MADRID, 14 ago. (EUROPA PRESS) -
Imagens da câmera estéreo de alta resolução (HRSC) a bordo da sonda Mars Express, da ESA, mostram a parte oeste do vasto sistema de trincheiras tectônicas Acheron Fossae em Marte.
A região no campo de visão da câmera fica a cerca de 1.200 quilômetros ao norte do Monte Olimpo, o vulcão mais alto do Sistema Solar. A cadeia de montanhas em forma de lua crescente se estende por cerca de 800 quilômetros, fundindo-se com as planícies de Arcadia e Amazonis em seus lados norte e oeste. Ao sul, o sistema encontra a massa de deslizamento de terra no sopé dos flancos do Monte Olimpo.
A Acheron Fossae é caracterizada por grandes e profundas rupturas (falhas) na superfície marciana. Essas fraturas lineares são um exemplo clássico do que os geólogos chamam de paisagem de fossa e platô: um padrão de blocos de crosta elevados e afundados que correm paralelamente uns aos outros. Essas estruturas tectônicas emanam da atividade geológica interna de um planeta, onde a rocha quente e maleável, ou mesmo o magma derretido do manto planetário (a espessa camada de rocha entre a crosta e o núcleo metálico), sobe para a superfície. Esse processo também é conhecido como convecção do manto, informa a DLR, a agência espacial alemã, que opera a câmera HRSC, em um comunicado.
A pressão vinda de baixo estica a superfície, que, por sua vez, racha ao longo das falhas, fazendo com que os blocos da crosta afundem, enquanto os blocos vizinhos elevados permanecem no lugar. A Acheron Fossae provavelmente se formou há aproximadamente 3,7 a 3,9 bilhões de anos, no período Noahic, quando Marte atingiu seu pico geológico. Com o passar do tempo, muitas das depressões foram preenchidas com vários tipos de material, provavelmente depósitos transportados pelas geleiras com seu gelo.
Nas imagens do HRSC, várias depressões profundas de diferentes profundidades cruzam o lado norte direito da cena. Uma inspeção mais detalhada revela material liso com um padrão aerodinâmico na parte inferior dessas depressões. Conhecidas como preenchimento linear de vales (LVF), essas características são geralmente formadas pelo fluxo lento de detritos embutidos no gelo glacial. Acredita-se que os depósitos sejam compostos principalmente de gelo coberto por uma camada de detritos, semelhante aos blocos de geleiras na Terra.
Depósitos como esses são frequentemente encontrados em paisagens periglaciais, que permanecem congeladas quase o ano todo. Isso ocorre tanto em Marte quanto na Terra. Sua presença sugere que a região passou por períodos alternados de frio e calor, impulsionados por ciclos recorrentes de congelamento e descongelamento. Essas flutuações climáticas são devidas a mudanças nos parâmetros orbitais de Marte, em particular a variação na inclinação de seu eixo de rotação.
Ao contrário da inclinação do eixo de rotação da Terra, que é relativamente constante em cerca de 23,5 graus e foi mantida estável por bilhões de anos pela nossa Lua, a inclinação axial de Marte flutua de forma mais acentuada e frequente devido à influência gravitacional de outros planetas.
Essas variações ocorrem em um período de apenas cinco milhões de anos, o que as torna frequentes e relativamente rápidas. Como resultado, a quantidade de radiação solar recebida em Marte varia em diferentes latitudes, o que causa mudanças no clima marciano e redistribui o gelo na superfície. Durante os períodos de alta inclinação, o gelo se espalha dos polos em direção às latitudes médias. Quando a inclinação é menor, como acontece atualmente, o gelo recua em direção aos polos, mas deixa rastros que ainda são visíveis na paisagem.
Esta notícia foi traduzida por um tradutor automático