Massi in Rotolamento

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Questa immagine del bordo di Eos Chasma in Valles Marineris mostra l'erosione attiva della superficie marziana. La roccia sedimentaria stratificata è esposta in una scarpata ripida su uno sperone del bordo del canyon. Gli strati scuri in questa scarpata sono costituiti da massi di grandi dimensioni, fino a 4 metri di diametro.

I massi sono allineati lungo orizzonti specifici, presumibilmente singole colate di lava, e sono in equilibrio precario, pronti a scendere nel canyon al minimo disturbo. Per quanto tempo rimarranno i massi in questa posizione precaria, e cosa li spingerà oltre il bordo?

Proprio come sulla Terra, i fattori principali che contribuiscono all'erosione da "movimento di massa" a secco su Marte sono il sollevamento da gelo (frost heaving) e l'espansione e contrazione termica dovute ai cambiamenti di temperatura. I cambiamenti di temperatura su Marte sono estremi rispetto alla Terra, a causa della mancanza di umidità nell'atmosfera marziana e dell'eccentricità dell'orbita marziana. Ogni ciclo di temperatura giornaliero e ogni cambiamento stagionale dall'estate all'inverno produce un ciclo di espansione e contrazione che spinge gradualmente i massi sempre più vicino al limite.

Inevitabilmente, i massi cadono dalle loro posizioni precarie e si tuffano nei canyon sottostanti. La maggior parte semplicemente scivola lungo il pendio e si accumula appena sotto gli strati di origine. Alcuni vengono lanciati lungo traiettorie discendenti, percorrendo lunghe distanze prima di stabilizzarsi sui pendii sottostanti. Questi massi in rotolamento hanno lasciato dietro di sé tracce vistose, lunghe fino a un chilometro. Le tracce assomigliano a linee tratteggiate o perforazioni, indicando che i massi hanno rimbalzato mentre rotolavano lungo i pendii.

La visibilità delle tracce dei massi suggerisce che questo processo potrebbe essersi verificato di recente. I venti attivi di Marte cancellano rapidamente le tracce del rover Opportunity, per esempio. Tuttavia, i solchi prodotti dai massi in rotolamento probabilmente vanno molto più in profondità della compressione superficiale del suolo da parte delle ruote di un rover relativamente leggero. Per questo motivo, le tracce dei massi potrebbero persistere per un periodo di tempo molto più lungo rispetto alle tracce dei rover. Tuttavia, le tracce dei massi suggeriscono che l'erosione del bordo di Eos Chasma è un processo che continua ancora oggi.

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Questa immagine del bordo di Eos Chasma in Valles Marineris mostra l’erosione attiva della superficie marziana. La roccia sedimentaria stratificata è esposta in una scarpata ripida su uno sperone del bordo del canyon. Gli strati scuri in questa scarpata sono costituiti da massi di grandi dimensioni, fino a 4 metri di diametro.

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