MADRID, 14 (EUROPA PRESS)
Le immagini della High Resolution Stereo Camera (HRSC) a bordo della sonda orbitale Mars Express dell'ESA mostrano la parte occidentale del vasto sistema di graben di Acheron Fossae su Marte.
La regione nel campo visivo della telecamera si trova a circa 1.200 chilometri a nord del Monte Olimpo, il vulcano più alto del nostro Sistema Solare. La catena montuosa a forma di mezzaluna si estende per circa 800 chilometri, fondendosi con le pianure dell'Arcadia e dell'Amazzonia sui suoi versanti settentrionale e occidentale. A sud, il sistema incontra la massa franosa ai piedi dei fianchi del Monte Olimpo.
Le Fosse di Acheronte sono caratterizzate da ampie e profonde fratture (faglie) sulla superficie marziana. Queste fratture lineari sono un classico esempio di ciò che i geologi chiamano un paesaggio a trincee e plateau: una struttura di blocchi crostali sollevati e ripiegati che corrono paralleli tra loro. Queste strutture tettoniche derivano dall'attività geologica interna di un pianeta, dove roccia calda e malleabile, o persino magma fuso proveniente dal mantello planetario (lo spesso strato di roccia tra la crosta e il nucleo metallico), risale in superficie. Questo processo è noto anche come convezione del mantello, secondo una dichiarazione della DLR, l'agenzia spaziale tedesca che gestisce l'HRSC.
La pressione dal basso allunga la superficie, che a sua volta si fessura lungo le faglie, causando l'affondamento di blocchi di crosta mentre i blocchi sollevati adiacenti rimangono al loro posto. Le Fosse dell'Acheronte si sono probabilmente formate circa 3,7-3,9 miliardi di anni fa, durante il periodo Noachiano, quando Marte raggiunse il suo picco di attività geologica. Nel corso del tempo, molte delle depressioni sono state riempite da vari tipi di materiale, probabilmente depositi trasportati dai ghiacciai con il loro ghiaccio.
Nelle immagini HRSC, diverse profonde depressioni di diversa profondità attraversano il lato nord-destro della scena. Un'ispezione più attenta rivela materiale liscio con un andamento aerodinamico sul fondo di queste depressioni. Conosciute come riempimenti valli lineari (LVF), queste strutture sono tipicamente formate dal lento flusso di detriti incastonati nel ghiaccio glaciale. Si ritiene che i depositi siano composti principalmente da ghiaccio ricoperto da uno strato di detriti, simile ai ghiacciai a blocchi sulla Terra.
Depositi come questi si trovano spesso in paesaggi periglaciali, che rimangono ghiacciati quasi tutto l'anno. Questo accade sia su Marte che sulla Terra. La loro presenza suggerisce che la regione abbia vissuto un'alternanza di periodi freddi e caldi, causata da cicli ricorrenti di gelo e disgelo. Queste fluttuazioni climatiche sono dovute a cambiamenti nei parametri orbitali di Marte, in particolare alla variazione dell'inclinazione del suo asse di rotazione.
A differenza dell'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre, che è relativamente costante a circa 23,5 gradi ed è rimasta stabile per miliardi di anni grazie alla nostra Luna, l'inclinazione assiale di Marte fluttua in modo più brusco e frequente a causa dell'influenza gravitazionale di altri pianeti.
Queste variazioni si verificano nell'arco di soli cinque milioni di anni, il che le rende frequenti e relativamente rapide. Di conseguenza, la quantità di radiazione solare ricevuta da Marte varia a diverse latitudini, causando cambiamenti nel clima marziano e ridistribuendo il ghiaccio sulla superficie. Durante i periodi di elevata inclinazione, il ghiaccio si estende dai poli verso le medie latitudini. Quando l'inclinazione è minore, come avviene attualmente, il ghiaccio si ritira verso i poli, ma lascia tracce ancora visibili sul paesaggio.
