INTRODUCCIÓN

Uno de los más sólidos puntos de apoyo de lasactuales teorías sobre la formación del SistemaSolar es la distribución de los volátiles, los com-puestos de bajo punto de fusión y vaporización.Según vamos alejándonos del Sol, el metal y la ro-ca que predominan en los cuerpos interiores vandejando paso a especies químicas como el agua, eldióxido de carbono, el metano o el hidrógeno, másestables a las bajas temperaturas que (creemos)predominaron en las órbitas exteriores. Excep-tuando las atmósferas de los planetas gigantes ylos océanos subterráneos que parecen existir enbuena parte de sus satélites, estos materiales sepresentan en estado sólido. El estudio del compor-tamiento de los diferentes tipos de hielo se haconstituido en una nueva especialidad dentro de laGeología Planetaria: la Criogeología, con susapartados de Criovulcanismo o Criotectónica, y dela cual la Glaciología sería una subespecialidadencargada de estudiar el flujo del hielo en las su-perficies planetarias.

En algunos satélites, los materiales arrojados porlos volcanes se comportan de manera parecida a los

glaciares terrestres; lo típico, sin embargo, es que lastemperaturas superficiales sean demasiado bajas pa-ra permitir flujos, de forma que las cortezas de hielose rompen o se pliegan como las envueltas rocosasde los planetas terrestres. Marte, situado en la fron-tera del Sistema Solar exterior, es un caso muy espe-cial. Los planetesimales a partir de los cuales se for-mó contenían, aparentemente, cantidades importan-tes de volátiles de punto de fusión moderado, esen-cialmente agua y CO2, suficientes para formar unaatmósfera e incluso una hidrosfera transitoria. Sinembargo, la baja gravedad marciana, una terceraparte de la terrestre, es insuficiente para retener unaatmósfera, que a largo plazo (en periodos del ordende los 109 años) terminó escapando al espacio em-pujada por el viento solar, muy enérgico en cuerpossin campo magnético duradero. Con una atmósferaresidual como la presente (7 milibares de presión at-mosférica media en superficie), el efecto invernade-ro sería despreciable, y los volátiles que todavía que-daban en el planeta (en la hidrosfera, p. ej.) se con-gelaron, en la superficie formando glaciares o enprofundidad como permafrost (Fig. 1). Ambos depó-sitos forman el cuerpo de estudio de la glaciologíamarciana.

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GLACIARES DE MARTEThe Martian glaciers

Francisco Anguita (*)

RESUMEN

Marte cuenta no sólo con dos espectaculares glaciares de casquete sobre sus polos, sino también conmúltiples signos de flujo de hielo en sus latitudes medias. Muchos de estos flujos glaciares pueden estar re-lacionados con aparatos volcánicos, y producirse a partir de los volátiles emitidos en erupciones. En otroscasos, el estudio de los depósitos glaciares marcianos permite plantear la posibilidad de vuelcos bruscos,de origen caótico, del eje de rotación. Según esta hipótesis, los periodos fríos afectarían alternativamentea las latitudes polares y a las ecuatoriales, una idea que, de confirmarse, llevaría a la conclusión de que lasglaciaciones marcianas y terrestres se originan por mecanismos muy distintos. Aun así, la presente degla-ciación rápida en ambos planetas permite plantear paralelos interesantes.

ABSTRACT

Mars has two small but outstanding polar glacier sheets, and also abundant traces of present and pastmid-latitude glaciers. Many of these could be related to volcanic constructs through volatile species emit-ted in eruptions. The analysis of Martian moraines suggest also the possibility of chaotic overturns of therotational axis. Insolation could then take minimum values alternately on high and low latitudes. If this hy-pothesis is confirmed, we would be lead to think that Martian and Earth glaciations originate through qui-te different mechanisms. Even then, the present rapid deglaciation on both planets permits an interestingparallel.

Palabras clave: Marte, Geología Planetaria, Glaciología.Keywords: Mars, Planetary Geology, Glaciology.

(*) Departamento de Petrología. Facultad de Ciencias Geológicas. Universidad Complutense, 28040 Madrid. E-mail:anguita@geo.ucm.es

Enseñanza de las Ciencias de la Tierra, 2006. (13.3) 322-328I.S.S.N.: 1132-9157

GLACIOLOGÍA COMPARADA DE MARTE YLA TIERRA

Las especulaciones sobre el permafrost marcia-no acabaron en 2002, cuando un espectrómetro de lasonda norteamericana Mars Odissey midió la absor-ción de neutrones en el subsuelo del planeta, correla-cionable con la abundancia de hidrógeno. En buenalógica, grandes cantidades de este elemento sólo sepueden encontrar en moléculas de agua; de ahí lairritación de los geólogos de la NASA cuando, alaño siguiente, la Agencia Europea del Espacio(ESA) anunció a bombo y platillo el descubrimientode hielo de agua en el subsuelo marciano. Veremosalgún otro roce entre los geólogos de ambas agen-cias, en parte derivados de la escasa costumbre delos investigadores norteamericanos de no detentartodas las exclusivas sobre el Sistema Solar.

Mientras aguardamos los datos cuantitativos quenos permitan averiguar qué parte de los antiguos ma-res marcianos están ahora encerrados en el interiordel planeta, los glaciares de Marte se nos ofrecen sinrestricciones. Una diferencia con la Tierra es que ac-tualmente no parece haber glaciares en movimiento:el planeta está demasiado frío como para que existauna capa líquida basal que sirva como lubricante, ysin ella el flujo glaciar se hace mucho más difícil, sal-vo en las pendientes muy acusadas. En cambio,abundan las huellas del paso de glaciares (algunosmuy recientes), y las soberbias cámaras de las sondasMars Global Surveyor (NASA) y Mars Express(ESA) están permitiendo análisis geomorfológicoshasta ahora vedados en Geología Planetaria.

Los casquetes polares

Que Marte tiene casquetes de hielo en sus poloses un hecho conocido desde finales del siglo XIX(exactamente desde 1892, cuando Camille Flamma-rion los observó por vez primera), y sin duda uno delos datos que alimentaron la leyenda de un planetahabitado. En 1976, los orbitadores de la misión Vi-king pudieron cartografiar estos glaciares polares(Fig. 2), que resultaron espectacularmente desigualesen extensión y composición. Mientras que el hieloque rodea el Polo Norte estaba formado esencial-mente por agua (a unos –70 ºC), el del Polo Sur, auna terrible temperatura de –155 ºC, tenía que ser de

CO2, ya que por debajo de –125 ºC el dióxido de car-bono de la atmósfera tiene que congelarse. Observa-ciones recientes han permitido precisar que, bajo estanieve seca, en el Polo Sur existe también agua hela-da. En realidad también el casquete del norte es recu-bierto en invierno por una escarcha de CO2; proba-blemente la diferencia entre ambos resida en la me-nor temperatura media del Polo Sur. A su vez, la ex-plicación de esta diferencia térmica es que la órbitade Marte es muy elíptica (en el afelio está 42 millo-nes de kilómetros –o sea, casi 1/3 de unidad astronó-mica- más lejos del Sol que en el perihelio) y en elhemisferio sur, además, es invierno durante el afelio.

En los últimos años los datos sobre los casquetespolares se han acumulado a gran ritmo. Ahora sabe-mos, por ejemplo, que el espesor del casquete meri-dional sólo llega a los 10-15 metros, una insignifi-

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Fig. 1. Huellas indirectas del permafrost marciano:terrenos poligonales en el fondo de un cráter de lasllanuras septentrionales. Imagen JPL/NASA.

Fig. 2. a) El casquete polar septentrional de Marte,en primavera. El hielo de agua aún está cubiertopor hielo de CO2, que ya comienza a sublimarse.Imagen JPL/NASA. b) Una comparación de los cas-quetes polares de Marte y la Tierra.

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cante epidermis comparada con los 4 km del hieloantártico. La explicación sobre las desigualdadestérmicas podría servir también para justificar esta di-ferencia: puesto que el hemisferio sur pasa el verano

cerca del Sol, el hielo formado durante el gélido in-vierno sería especialmente inestable. Como vere-mos, esta inestabilidad es tan acusada que ha podidoconstatarse fotográficamente en las sucesivas órbitasde las sondas que estudian hoy el planeta.

Los glaciares tropicales marcianos

Uso aquí la palabra tropical en su puro sentidogeográfico, ya que Marte nunca ha tenido, que sepa-mos, un clima tropical. Pero en los últimos años sehan multiplicado las huellas de glaciares marcianosextra-polares, que ahora constituyen para los clima-tólogos planetarios objetos de estudio tan interesan-tes como los polos. Al igual que en la Tierra, es enlas latitudes medias donde encontramos los vestigiosde los climas planetarios más extremos, y por tantodonde podemos esperar hallar las claves para re-construir la historia climática marciana. Una cuali-dad técnica añade valor práctico a esta considera-ción científica: cualquier aterrizaje planetario es másfácil cuanto más cerca del ecuador esté el punto detoma de tierra, ya que el ecuador posee la máximavelocidad lineal, lo que facilita el frenado de la nave.Así pues, los glaciares marcianos de latitudes bajasserán zonas clave de la exploración de Marte.

En la Figura 3 se han proyectado algunas de laszonas donde se han localizado glaciares o sus hue-llas. Por orden de importancia, estos lugares son:

– Las grandes llanuras del norte marciano, quepodrían haber albergado un enorme casqueteglaciar del que el actual del polo sería sólo unpequeño residuo (Figura 4).

– Las cuencas de impacto, como Hellas o Argy-re (Figura 5), que conservan múltiples huellasde haber estado cubiertas de hielo. Igual suce-de en muchos cráteres de impacto de todos lostamaños.

– Las laderas de los volcanes (Figura 6), espe-cialmente de los edificios gigantes del domode Tharsis, por las que parecen haber descen-dido glaciares de montaña.

– Restos solidificados de grandes inundaciones,procedentes de erupciones volcánicas que fun-dieron el permafrost (Figura 7).

– Los valles de fondo plano (Figura 8) que de-sembocan en las llanuras del norte.

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Fig. 4. a) Terrenos con huellas digitales (thumbprintterrains) en la llanura de Utopia (45ºN-276ºW).Imagen JPL/NASA. b) Análogo terrestre, en la re-gión de los Grandes Lagos. En Kargel et al (1995).

Fig. 3. Mapade las latitu-des medias deMarte con lasituación dealgunas de lashuellas deglaciares, nu-meradas co-mo las figu-ras. US Geo-logical Sur-vey.

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Fig. 5. a) Glaciares rellenando cráteres de impacto en el fondo de la cuenca de impacto de Hellas, a 48ºS-312ºW. b) Eskers (cordones de gravas depositados por la fusión de la base de los glaciares en la parte terminalde su recorrido) en la cuenca de Argyre, a 55ºS-42ºW. Oceanicum Mons (señalado con una flecha) tiene ungran parecido con los relieves llamados en Islandia mobergs, generados por erupciones volcánicas bajo un gla-ciar. Fragmento del mosaico JPL/NASA centrado en 55ºS-30ºW. c) Análogo terrestre, Alaska. d) Morrenas la-terales en la pared interior de un cráter. Imagen Malin Space Science Systems.

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Fig. 6. a) Glaciares al pie del escarpe occidental de Olympus Mons, a 18ºN-138ºW. Imagen HRSC Team, ESA.En Neukum et al. (2004). b) Glaciar de roca en la ladera de Arsia Mons, a 5ºS-130ºW. Imagen JPL/NASA. c)Análogo terrestre, Antártida. d) Morrenas de retroceso en el frente del mismo glaciar. Imagen JPL/NASA. e)Análogo terrestre, Islandia.

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Fig. 7. Posible glaciar formado porcongelación de una masa líquida enla que habrían derivado témpanosde hielo. Elysium Planitia a 5,5ºN-213ºW, cerca de la zona volcánicade Elysium. La interpretación de es-ta imagen ha causado una polémicaentre los geólogos de la NASA y losde la ESA. Para los primeros, setrata de un mar de lava solidificado.Los segundos argumentan que ni lostamaños de las placas ni la pendien-te encajan con rocas volcánicas, ydefienden (con argumentos convin-centes, ver Murray et al., 2005) quese trata de hielo. La discutida es-tructura ocupa una superficie simi-lar a la del Mar del Norte. ImagenHRSC TEAM, ESA.

LA EVOLUCIÓN CLIMÁTICA EN MARTE

Los casquetes polares están superpuestos a po-tentes series sedimentarias de varios kilómetros deespesor, formadas por una mezcla de polvo y hielo.Su origen glaciar es indudable, por lo que parecenlos análogos marcianos de las morrenas de fondoque aún cubren buena parte del norte de Europa yNorteamérica. Su característica más visible es unaalternancia entre niveles de tonos claros y oscuros(Figura 9), cuya causa se atribuye a una periodicidadorbital, concretamente a la variación en la excentri-cidad de la órbita marciana que tiene lugar cada51.000 años. Por esta causa, cada hemisferio recibi-ría periódicamente más insolación, la turbulencia at-mosférica se incrementaría, y el viento depositaríamás polvo, mezclado con el hielo. En cierta forma,estos Depósitos Bandeados Polares serían equiva-lentes a las alternancias terrestres entre calizas ymargas llamadas series de Milankovitch: en los doscasos, el aporte de material detrítico fino, polvo o ar-cilla, se produce a causa de una variación climáticainducida por una modulación orbital.

Pero además, los Depósitos Bandeados Polaresnos proporcionan importantes informaciones: la pri-mera, que la extensión de ambos casquetes glaciaresfue mayor en el pasado; en segundo lugar, que esteretroceso ha sido mucho más importante en el PoloSur; por último, su espesor indica que la actual situa-ción climática ha durado un tiempo considerable. Encuanto a su edad, sin embargo, los casquetes de am-bos polos tampoco concuerdan: contando el número

de cráteres de impacto, se llega a la conclusión deque, mientras la edad del casquete meridional oscilaentre 7 y 15 millones de años, el septentrional no lle-ga a los 100.000 años.

Estas dataciones tan jóvenes implican un serioproblema teórico: si los casquetes polares son unrasgo reciente, estaríamos explorando Marte en unmomento excepcional de su historia. Sin que estosea imposible, repugna al principio de objetividadtan querido a los científicos, según el cual no vivi-mos ni en un lugar ni en una época peculiares. Unaposible salida de esta dificultad es que los casquetessean formaciones esporádicas, que se hayan origina-do y desaparecido repetidas veces a lo largo de lahistoria de Marte. Los datos obtenidos por la sondaMars Global Surveyor podrían interpretarse en estesentido, ya que han permitido registrar un retrocesoactual (Figura 10) del casquete polar meridional dehasta 3,6 metros por año marciano (1,88 años terres-tres). Si este ritmo no cambia, el Polo Sur marcianoestará libre de hielo en una o dos décadas. Comen-tando esta noticia, la revista Science del 8 de abril de2005 titulaba: “Esquíe en Marte...mientras hayatiempo”. Un titular que parece el eco de otros, enotro planeta: “”Alarmante repliegue de los glaciaresen la Antártida”, o “Los glaciares europeos han per-dido un 25% de su superficie en 30 años”.

En este sentido, Marte sí puede considerarse unacopia de la Tierra: dos planetas vecinos experimen-tando a toda velocidad una deglaciación ante los ojospreocupados, o asombrados, de sus habitantes, o ex-

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Fig. 8. Valles de posible origen glaciar en el terre-no grabado (etched terrain) de Ismeniae Fossae, re-gión de Arabia Terra, a 40ºN-326ºW. ImagenJPL/NASA.

Fig. 9. Los Depósitos Bandeados Polares a 81ºN-270ºW. El espesor típico de las bandas es de 30 me-tros. Parte de la serie está cortada por una falla,testimonio de la neotectónica marciana. ImagenMalin Space Science Systems.

ploradores. El hecho de que en este momento el des-hielo marciano afecte especialmente al Polo Sur pue-de ser coyuntural: la secuencia de sedimentos bajo losDepósitos Bandeados Polares en el norte (Figura 11)indica que hace menos de 10 millones de años era elPolo Norte el que estaba libre de hielo. Y precisamen-te es en este intervalo de edad en el que se sitúa la ma-yoría de los glaciares de las latitudes medias, lo queha abierto la puerta a una idea revolucionaria: quizá eleje de rotación marciano experimenta variaciones rá-pidas y de gran envergadura. Su oblicuidad actual esde 23º, igual que la de la Tierra, pero con oblicuidadespor encima de 35º los polos se convierten en las zonasde mayor insolación (uno cada medio año marciano),mientras que el ecuador sería la zona más fría. Quizáel mayor aval de esta hipótesis es que los astrónomosla habían previsto hace años, al considerar que mu-chos ejes de rotación planetarios deben experimentarpor sistema tumbos caóticos.

Si estas ideas se confirman, las glaciaciones deMarte serían diferentes a las terrestres sobre todo ensu distribución geográfica. En la Tierra ha habidoglaciaciones polares asimétricas (la silúrica y la per-mo-carbonífera), polares simétricas (la neógena, aúnen desarrollo), y globales (las de la Tierra Blancavendiense). Las marcianas, en cambio, serían o pola-res o bien tropicales. En cuanto a su desencadenante,la distribución continental, el efecto invernadero pro-vocado por los volcanes, y quizá la influencia de labiosfera parecen los principales candidatos a respon-der de los periódicos enfriamientos del clima terres-tre (ver el artículo “Las causas de las glaciaciones”,en este mismo número). En Marte, sólo uno de estosfactores parece viable: el vulcanismo, con su capaci-

dad de reponer una atmósfera con tendencia a esca-par al espacio (Figura 7 en Anguita y Domingo,2003). Es probable, además, que Marte, al contrarioque la Tierra, haya contado con glaciares durante lamayor parte de su historia. Pero estas suposicionesson sólo globos sonda lanzados sobre un arduo pro-blema. Si estamos todavía lejos de comprender laevolución del clima terrestre, la paleoclimatología deMarte es una empresa aún mucho más lejana.

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Fig. 10. Pozos de sublimación en el hielo de CO2del Polo Sur. Su origen parece estar en depresiones(flechas). La comparación con imágenes tomadasen 1972 ha permitido calcular su progresión anual.Imagen Malin Space Science Systems.

Fig. 11. Corte geológico ideal bajo el casquete po-lar septentrional de Marte. La Unidad Basal (BU)que aflora bajo el hielo y los Depósitos BandeadosPolares ha sido interpretada como un campo de du-nas, y por lo tanto como la prueba de que no habíahielo en el Polo Norte en el pasado reciente. LaFormación Vastitas Borealis tiene más de 3.000 mi-llones de años. En medio, una tremenda laguna sindatos que comprende casi toda la historia del pla-neta. En Fishbaugh y Head (2003).