,
lo que podría apuntar a variaciones en la magnitud de inundación a lo
largo de numerosos episodios.
También pueden apreciarse cierto número de cráteres menores en las
llanuras. Estos parecen poseer unas “colas” de color más claro apuntando
en la dirección opuesta al flujo del agua procedente de Kasei Valles.
Estos cráteres se formaron por impactos producidos tras la gigantesca
inundación, y sus delicadas colas se deben a los vientos que soplan
subiendo por el valle hacia el oeste. Sus crestas elevadas influyen en
el flujo del viento sobre el cráter, de forma que el polvo situado
inmediatamente “detrás” de él no se ve perturbado en comparación con las
llanuras colindantes, más expuestas.
Gracias a todas estas características, la escena puede darnos cuenta de
la actividad geológica a lo largo de miles de millones de años en la
historia de Marte.
esa
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