Hay términos que a priori pueden parecer poco relacionados con la geología -al menos en un sentido estricto- pero que son capaces de condicionar, por ejemplo, el clima de un planeta, y con ello su dinámica externa, dejando una impronta en procesos erosivos y deposicionales, hasta el punto de que podemos aproximarnos a la historia climática de un planeta como puede ser la Tierra o Marte a través de su geomorfología o de su sedimentología. La palabra en cuestión que hoy nos trae aquí es oblicuidad, o lo que es lo mismo, la inclinación del eje de rotación de un planeta con respecto al plano orbital, y de la que podemos decir que cuanto mayor sea el ángulo, más extremas serán las estaciones, aunque con sus particularidades para cada zona del planeta.

Podríamos pensar que los planetas mantienen estable a lo largo del tiempo esta inclinación del eje de rotación, pero lo cierto es que no es así, sino que hay ciclos en los cuales este valor va cambiando entre momentos de mayor y menor oblicuidad. En nuestro planeta estos cambios son relativamente pequeños -entre 22,1º y 24,5º -, pero en Marte su oblicuidad puede oscilar en ocasiones entre valores cercanos a los 10º, periodos de baja oblicuidad, a otros en los que su eje se inclina por encima de los 40º.

Los momentos en los que Marte tuviese una mayor oblicuidad serían perfectos para que hubiese una transferencia importante de masa de los polos a la atmósfera, es decir, que una parte del dióxido de carbono que se encuentra formando hielo en estos depósitos polares, acabase sublimándose y permitiese un aumento de la presión atmosférica, pudiendo llegar a valores que duplican la actual presión atmosférica, algo que facilitaría alcanzar mayores temperaturas así como unas condiciones de mayor estabilidad para la presencia de agua líquida en la superficie.

Pero regresemos a la geología. En Marte aparecen una serie de pequeños barrancos que en nuestro planeta conocemos como cárcavas y que en la Tierra suelen estar formados por la erosión fluvial en zonas con pendiente, donde la fuerza del agua y a veces la poca competencia de los materiales -o incluso una baja proporción de materiales consolidados- permite que se produzca una incisión y el transporte de materiales ladera abajo.

Además, algunas de estas cárcavas observadas en Marte parecen relativamente recientes en tiempo geológico, algo que se aprecia porque conservan todavía muy bien su forma y no han sido alteradas en gran medida por otros procesos y porque no acumulan una gran cantidad de cráteres de impacto. Pero, si las condiciones actuales no permiten la presencia de agua líquida en la superficie -al menos no en los lugares ni en la cantidad para generar las poblaciones más recientes de cárcavas-, ¿cómo han podido formarse?.

Algunos estudios sugerían que estas estarían formadas por el hielo de dióxido de carbono, que durante su sublimación -el paso de sólido a gaseoso sin pasar por el líquido- provocaría que los materiales sobre -o debajo- de los que se encuentra se desestabilicen y caigan ladera abajo, a veces ayudados por el propio dióxido de carbono en estado gaseoso que serviría como una especie “lubricante” que facilitaría su transporte. Este mecanismo podría ser incluso funcional en la actualidad, especialmente durante la primavera y el verano marcianos en laderas iluminadas por el Sol.

Este proceso repetido a lo largo del tiempo daría lugar las cárcavas que observamos, como por ejemplo se describe en Pilorget et al. (2016). De algún modo podríamos decir que esta erosión sería “en seco”, ya que no necesita agua para explicar la formación de las cárcavas. Pero lo cierto es que hoy día, al menos en el tiempo que hemos podido observar el planeta rojo y estudiar los cambios que se producen en su superficie, las cárcavas no muestran una gran actividad, por lo que podrían ser una herencia de otros momentos de la historia de Marte más que representar una forma del modelado actual.

En este artículo nos referimos únicamente a las cárcavas que aparecen en las laderas de algunas montañas y cráteres, que parecen tener un origen diferente a aquellas que se forman en las dunas de zonas polares y donde parece que el agente erosivo es exclusivamente el dióxido de carbono a causa de los ciclos estacionales y que son más representativas del clima actual.

Un nuevo estudio publicado en la revista Science por Dickson et al. (2023) vuelve a poner en el punto de mira al agua como agente formador de las cárcavas. Hoy día, con la actual inclinación del eje de rotación de Marte, los lugares donde existen estas cárcavas no cumplen las condiciones de presión y temperaturas necesarias para que el hielo de agua que existe en el regolito u otros almacenes geológicos cercanos a la superficie pueda derretirse y permitir al agua bajar ladera abajo, pero cuando la oblicuidad del planeta se encuentra alrededor de los 35º, las condiciones serían favorables para la fusión del hielo y para que el agua se mantuviese estable en la superficie el tiempo suficiente de generar los procesos erosivos y el depósito de los sedimentos que observamos.

Para llegar a esta conclusión, los científicos han desarrollado un modelo climático en el cual han podido marcar las localizaciones de las poblaciones de cárcavas más recientes y ver en que momentos y bajo que condiciones la formación de estas podría darse de una manera más o menos simultánea, algo que parece explicarse muy bien mediante los ciclos de oblicuidad marcianos. De hecho, estos procesos formadores de las cárcavas podrían haberse repetido en los últimos millones de años, siendo la última vez hace aproximadamente unos 630.000 años.

Este descubrimiento tiene muchas repercusiones. El primero de cara a la exploración planetaria, ya que nos permitiría acceder a depósitos de hielo para su estudio, pero también de cara a la astrobiología, porque la presencia de agua líquida -aunque sea en momentos más o menos efímeros- podría ser importante para la vida en Marte si esta existiese, suponiendo estos intervalos de tiempo en los que hay agua líquida en superficie una especie de puente entre las condiciones frías y secas y otras que amplíen el rango de espacios habitables en el planeta.

Pero, sin lugar a dudas, estudios como estos ponen de manifiesto lo difícil que es a veces la interpretación de la geología en otros lugares diferentes a la Tierra. Es por ello que se necesitan aproximaciones multidisciplinares que nos permitan comprender un poco mejor la historia de los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar.

Referencias:

Dickson, J. L., A. M. Palumbo, J. W. Head, L. Kerber, C. I. Fassett, y M. A. Kreslavsky. «Gullies on Mars Could Have Formed by Melting of Water Ice during Periods of High Obliquity». Science 380, n.º 6652 (30 de junio de 2023): 1363-67. https://doi.org/10.1126/science.abk2464.

Dickson, James L., y James W. Head. «The Formation and Evolution of Youthful Gullies on Mars: Gullies as the Late-Stage Phase of Mars’ Most Recent Ice Age». Icarus 204, n.º 1 (noviembre de 2009): 63-86. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.06.018.

Dundas, Colin M., Serina Diniega, Candice J. Hansen, Shane Byrne, y Alfred S. McEwen. «Seasonal Activity and Morphological Changes in Martian Gullies». Icarus 220, n.º 1 (julio de 2012): 124-43. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.04.005.

Dundas, Colin M., Alfred S. McEwen, Serina Diniega, Candice J. Hansen, Shane Byrne, y Jim N. McElwaine. «The Formation of Gullies on Mars Today». Geological Society, London, Special Publications 467, n.º 1 (enero de 2019): 67-94. https://doi.org/10.1144/SP467.5.

Treiman, Allan H. «Geologic Settings of Martian Gullies: Implications for Their Origins». Journal of Geophysical Research 108, n.º E4 (2003): 8031. https://doi.org/10.1029/2002JE001900.

Pilorget, C., y F. Forget. «Formation of Gullies on Mars by Debris Flows Triggered by CO2 Sublimation». Nature Geoscience 9, n.º 1 (enero de 2016): 65-69. https://doi.org/10.1038/ngeo2619.

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.