MADRI, 14 (EUROPA PRESS)
Imagens da Câmera Estéreo de Alta Resolução (HRSC) no orbitador Mars Express da ESA mostram a parte ocidental do vasto sistema graben Acheron Fossae em Marte.
A região no campo de visão da câmera está localizada a cerca de 1.200 quilômetros ao norte do Monte Olimpo, o vulcão mais alto do nosso Sistema Solar. A cordilheira em forma de crescente se estende por aproximadamente 800 quilômetros, fundindo-se com as planícies da Arcádia e da Amazônia em seus lados norte e oeste. Ao sul, o sistema encontra a massa de deslizamento de terra na base dos flancos do Monte Olimpo.
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 trincheira e planalto: um padrão de blocos crustais elevados e rebaixados, paralelos uns aos outros. Essas estruturas tectônicas emanam da atividade geológica interna de um planeta, onde rochas quentes e maleáveis, ou mesmo magma derretido do manto planetário (a espessa camada de rocha entre a crosta e o núcleo metálico), sobem à superfície. Esse processo também é conhecido como convecção do manto, de acordo com um comunicado da DLR, a agência espacial alemã que opera o HRSC.
A pressão vinda de baixo distende a superfície, que por sua vez racha ao longo das falhas, fazendo com que blocos da crosta afundem enquanto os blocos soerguidos vizinhos permanecem no lugar. As Fossas de Acheron provavelmente se formaram há aproximadamente 3,7 a 3,9 bilhões de anos, durante o Período Noachiano, quando Marte atingiu seu pico de atividade geológica. Com o tempo, muitas das depressões foram preenchidas com vários tipos de material, provavelmente depósitos carregados por geleiras com seu gelo.
Nas imagens do HRSC, diversas depressões profundas, de profundidades variadas, atravessam o lado norte-direito da cena. Uma inspeção mais detalhada revela material liso com um padrão aerodinâmico na base dessas depressões. Conhecidas como preenchimentos de vale linear (LVFs), essas formações são tipicamente formadas pelo fluxo lento de detritos incrustados no gelo glacial. Acredita-se que os depósitos sejam compostos principalmente de gelo coberto por uma camada de detritos, semelhante aos blocos de geleiras da 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 degelo. Essas flutuações climáticas se devem a mudanças nos parâmetros orbitais de Marte, particularmente à mudança 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 permanece estável há bilhões de anos graças à 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 por Marte varia em diferentes latitudes, causando mudanças no clima marciano e redistribuindo o gelo na superfície. Durante períodos de alta inclinação, o gelo se estende dos polos em direção às latitudes médias. Quando a inclinação é menor, como ocorre atualmente, o gelo recua em direção aos polos, mas deixa vestígios que ainda são visíveis na paisagem.
