POSIBLES DEPOSITOS SALINOS EN MARTE, SIMILITUDES CON DEPOSITOS SALINOS EN LA TIERRA - SALINAS GRANDES – CORDOBA - ARGENTINA

WALTER SERRA

Año: 2014

INDICE

Contenido Introducción ..................................................................................................................... 2 Objetivos Generales ........................................................................................................ 2 Materiales y Métodos ...................................................................................................... 3 Características Litológicas y Geomorfológicas de la Región de las Salinas Grandes .... 3 Litología ....................................................................................................................... 3 Geomorfología ............................................................................................................. 6 Clima............................................................................................................................ 7 Características Generales del Planeta Marte .................................................................. 9 Geología ...................................................................................................................... 9 Geomorfología ........................................................................................................... 10 Atmosfera .................................................................................................................. 11 Presencia de Agua .................................................................................................... 12 Discusión ....................................................................................................................... 14 Interpretación ................................................................................................................ 18 Conclusiones ................................................................................................................. 19 Bibliografía .................................................................................................................... 20

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Introducción El siguiente trabajo tiene como objetivo realizar una investigación comparativa de la acción del agua líquida en la superficie del planeta Marte caracterizada por depósitos salinos y su relación con formas similares presentes en la superficie de la Tierra. Las semejanzas encontradas en ambientes tan diferentes pudieran servir para sintetizar procesos físicos que han ocurrido en épocas distantes con dos planetas con bastantes similitudes en el contexto del sistema solar. La superficie de trabajo es un sector comprendido entre las latitudes 23º 56’ y 24º 11’ S y las longitudes 33º 34’ y 33º 49’ W (760 Km2), correspondientes al hemisferio sur de planeta Marte, más precisamente en el interior de un antiguo cráter situado al noreste del cráter Holden, la cual se contrastará con la región de las Salinas Grandes, ubicada al noroeste de la provincia de Córdoba, Argentina, que cubre un área aproximada de 2500 Km2, comprendiendo parte de los departamentos Tulumba, Ischilin y Cruz del Eje. Marte es el cuarto planeta del sistema solar a partir del Sol, es en muchos aspectos el más parecido a la tierra por ser de naturaleza rocosa al igual que Venus. Su órbita alrededor del Sol es bastante excéntrica con un Perihelio de 1,3814 UA y un Afelio de 1,6658 UA por lo que el año marciano dura 687 días terrestres. Su diámetro ecuatorial es de 6794 Km y su diámetro polar de 6750 Km lo que le confiere una forma ligeramente elipsoidal al igual que la Tierra. Con una rotación sobre su eje, el cual tiene una inclinación de 25º 11’ sobre el plano de su órbita, de 24 hs 37 min 22,7sg, se asemeja mucho al periodo de rotación de la Tierra. Precisamente esta oblicuidad del eje de rotación, hace que Marte tenga periodos estacionales en el hemisferio norte y el hemisferio sur, aunque son más largos debido a la duración del año marciano. La aceleración de la gravedad de Marte es 3,711 m/s² equivalente aproximadamente a la tercera parte de la de la Tierra (9,81 m/s²) y la temperatura media superficial es muy baja, -55 °C. Una característica importante del planeta Marte es su Velocidad de Escape de 5,027 Km/s, aproximadamente la mitad de la de la Tierra. Esta particularidad explica de cierta manera algunas peculiaridades atmosféricas que se dan en Marte como la escasez de vapor de agua y la abundante presencia de CO2. Con mecanismos físicos de variables un tanto diferentes, el ambiente de las Salinas Grandes, es bastante adecuado para establecer una investigación comparativa mediante el empleo de la técnica de procesamiento de imágenes, de esta manera se pueden caracterizar entidades que permitan constituir las propiedades generales que dan lugar a este tipo de paisajes. Principalmente el trabajo se circunscribirá a un sector característico correspondiente a la sección central del Bolsón de las Salinas Grandes, compuesto por una pampa salina donde se han generado tres grandes playas, Monte de las Barrancas, Monte Negro y San José de Las Salinas-Lucio V. Mansilla, esta ultima constituyendo asentamientos poblacionales. Las playas están cubiertas con una delgada capa de sales solubles (ClNa y SO4Na2), las partes más profundas de estas playas están constituidas por salares propiamente dichos.

Objetivos Generales Posibilitar la comprensión de los parámetros morfológicos y litológicos que componen el paisaje de las Salinas Grandes y su asociación con paisajes similares del hemisferio sur del planeta Marte como una manera de identificar los lugares más favorables para la presencia de agua en estado liquido en la sub-superficie de este planeta.

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Materiales y Métodos El método de investigación utilizado está centrado básicamente en el empleo de la técnica de “fotointerpretación”, sin perjuicio de ello, en la comparativa del ambiente terrestre, también se ha recurrido a datos de campo obtenidos de relevamientos in situ. Considerando los límites que imponen las resoluciones de las imágenes satelitales, se ha procedido con la delineación de las principales entidades litológicas de las Salinas Grandes, como así también de las estructuras que las afectan, realizando para ello un riguroso análisis multibanda de imágenes de sensores MSS, TM y ETM provenientes de satélites de la serie Landsat, como así también de cromas y texturas fotográficas correspondientes a fotografías aéreas de escala 1:20.000, 1:50.000 (Plan Cordillera Norte) que cubren algunos sectores de esta región. También se ha graficado los diseños de avenamiento y las redes básicas, principalmente de escurrimiento superficial, puesto que los mismas reflejan la influencia de factores tales como pendientes iniciales, dureza diferencial de las rocas, controles estructurales y diastrofismo reciente. Similarmente la interpretación de la región del hemisferio sur del planeta Marte se realizó con imágenes de distintas características espectrales, en soporte films y cintas magnéticas, provenientes de los sensores a bordo de las misiones Mariner 9 (1971, primera sonda en orbitar otro planeta), Viking I y Viking II, lanzadas en 1975 y alcanzando la órbita marciana en 1976 (con sus respectivos Viking Lander I y Viking Lander II), Mars Global Surveyor con su cámara de alta resolución (MOC) y altímetro (MOLA) y Mars Odyssey con su sensor infrarrojo (THEMIS). Los fotolieamientos detectados en la comparativa, pueden llevar a establecer algunas similitudes en los mecanismos físicos que permitan el descubrimiento de recursos hidrológicos, sean estos dulces o salobres y aun subterráneos, que sean útiles para futuras misiones tripuladas al planeta Marte.

Características Litológicas y Geomorfológicas de la Región de las Salinas Grandes Litología La región utilizada en esta comparativa se ubica al Noroeste de la provincia de Córdoba y comprende una parte de lo que se denomina el Bolsón de las Salinas Grandes el cual es una gran depresión salina que incluye también un sector del Sur de la provincia de Catamarca y del Este de la provincia de la Rioja (Mapa Nº1). Este bolsón está limitado por cordones montañosos que se observan en las fotografías aéreas e imágenes satelitales, los mismos corresponden a lo que se denomina geológicamente como las Sierras Pampeanas, caracterizadas por una composición de rocas cristalinas, frecuentemente intercaladas con masas de rocas plutónicas y derivaciones filonianas. Los cordones serranos ubicados dentro de la provincia de Córdoba, están compuestos por rocas metamórficas y plutónicas. Las rocas metamórficas son Gneiss tonaliticos (puede incluir Granate), Gneis micáceo, Cuarcitas, bancos de Anfibolitas y calizas de características cristalino granulosas. El estilo tectónico de este basamento es homoclinal con buzamiento regional que oscila entre los 35º y 75º, generalmente hacia el Este. Las rocas predominantes de las zonas serranas están constituidas en su mayoría por granodiorita y granito frecuentemente intruido por cuerpos apliticos. Estas rocas son parte integrante del gran batolito de la Sierra Norte de Córdoba. 3

Hay material Terciario aflorante en las lomas de Quilino y del Durazno, directamente al Oeste de la cadena Sierra Norte-Ambargasta.

Mapa Nº1 Localización de las Salinas Grandes. Fuente: IGN

El material sedimentario está muy cubierto por depósitos de acarreo recientes y subrecientes, bajo los cuales se prolonga hacia el Norte a ambos lados de las Lomas del Durazno, alcanzando profundidades progresivamente mayores hasta llegar a la Cuenca de las Salinas (Mapa Nº2). 4

Mapa Nº2 El rectángulo amarillo indica la región de las Salinas. Fuente: Regiones Naturales de Córdoba

En la localidad de los Algarrobos y La Batea (Mapa Nº3), el material sedimentario ha sido localizado alrededor de los 40mts de profundidad, y en la perforación “Salinas Grandes Nº 1 (Km. 907 F.C.G.B.), a los 82 m. Principalmente estos sedimentos terciarios están constituidos por limo arenoso de color rojizo-amarillo y a veces blanquecino conteniendo muchos sulfatos e intercalados con capas de tosca. Santiago del Estero Catamarca

La Rioja

Mapa Nº3 Fuente: elaboración propia, 2013

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También se individualizó terciario a una profundidad de 20 m, en la Dorsal Intersalinas, por debajo de la faja de sedimentos modernos, esta área cuenta con numerosos pozos que suministran agua pero de muy baja calidad. El material cuaternario corresponde a las formaciones Pampeana y Post-Pampeana ubicadas en el Pleistoceno inferior a medio y el Pleistoceno superior y Holoceno. Tanto el basamento cristalino como los sedimentos terciarios están cubiertos por esta formación de material cuaternario. También cubre valles, depresiones y bordes de los distintos sectores serranos como pie de montes, conos de deyección y conos aluviales, constituyendo de esta manera los depósitos más modernos del bolsón de las Salinas Grandes. Los depósitos cuaternarios están compuestos por materiales de granulometría gruesa que paulatinamente se van haciendo de granulometría más fina y uniforme a medida que nos acercamos a la zona llana. Esta característica está indicando un origen netamente fluvial, lógicamente también combinado con depósitos de origen eólico, arenas finas y limos-loessicos. Estos materiales finos poseen comúnmente importantes cantidades de vidrio volcánico y carbonato de calcio. Pozos cavados por la Dirección Provincial de Hidráulica de Córdoba permitieron determinar que los depósitos de material Cuaternario correspondientes al Pleistoceno y Holoceno en la zona de las salinas tienen espesores de aproximadamente de 150 metros.

Geomorfología La Cuenca de las Salinas Grandes constituye una depresión, limitada por sistemas de fracturas periféricas relacionadas con la perturbación tectónica mas reciente. Esta depresión está compuesta, en sus partes periféricas, por depósitos detríticos gruesos que corresponden a pie de montes disectados, en donde los conos aluviales y conjuntos de conoides, son las formas dominantes. Hacia la llanura estos depósitos son reemplazados paulatinamente por materiales más finos y uniformes de variadas génesis. En la sección central de la depresión hay una pampa salina cuyo eje mayor tiene una definida orientación NE-SW, con dos prolongaciones muy notorias: una directamente hacia el Norte, que atraviesa la Ruta Nacional 60, y la otra hacia el S-SE que corta a la Ruta Nacional 38, al Oeste de Serrezuela. La pampa salina es fundamentalmente una llanura ocupada por vegetación halófila, entre la que frecuentemente se encuentran eflorescencias salinas de color gris blanquecino o directamente blancos. En el interior de la pampa salina, se encuentran una serie de grandes playas como la de San José-Lucio V. Mansilla y la del Monte de las Barrancas, siendo la primera la de mayor superficie, aproximadamente a las 78000 Has, mientras que las del Monte de las Barrancas tiene aproximadamente 15000 Has. Estas playas probablemente formaron parte de un antiguo lago o laguna, que al desaparecer o reducirse a una mínima fracción ha dejado una superficie cubierta con una delgada capa de sales muy solubles en las que predominan notablemente el ClNa y el SO4Na2. Las partes más profundas de estas playas esta constituidas por salares propiamente dichos. En ellos se encuentran en las épocas de mayores precipitaciones, lagunas temporarias cuyos ejes mayores presentan una dirección NW-SE, prácticamente coincidentes con las direcciones de la fracturación principal1. 1

SERRA, Walter, QUINTANA SALVAT, Francisco. Caracterización Grafica del Bolsón de las Salinas Grandes y Adyacencias. Volumen I. Santa Fe, Ediciones EGRAFIA, Libro de Congreso VIII Congreso Nacional de Expresión Grafica en Ingeniería, y Arquitectura. Año 2011, pag. 214 a 228.

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El grado de solubilidad de las sales ha sido un factor para su distribución dentro de las playas. De esta manera el sulfato de sodio predomina en las márgenes, mientras que en el centro o en las partes más deprimidas se encuentran en mayor proporción el cloruro de sodio. Las playas cuentan con superficies semejantes a pequeñas islas de terrenos sobre elevados cubiertos por vegetación de monte, con especies tales como el algarrobo, jarilla, chañar, brea, quebracho blanco, tintitaco, pichanas, talas, garabato y cardones, etc. Hay superficies loessicas de formas medanosas que no solamente se encuentran en el bolsón y en la periferia de la pampa salina, sino también en su interior y aun bordeando o emergiendo entre las playas. Los médanos que se encuentran al oeste de San José, están constituidos por arena fina a media, de color gris pardo, poco arcillosa y con abundante yeso cristalino y escaso calcáreo. Estos médanos están rodeados por eflorescencias salinas que poseen bajos contenidos de ClNa y elevados en SO4Ca.2H2O. La conformación de los suelos de las Salinas Grandes puede distinguirse en suelos muy salinos con escasa vegetación halófila y que comprenden las superficies de terreno que rodean a los salares. Estos suelos están constituidos por una arcilla arenosa parda con muy poco mineral de de yeso y abundantes depósitos calcáreos. Esta capa de suelo puede tener un espesor de aproximadamente 1m y es frecuente encontrar agua salada debajo de ella. Luego tenemos los suelos salinos constituidos por arena fina limosa, con variables cantidades de arcilla y en donde el yeso y el calcáreo son, por lo general, abundantes. La coloración de estos suelos es parda rojiza oscura. Esta subunidad constituye la mayor parte de las salinas. Por último tenemos el suelo del salar constituido por sal explotable y ubicada en las superficies de terreno más deprimidas. La primera sustancia en depositarse es el CO3Ca que se encuentra en forma de tosca en el subsuelo. Le sigue hacia arriba el SO4Ca.2H2O que se encuentra en forma de yeso en cristales tabulares monoclinicos, asociados algunas veces en rosetas, dentro de las arcillas pardas-rojizas del subsuelo. Inmediatamente por encima sigue el CINa en cristales cúbicos o esqueletos de cristales engastados unos en otros o bien como cristales diminutos formando polvo blanco. Finalmente se deposita el sulfato de sodio en eflorescencias claras sobre la sal. Las fotografías aéreas a escala 1:50000 de la depresión de las Salinas Grandes permiten observar material terciario cuasi superficial y es muy probable que debajo de las Salinas Grandes se encuentren este tipo de sedimentos.

Clima Climáticamente la mayor parte de la Región corresponde al dominio semi-seco con gran déficit hídrico en las planicies del noroeste, principalmente en la zona comprendida en la cuenca cerrada de las Salinas Grandes. Una pequeña franja al oeste de la provincia de Córdoba que limita con las Salinas Grandes pertenece al dominio semidesértico con excesivo déficit de agua (300 a 550 mm) y sin invierno térmico, los veranos térmicos por otra parte, suelen ser rigurosos Al oeste de los sistemas serranos el clima es seco, con precipitaciones entre 380 y 480 mm., constituyendo la porción más árida de la Provincia de Córdoba. Aquí encontramos ambientes semiáridos, cálidos, arenosos o rocosos, tanto en áreas llanas como ascendiendo por los faldeos de las sierras. Se encuentran estas áreas asociados a un tipo de vegetación conocida como bosque chaqueño occidental en los llanos occidentales, entre las Salinas Grandes y la Sierras del Norte. 7

Hacia el sur, en los pie de monte occidentales de las Sierras Pampeanas, las condiciones topográficas dan lugar a un contexto micro climático diferente, el bosque chaqueño deja paso a otro tipo de vegetación particular de los faldeos de las sierras y de las quebradas permitiendo veranos más frescos.

Departamento Tulumba (Oeste) Ischilin (Oeste) Cruz del Eje (Norte)

Temperatura Máxima Media Anual

Temperatura Mínima Déficit Hídrico Media Anual

27º C

11º C

550mm

27º C

11º C

550mm

27º C

11º C

550mm

Las imágenes satelitales obtenidas por el sensor Landsat ETM+ muestran la región de las Salinas Grandes con resolución suficiente para realizar una correcta interpretación de las principales formas litológicas y geomorfológicas. La imagen satelital de la (Fig. Nº1) es una imagen Landsat ETM+ combinación de bandas pseudo color real, la cual fue ecualizada mediante técnicas de procesamiento de imágenes, con el objeto de mostrar el ambiente salino.

Fig. Nº1 Imagen Landsat ETM+ 2010 B321 ecualizada (resolución 30m) Fuente: elaboración propia, 2014

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Características Generales del Planeta Marte Geología Marte es un planeta con un diámetro equivalente aproximadamente al 50% del de la Tierra (Fig. Nº2). Fundamentalmente está constituido por basalto con un alto contenido de óxidos de hierro lo que le proporciona el característico color rojizo de su superficie.

Fig. Nº2 Localización de la Tierra en el Sistema Solar

Si lo comparamos con la corteza terrestre donde predominan los silicatos y aluminatos, en el suelo de Marte predominan los ferrosilicatos constituidos principalmente por oxigeno, silicio y hierro. El porcentaje de sílice es de aproximadamente 20,8% y 13,5% de hierro. Los periodos geológicos de Marte son imprecisos dado que los modelos que intentan explicar la tasa de “lluvia meteórica” para el sistema planetario son variados. Es evidente que por la distancia al Sol y sus dimensiones el núcleo de magma de Marte se enfriara más rápidamente que en la Tierra, esto hace que la corteza superficial fuera una cascara continua con escasas fracturas dinámicas, más precisamente no hay tectónica de placas. Esto es la causa que en el planeta tampoco tenga grandes cadenas montañosas o actividad volcánica notoria. Una característica interesante de Marte es la falta de un campo magnético a un nivel planetario. El Mars Global Surveyor captó un magnetismo de baja intensidad distribuido en forma irregular en la superficie del planeta lo cual sugiere un magnetismo remanente producto de la cristalización en la roca basáltica de minerales magnéticos como la magnetita. Estos minerales estarían indicando la dirección del campo presente al momento de la cristalización, lo cual permite suponer que Marte tuvo campo magnético en alguna época. Una teoría que explique el actual magnetismo del planeta podría ser que el aumento de la viscosidad del núcleo se produjo por una litosfera con poca dinámica y sin fracturas que frenó el efecto dinamo.

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Geomorfología La geografía de Marte está dominada por un paisaje de cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y médanos y dunas de arena (Fig. Nº3). El planeta presenta características geográficas distintas entre el hemisferio norte y el sur. El hemisferio norte se presenta más llano y con menos cráteres de impacto que el hemisferio sur.

Fig. Nº3 Proyección cartográfica de mosaico de imágenes obtenidas con la cámara MOC. Fuente: NASA

Hay que considerar sin embargo que la tenue atmosfera que presenta el planeta, mas los intensos vientos cargados de polvo marciano han configurado una superficie que ha suavizado el relieve borrando pequeños cráteres de impacto y accidentes menores. El Mars Global Surveyor obtuvo un modelo altimétrico utilizando el Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) el cual consiguió distinguir un rasgo que caracteriza a Marte y es la gran diferencia de altura entre el pico más elevado del planeta y la cuenca más profunda. El punto de menor altura es el inmenso cráter de impacto de Hellas Planitia que tiene 6 Km de profundidad y 2000 Km de diámetro, y cuyo borde exterior está compuesto por una cadena de montanas de más de 1000 kilómetros de ancho. El punto más elevado del planeta está situado en el complejo volcánico de Tharsis y es el Monte Olimpo con una altura de 25000 metros, su cumbre se eleva por encima de la mayor parte de la atmosfera marciana. Otro accidente geográfico llamativo es el Valles Marineris, cercano al Ecuador marciano, es un gran cañón de aproximadamente 2700 Km de largo y 500 km de ancho con una profundidad de entre 2 y 7 Km. Hay otra peculiaridad interesante en el planeta y es el gran desnivel entre el hemisferio norte y el sur, las hipótesis que explican este hecho son variadas. La apariencia del hemisferio norte es llana y uniforme con pocos cráteres de impacto, mientras que el hemisferio sur posee una gran cantidad de cráteres de impacto, lo cual sugiere que las planicies del hemisferio norte son más jóvenes. Una teoría controversial para este 10

hecho, es la de un impacto descomunal en tiempos recientes lo que dejó luego del cataclismo una “llanura” homogénea (Fig. Nº4).

Fig. Nº4 Representación topográfica de Marte obtenida por el MOLA. Fuente: NASA

Los volcanes de la región de Tharsis son entre 10 y 100 veces mayor que los terrestres, con coladas volcánicas también más importantes. Hay teorías que sugieren que los volcanes de Marte son de gran magnitud porque los puntos calientes del manto se mantienen casi alineados con la superficie debido a la falta de una tectónica de placas. Las imágenes de la superficie del planeta obtenidas por los sensores permiten observar patrones característicos correspondientes a redes de avenamiento con valles similares a los esculpidos por las redes hidrográficas de la tierra, también es posible apreciar diseños de estructuras aluviales como conos de deyección y deltas que supuestamente se habrían mantenido con pocas alteraciones a lo largo del tiempo. Todos estos rasgos estarían sugiriendo un pasado “más húmedo” de Marte y quizás también menos inhóspito.

Atmosfera Marte tiene una atmosfera insignificante si lo comparamos con la terrestre, la presión superficial solo alcanza de 7 a 9 hPa (Tierra 1013 hPa). La atmosfera es tan delgada que apenas si alcanza 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. La atmosfera de Marte está compuesta principalmente por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de nitrógeno, 1.6% de argón y algunos vestigios de oxigeno molecular (0.15%). También se ha detectado una mínima cantidad de monóxido de carbono (0.07%) y vapor de agua (0.03%). Esta atmosfera tan delgada sin embargo no es impedimento como para permitir grandes tormentas de polvo en la superficie del planeta, estas modelan el paisaje marciano dando lugar a la existencia de campos de dunas. Por otro lado el viento cargado de partículas de polvo realiza un trabajo de tallado sobre algunas estructuras que adquieren formas curiosas, además las partículas más finas enmascaran lo que Marte pudiera llegar a mostrar de su verdadero pasado menos inhóspito. Los sensores 11

remotos orbitales han podido observar nubes blancas atribuidas a la condensación y congelamiento en invierno del escaso vapor de agua presente en la atmosfera, por otra parte el anhídrido carbónico también se condensa y forma nubes de cristales de nieve volátil principalmente en latitudes polares. La atmosfera marciana es muy tenue pero aun así es suficiente para producir un “efecto invernadero” lo que eleva la temperatura superficial del planeta aproximadamente 5 a 6 ºC. La variabilidad estacional de la temperatura superficial depende de la latitud, por ejemplo en el ecuador marciano la temperatura máxima diurna estival puede superar los 20 ºC mientras que la temperatura mínima puede ser cercana a – 80 ºC. Este salto térmico se explica por la escasez de una atmosfera lo suficientemente densa como para retener el calor además de la aparentemente baja inercia térmica del suelo marciano. Marte tiene una velocidad de escape más baja que la Tierra, esto puede haber influido para que en el planeta se haya producido un “escape de la atmosfera”. La velocidad media de las moléculas de un gas depende de la temperatura y también de la masa de la molécula. Si consideramos una temperatura dada en las capas más altas de la atmosfera de un planeta donde la densidad de moléculas es menor, las colisiones de las mismas son más escasas, de esta manera, parte las moléculas de un gas alcanzan velocidades más altas lo cual favorecería su escape de la atracción gravitatoria del planeta. El hidrogeno es un elemento “liviano” cuyas moléculas pueden alcanzar altas velocidades. Una teoría sostiene que en la atmosfera marciana el hidrogeno habría arrastrado gran parte del oxigeno dejando el dióxido de carbono. De esta manera al evaporarse el agua por el escape de la atmosfera, ésta no ha podido actuar en las reacciones químicas que fijan el dióxido de carbono en minerales como por ejemplo la piedra caliza, el oxigeno remanente en la atmosfera de Marte ha oxidado el hierro dando lugar al característico tono rojizo del planeta. Esta teoría resulta interesante pero implicaría que Marte ha variado su velocidad de escape a lo largo del tiempo o bien nunca tuvo una atmosfera significativa puesto que el oxigeno remanente no es suficiente para “oxidar el planeta”. Variadas cantidades de diferentes gases han sido liberados a la atmosfera producto de la actividad volcánica. Por ejemplo el gas carbónico se mantiene en la atmosfera pero las pequeñas cantidades de vapor de agua tienden a congelarse y a precipitar en el suelo como nieve refractaria. Las moléculas de agua tienden a disociarse y el hidrogeno escapa al espacio exterior por ser un elemento muy liviano, otros elementos como el helio también alcanzan rápidamente la velocidad de escape. De esta manera elementos como el argón que si bien es un elemento ligero, no alcanza a escapar al espacio, pero como es un gas inerte tampoco se combina con otros elementos por lo que queda suspendido en la atmosfera. El nitrógeno y el oxigeno son producidos en Marte en cantidades muy pequeñas, también se ha encontrado vestigios de metano probablemente de origen volcánico. Con escases de oxigeno la capa de ozono resulta muy delgada, prácticamente no existe una ozonósfera.

Presencia de Agua El agua en estado líquido en Marte está ligada a las condiciones ambientales. Presión y temperatura son factores que han influido para que el agua solamente haya estado presente probablemente durante los primeros 1000 o quizás 1500 millones de años. Subsiguientemente, el agua en estado líquido, ha tenido una actuación circunstancial en la superficie del planeta. “Las formas generadas por la acción de flujos fluviales y por ciclos de congelamiento y fusión del hielo subsuperficial (permafrost), juntamente 12

con outflows y formas producidas por procesos de remoción en masa, son las únicas evidencias morfológicas claras de la acción del agua en Marte”2. Con una atmosfera tan tenue de aproximadamente 7.4 hPa en la superficie del planeta (9 hPa en las depresiones), el agua en estado líquido es prácticamente inadmisible. Si la atmosfera fuera lo suficientemente densa y con una temperatura adecuada como para que la presión atmosférica impidiera que el agua entrara en ebullición, sería factible algún flujo hidráulico producto del descongelamiento de algunas estructuras de hielo subterráneo. Por lo tanto las formas debidas al accionar de flujos hidráulicos, probablemente tuvieron lugar durante un lapso en el cual existió una atmósfera reductora con un clima más cálido y húmedo y una presión atmosférica que pudo haber oscilado entre 500 hPa y 1000 hPa. En las paredes de algunos cráteres de impacto y en valles profundos del hemisferio sur marciano, puede observarse algunos accidentes topográficos que aparentan ser producto de la acción de torrentes de agua con procesos de remoción de rocas. La sonda Mars Reconnaisance Orbiter ha mapeado lo que aparentemente serian grandes glaciares a profundidades de 1 a 2 Km y ubicados en latitudes bastante bajas. Por otra parte la sonda Mars Odyssey ha delimitado lo que podría representar antiguas líneas de costas de cuencas fluviales similares a la de los mares o lagos terrestres. Algunas teorías sugieren la existencia en el pasado marciano de océanos de agua en estado líquido producto de interpretar las relaciones topográficas de contactos de canales de outflows que desembocan en esas cuencas. El presente trabajo ha sido efectuado con procedimientos de fotointerpretación proveniente de los sensores orbitales, de los cuales se deduce que no es posible apreciar en las cuencas del hemisferio sur de Marte indicios que indiquen que en algún periodo pudiera haber albergado grandes lagos o mares similares a los terrestres. Se podría inferir también que la existencia de volúmenes de agua a nivel planetario que permitan justificar una sedimentación y estratificación de grandes cuencas fluviales no es claramente apreciable. Las trazas de estratificación o sedimentación parcialmente cubiertas por el polvo marciano pueden ser quizás el resultado de impactos de meteoritos o asteroides, posteriormente una lluvia de material desprendido en el momento del impacto se depositó en forma de capas estratificadas combinadas con la deposición de otros eyectos. Las precipitaciones de nieves refractaria y volátil tal vez de alguna manera combinadas con material pulverulento muy fino, también pueden haber contribuido, en algún momento de un Marte más activo, en el cual la densidad de la atmosfera era más considerable, para que se produjeran procesos de deposición. El vulcanismo explosivo también puede haber participado de ciertos mecanismos de estratificación al enviar grandes cantidades de eyectos al espacio atmosférico los que probablemente causaron microclimas desconocidos capaces de producir ciertas precipitaciones fluidas. Estas luego actuaron en forma de flujo dinámico en varios eventos erosivos que posteriormente las actividades eólicas de acumulación-deflación se encargaron de modelar hasta que de alguna manera suavizaron definitivamente este paisaje. El agua en estado de vapor en la atmosfera de Marte es de un porcentaje de apenas 0.01%, como la presión atmosférica es tan baja, cuando la temperatura alcanza aproximadamente los -80 ºC, el vapor de agua se solidifica en el suelo formando hielo refractario, cuando la temperatura se eleva gran parte del hielo aparentemente se sublima en vapor sin pasar por el estado líquido. De esta forma, en el invierno marciano, cuando la temperatura disminuye por debajo de los -100 ºC, en las latitudes 2

QUINTANA SALVAT, Francisco. Morfología Vinculada a la Acción del Agua en Marte. Volumen X. Córdoba, Ediciones Fotogeología y Teledetección, Revista Fotointerpretación. Año 2002, pag. 434 a 445.

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más altas, la delgada capa de hielo refractario es cubierta por un manto de nieve carbónica producto del congelamiento de parte del CO2 de la atmosfera. Diversas teorías han especulado sobre el accionar del agua en suelo marciano desde que la sonda Mariner 9 enviara por vez primera imágenes de la superficie del planeta. Las trazas de flujos dinámicos sobre el suelo marciano son claramente asociables a los flujos hidráulicos sobre la superficie de la Tierra y la presencia de pequeños casquetes polares parece evidencia de un sutil clima del planeta. Sin embargo la pregunta sigue siendo inquietante ¿Como fue verdaderamente el clima marciano como para que quedaran rastros tallados como en Valles Marineris? ¿O que quedó de los flujos dinámicos que dieron lugar a la formación de redes de escurrimiento o deltas?

Discusión Se estudiaron primero las imágenes provenientes de la sonda Mariner 9 con el objeto de individualizar en la superficie del suelo de Marte las áreas más interesantes para identificar posibles depósitos salinos. Esta sonda llevaba cámaras de TV (Vidicón), con objetivos de ángulo estrecho y gran angular que le permitió obtener imágenes de alta y baja resolución (50m/línea barrido y 500m/línea barrido) de la superficie de Marte. También se utilizó la información proveniente de las sondas Viking que obtuvieron imágenes con sus cámaras vidicón (VIS) y su detector de infrarrojo térmico (IRTM) y de la nave espacial Mars Odyssey con el sistema de imágenes de emisión térmica THEMIS que combina cinco canales visibles y 10 de infrarrojo. Esta información básica permitió decidir que el lugar con mejor factibilidad para la búsqueda de depósitos salinos, era el hemisferio sur del planeta.

VIS ( IR (

0.425

0.540

0.654

0.749

0.860

6.78

6.78

7.93

8.56

9.35

19 m/pixel 10.21

11.04

11.79

12.57

14.88

100 m/pixel

Resoluciones de la Themis

Hay diez filtros para la separación de la energía electromagnética en el infrarrojo, sin embargo los dos primeros tienen el mismo centro espectral. Las longitudes de onda del infrarrojo térmico son muy útiles para la detección del agua y el hielo, puesto que estos absorben fuertemente este tipo de energía electromagnética. Posteriormente se analizaron los datos provenientes del Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) a bordo del Mars Global Surveyor, este vehículo espacial ingresó en la órbita marciana en 1997 e inmediatamente comenzó a enviar imágenes obtenidas con su cámara MOC, (ultima comunicación con la Tierra noviembre de 2006). Las mediciones altimétricas laser permitieron realizar un mapa topográfico global del planeta destacando los relieves más sutiles de cráteres y cañadones parcialmente cubiertos por el polvo o hielo marciano. La Fig. Nº5 es una imagen de Marte realizada mediante la combinación de datos obtenidos con el MOLA y aproximadamente 1000 imágenes del gran angular de la MOC, la precisión vertical es de aproximadamente 5 metros. El sector destacado en la figura corresponde al cráter de impacto Holden ubicado en el hemisferio sur de Marte.

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Fig. Nº5 Mosaico de imágenes simulando color real de Marte. Fuente: NASA

Al noreste de este cráter se observa otro cráter más pequeño que ha sido denominado cráter Holden Noreste por los astrónomos. Precisamente el interior de este cráter presenta unas formas geográficas de características muy llamativas y que parecen haber sido producidas por el accionar de algún tipo de de flujos acuoso a semejanza de lo que ocurre con los flujos hídricos sobre la superficie de la Tierra. En la Fig. Nº6 se indica la ubicación de los cráteres Holden y Holden Noreste, donde se puede observar aparentemente un abanico sedimentario el cual se asemeja mucho a los deltas y abanicos aluviales de la Tierra. La Mars Orbiter Cámara (MOC), trabajando en el modo alta resolución permite observar sobre la superficie de Marte detalles de 12 metros a 1.5 metros. Esta característica posibilitó identificar con gran detalle este abanico aluvial posiblemente formado por el accionar de agua líquida fluyendo en un pasado marciano con una atmosfera más húmeda o por el resultado de la irrupción en la superficie del planeta de agua contenida en quizás una cuasi hidrolitosfera (Fig. Nº7). Por lo tanto, esta área es muy interesante para la búsqueda de detalles o patrones espectrales que indiquen la presencia de alguna clase de depósito que sustente la teoría de un accionar hidráulico.

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Cráter Holden Noreste

Cráter Holden

Fig. Nº6 Cráter Holden y Cráter Holden Noreste. Fuente NASA

Fig. Nº7 Abanico aluvial. Fuente NASA

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Una de las maneras de asociar los flujos con la presencia de agua en estado líquido, es a través de depósitos de carácter salino que permita ser comparado con los mismos patrones correspondientes a depósitos salinos observados sobre la superficie de la Tierra. Puesto que los sedimentos transportados por los supuestos flujos acuosos pudieron haber configurado este verdadero delta marciano y por lo tanto, la búsqueda de depósitos salinos constituiría una prueba importante sobre la posibilidad que este delta sea producto de corrientes de agua fluyendo probablemente en tiempos relativamente recientes, es que se elije este delta como muy apropiado para comparar patrones espectrales vinculados a los depósitos salinos. Las imágenes permiten observar el cráter Holden Noreste y el delta que se ubica a 23º 10’ S, 33º 45’ W con patrones morfológicos muy similares a los que se observan sobre la superficie de la Tierra. Los bordes del cráter están derrumbados y se observan dos canales de erosión que vuelcan hacia el interior del cráter el cual aparentemente está rellenado con material sedimentario fino y posiblemente cementado, lo que implicaría que en tiempos remotos probablemente fue el lugar de asentamiento de un lago. También se observa material grueso producto de remoción de rocas quizás por la acción de torrentes de agua. La imagen MOC2-543a (Fig. Nº8), es un mosaico de imágenes de alta resolución adquiridos entre agosto de 2000 y septiembre de 2003, en ella se muestra un delta de 650 Km2. En esta imagen, el norte está arriba y la escena está iluminada por la luz del sol desde la izquierda. La cámara MOC de ángulo estrecho (NA), toma imágenes en escala de grises, el color se añade de los datos recogidos en la porción visible de longitudes de onda obtenidas por el Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS), a bordo la nave espacial Mars Odyssey. La imagen muestra todo el abanico aluvial, que aparentemente es una forma de relieve fósil, es decir, un remanente erosionado de esta forma supuestamente fluvial. Los canales a través de los cuales se transportaban sedimentos ya no están presentes, sólo sus plantas se han mantenido. El relleno aluvial (carga de fondo de lecho) diagenizado de estos antiguos canales, ha quedado en situación de relieve invertido por la acción erosiva diferencial, por lo tanto los mismos se presentan como crestas y mesas estrechas y sinuosas. Puede observarse en la imagen un pequeño cráter de impacto de aproximadamente 1200 m de diámetro en el abanico del delta, el cual pudo haber ocurrido en época posterior a la desaparición del agua superficial pero con un suelo que aún conservaba un cierto grado de humedad. Por otra parte las imágenes THEMIS procesadas permiten observar patrones espectrales consistentes con minerales de cloruro. Los colores son muy similares a su aspecto natural, el depósito de mineral de cloruro se observa con un tono brillante, como las salinas de la Tierra. Estos depósitos de sales minerales aparentemente corresponden a un flujo acuoso continuo del delta, que probablemente podríamos situar hace 3500 millones de años, sustentando de esta forma la hipótesis que el planeta Marte tuvo un periodo más caliente y húmedo. Sin embargo también es admisible la hipótesis que este delta sea producto simplemente del accionar de una hidro-litosfera que fue forzada a la superficie por algún impacto en tiempos más recientes.

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Fig. Nº8 Imagen MOC 543a. Fuente: NASA

Interpretación Del procesamiento de materiales expresado en el título “Materiales y métodos”, se seleccionaron una serie de imágenes LANDSAT TM de las Salinas Grandes que son las utilizadas en este trabajo, las cuales se compararon con la imagen MOC-543a. De la comparación realizada en la Fig. Nº9, se deduce que la imagen MOC543a, contiene elementos que permiten sustentar con sólidos fundamentos la hipótesis 18

propuesta, esto es, que las condiciones ambientales y morfológicas del Delta Cráter HOLDEN NORESTE están materializadas en trazas representativas de un origen fluvial con depósitos salinos similares a los encontrados en la Tierra.

Fig. Nº9 A la izquierda planicie salina marciana, a la derecha Pampa Salinas Grandes. Fuente: elaboración propia, 2014

Por lo tanto, en la periferia del delta y bajo condiciones de aridez definida posiblemente haya una concentración de sales principalmente constituidas por cloruros y sulfatos que tanto en la Tierra como en Marte pueden considerarse como verdaderos salares (sebkra, parte más profunda de una cuenca continental, al menos en el planeta Tierra). Considerando que Marte en ese momento tenía una atmosfera mas reductora y por consiguiente mas húmeda es muy probable que la parte distal del delta que estamos observando en la imagen se comportara de forma muy semejante a los deltas terrestres que desembocan en depresiones o grandes llanuras continentales donde se acumula y luego se evapora el agua dejando depósitos salinos que luego en parte son removidos por el viento y en parte rellenados por material pulverulento fino. Sin embargo subsiste el interrogante de qué tipo de flujo acuoso fue capaz de conformar este delta cuya superficie inferior fue cementada dando lugar a un relieve invertido muy particular.

Conclusiones De esta manera, la presencia de los depósitos salinos indicados en el delta de la imagen MOC-543a situados debajo de una capa de material de deposición eólica, semejantes a los que poseen las Salinas Grandes en el noroeste de la provincia de Córdoba, Argentina, conlleva a una nueva hipótesis intrigante sobre el pasado de Marte y sobre el futuro de la Tierra. La exploración de este delta en el cráter Holden Noreste puede ser un lugar por demás interesante para futuras misiones robóticas hacia el planeta Marte puesto que las estructuras observadas no se alejan de un origen fluvial, habiendo sido de esta manera probablemente un ambiente muy propicio para albergar algún tipo de vida primitiva medianamente compleja. 19

Bibliografía NASA - Goddard Space Flight Center NASA, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology QUINTANA SALVAT, Francisco. Morfología Vinculada a la Acción del Agua en Marte. Volumen X, págs. 434-445. Córdoba, Ediciones Fotogeología y Teledetección, Revista Fotointerpretación. Año 2002, SERRA, Walter, QUINTANA SALVAT, Francisco. Caracterización Grafica del Bolsón de las Salinas Grandes y Adyacencias. Volumen I. Santa Fe, Ediciones EGRAFIA, Libro de Congreso, VIII Congreso Nacional de Expresión Grafica en Ingeniería, y Arquitectura. Año 2011 SOCIETY, MOLA Science Team, MSS, JPL, NASA

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