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UNA ANTIGUA PLAYA EN MERIDIANI
PLANUM, 2,2ºS – 3,7ºW, MARTE
Tipo de interés: Sedimentológico, paleogeo-
gráfico, exobiológico, histórico.
Contexto geográfico: Meridiani Planum es la
denominación geográfica de la parte más septen-
trional de Terra Meridiani, una zona de transición
entre las tierras altas y bajas de Marte (Figura 1).
La cabecera de Ares Vallis, uno de los grandes ca-
nales de inundación que desembocan en Chryse
Planitia, se encuentra unos 700 km al Oeste, mien-
tras que viajando hacia el Este nos adentramos en
Arabia Terra, una región de grandes cráteres do-
minados por el bautizado como Schiaparelli, de
500 km de diámetro.
Acceso: El camino más corto desde la Tierra a
Marte es una órbita de las denominadas de conjun-
ción (Figura 2), en las que los dos planetas están
situados en posiciones próximas tanto en el despe-
gue como en el regreso. El viaje durará entre seis y
siete meses, dependiendo de la cantidad de com-
bustible empleado en empujes adicionales.
Durante la travesía, los viajeros deben evitar la
pérdida de masa ósea mediante ejercicios regula-
res y uso de sillones centrífugos que generen gra-
vedad artificial. Los rayos cósmicos se bloquearán
con materiales ricos en hidrógeno; por ejemplo,
disponiendo el agua en depósitos que rodeen la zo-
na de habitación del vehículo. Los residuos sólidos
de la tripulación se convertirán en abono para cul-
tivar trigo, que proporcionará oxígeno y pan fres-
co.
La llegada a la superficie marciana se efectua-
rá mediante aerofrenado, paracaídas y retrocohe-
tes. Al caminar desde la nave hasta los afloramien-
tos, debe de tenerse en cuenta que la gravedad es
sólo la tercera parte de la terrestre (38%, exacta-
mente), por lo que la velocidad de desplazamiento
es como un 60% mayor: con la energía empleada
para pasear en la Tierra se puede realizar una ca-
rrera sostenida en Marte. Además, en el ejercicio
se queman sólo la mitad de las calorías que en
nuestro planeta, por lo cual este recorrido se puede
considerar adecuado incluso para personas seden-
tarias.
Contexto geológico: En 2000, el equipo de
Philip Christensen, un geólogo planetario que tra-
bajaba en la Arizona State University, estaba es-
tudiando datos tomados por un espectroscopio de
la sonda Mars Global Surveyor sobre la zona de
Meridiani Planum, en el ecuador de Marte. Des-
cubrió en ellos la huella de hematites de grano
grueso, un mineral que en la Tierra se forma por
precipitación en medio acuoso. La superficie cu-
bierta por esta formación era de unos 180.000
km2, algo más de un tercio de la extensión de Es-
paña. Este dato, junto a la potencia calculada,
unos 300 m, indicaban unas condiciones de depó-
sito de cierta estabilidad, tanto en el espacio como
en el tiempo. La NASA seleccionó este lugar co-
mo objetivo de uno de los dos vehículos Mars Ex-
ploration Rover que aterrizaron en Marte a princi-
pios de 2004. El llamado Opportunity tomó tierra
en un punto de coordenadas 2,2ºS-3,7ºW el 25 de
Enero de aquel año.
Descripción geológica y geoquímica: El aflo-
ramiento (Figura 3) se halla en la pared norte del
cráter Eagle, de 20 m de diámetro. Los análisis
químicos (Figura 4) indicaron que las rocas eran
evaporitas, con predominio de sulfatos (hasta 30%
en peso) y contenidos menores pero significativos
de cloruros, más trazas de bromuros. Estos rasgos
químicos son típicos de sedimentos precipitados a
partir de salmueras, lo que significa que probable-
mente estas rocas representan un cuerpo de agua
evaporado. El primer mineral identificado fue la
232 Enseñanza de las Ciencias de la Tierra, 2003 (11.3)
Fig. 1.  La llanura de Meridiani Planum vista des-
de órbita. Las manchas oscuras de la zona norte
son cráteres enterrados; mientras que en la parte
sur se distinguen muchos impactos recientes. El
PIG se encuentra en el centro de esta imagen, cen-
trada en 2,2ºS y 3,7ºW.
Fig. 2.  Un típico viaje a Marte utilizando una órbi-
ta de conjunción.
P. I. G.
PUNTOS DE INTERÉS GEOLÓGICO
jarosita, un sulfato hidratado de hierro, sodio y po-
tasio de fórmula (K, Na)Fe3(SO4)(OH)6.
Elementos de interés: Un primer punto, de im-
portancia sólo histórica, es que se trató del primer
afloramiento estudiado en Marte; hasta ese mo-
mento, las cuatro sondas que habían tomado tierra
en aquel planeta lo habían hecho sobre zonas cu-
biertas por material suelto.
Diversas texturas y estructuras hacen este aflo-
ramiento digno de estudio. Las principales son: 
Las rizaduras (ripple-marks) y la laminación
cruzada (Figuras 5 y 6) indican flujo (y reflujo
ocasional) de una corriente de agua a pequeña ve-
locidad, quizá entre 10 y 50 cm/s; es decir, la velo-
cidad típica de un oleaje suave modelando un fon-
do somero. A partir de estas estructuras, los sedi-
mentólogos concluyeron que la zona debió de ser
una línea de playa. Combinados con los datos geo-
químicos (evaporitas), estos datos permiten re-
construir la ribera de un mar o un lago salados.
Vacuolas en forma de disco (Figura 7). Tienen
hasta 1 cm de longitud y parecen las huellas deja-
das por minerales disueltos o erosionados.
Esférulas de hematites (Figura 8). Están inclui-
das en la laminación sin deformarla, lo cual indica
que son concreciones, es decir que crecieron den-
tro del sedimento y no fueron depositadas sobre él.
Esto permitió descartar algunas de las hipótesis al-
ternativas iniciales, como que se tratase de lapilli o
233Enseñanza de las Ciencias de la Tierra, 2003 (11.3)
Fig. 4.  Abundancia relativa de compuestos de
azufre y cloro en el regolito (material suelto, pri-
mera columna) y dos rocas del afloramiento del
cráter Eagle. En una de ellas se realizó el análisis
antes (segunda columna) y después (tercera co-
lumna) de limpiar la superficie (con la RAT =
Rock Abrassion Tool, o instrumento de abrasión).
La cuarta columna presenta el máximo contenido
de azufre. La detección de jarosita parecería indi-
car que la mayor parte del azufre está en forma de
sulfatos.
Fig. 5.  Estas laminaciones curvadas (tanto conve-
xas como cóncavas) y truncadas se interpretan co-
mo rizaduras móviles, es decir, la superficie de un
sedimento removido por corrientes con flujo y re-
flujo. Las esférulas son de hematites (ver detalle en
la Figura 8).
Fig. 6.  En esta parte del afloramiento, la lamina-
ción cruzada indica flujo de la corriente de izquier-
da a derecha.
Fig. 3.  La serie sedimentaria que forma Meridiani Planum aflora en este pequeño escarpe (desnivel entre 30 y
45 cm) excavado por el impacto que creó el cráter Eagle. Si no fuese por éste (el equivalente a las trincheras
de las carreteras terrestres) sólo veríamos la llanura. 
esférulas de impacto (semejantes a las tectitas te-
rrestres). Igual origen se deduce de las formas
arrosariadas (Figura 8c). En algún caso se observa
que las esférulas penetran en las vacuolas, lo que
indica que son posteriores: probablemente el agua
que se infiltró en los sedimentos y disolvió los
cristales lenticulares fue la que causó la precipita-
ción de las concreciones. Aunque éstas son dema-
siado pequeñas para permitir un análisis indivi-
dual, un análisis indirecto (el análisis de una zona
con esférulas menos el del sedimento) confirmó la
sospecha de que están compuestas por hematites.
Así pues, el agua que se infiltró por estos sedi-
mentos estaba muy cargada de hierro, lo que acen-
túa la similitud con algunas de las condiciones am-
bientales del Río Tinto, en Huelva (Figura 9), don-
de en aquellos años investigadores de la NASA es-
taban intentando encontrar análogos para las con-
diciones del Marte primitivo. Ahora bien, para
disolver el hierro es preciso que el agua sea extre-
234 Enseñanza de las Ciencias de la Tierra, 2003 (11.3)
Fig. 7.  Esta imagen, de unos 3 cm de anchura, mues-
tra una gran cantidad de vacuolas discoidales. Aun-
que en teoría los minerales que las ocuparon podrían
haber sido erosionados por el viento, lo cierto es que
en el afloramiento no hay ninguna huella de desgaste
eólico, por lo que la disolución parece mucho más
verosímil: otra indicación de un clima húmedo.
Fig. 9.  El Río Tinto, en Huelva, en estiaje. Sus
aguas están cargadas de hierro en disolución.
Fig. 8.  a. Esférulas de hematites intercaladas en el sedimento finamente laminado. Son claramente más resis-
tentes a la erosión, por lo que se acumulan en el regolito (parte inferior). La laminación parece suavemente
deformada, probablemente por fenómenos de carga, lo que confirmaría el importante espesor de la serie sedi-
mentaria. b. Una esférula cortando la laminación, sin deformarla. La imagen, en la que también se aprecian
vacuolas discoidales, mide 15 mm de lado. c. Conjunto de esférulas, entre ellas una múltiple. En la Tierra se
denominan “muñequitas del loess” a las concreciones (en general, de carbonatos) que adoptan estas formas
arrosariadas.
a
b
c
madamente ácida (el pH del Río Tinto oscila entre
0,9 y 2,8, Figura 10). La acidez del agua marciana,
deducida precisamente a partir de estos datos, re-
sultó ser la explicación al mayor misterio geoquí-
mico de aquel planeta, la ausencia de carbonatos
(ver el artículo [“Del cálido Venus...] en la página
170 de este mismo número).
Interpretación: ¿Una playa oceánica, o la ri-
bera de una laguna? En los primeros años del si-
glo XXI, una gran mayoría de los especialistas en
Marte comenzaron a aceptar que cuerpos de agua
estables habían llenado en diferentes épocas la de-
presión que ocupa el tercio norte del planeta. Sin
embargo, la situación de las líneas de costa de es-
tos océanos, mares o lagos marcianos siguieron
siendo objeto de debate. En 1997, Edgett y Parker
propusieron para Oceanus Borealis (el apelativo
con que Baker et al. habían bautizado en 1991 el
primero y mayor de los océanos marcianos) una lí-
nea de costa que pasaba precisamente por Meridia-
ni Planum; pero en 1999, Head et al. descartaron
esta línea porque su cota tenía desniveles de hasta
2.000 metros. Sin embargo, en 2003 el argumento
inicial fue retomado por Alberto Fairén y colabo-
radores, con nuevos datos como la cartografía de
los canales, que se interrumpen precisamente en
esta zona (Figura 11). Este grupo precisó que Oce-
anus Borealis pudo durar casi mil millones de
años, desde 4.400 hasta unos 3.500 Ma.
En la Conferencia Lunar y Planetaria celebrada
en Marzo de 2004, el director científico de la mi-
sión Mars Exploration Rovers, Steven Squyres,
proclamó que el robot Opportunity había aterriza-
do precisamente en la costa del océano marciano.
Si ello se confirma en el futuro, habrá que volver a
celebrar a la diosa casualidad como una de las
grandes contribuyentes a los hallazgos científicos,
ya que el punto de aterrizaje tuvo una desviación
de 24 km con respecto al previsto en el diseño de
la misión.
BIBLIOGRAFÍA
Baker, V.R., Strom, R.G., Gulick, V.C., Kargel, J.S.,
Komatsu, G. y Kale, V.S. (1991). Ancient oceans, ice sheets
and the hydrological cycle on Mars. Nature, 352, 589-594.
Christensen, P.H. et al. (2000). Detection of crystalli-
ne hematite mineralisation on Mars by the Termal Emisión
Spectrometer: Evidence for near-surface water. J. Ge-
ophys. Res., 105-E4, 9623-9642.
Edgett, K.S. y Parker, T.J. (1997). Water on early
Mars: posible subaqueous sedimentary depositscovering
ancient cratered terrain in western Arabia and Sinus Meri-
diani. Geophys. Res. Lett., 24, 2897-2900.
Fairén, A.G., Dohm, J.M., Baker, V.R., de Pablo,
M.A., Ruiz, J., Ferris J.C. y Anderson, R.C. (2003). Episo-
dic flood inundation of the northern plains of Mars. Icarus,
165, 53-67.
Head, J.W., Hiesinger, H., Ivanov, M.A., Kreslavsky,
M.A., Pratt, S. y Thomson, B.J. (1999). Posible ancinet
oceans on Mars: evidence from Mars Orbiter Laser Alti-
meter data. Science, 286, 2134-2137. 
FRANCISCO ANGUITA
Facultad de Ciencias Geológicas
Universidad Complutense
235Enseñanza de las Ciencias de la Tierra, 2003 (11.3)
Fig. 10.  Una prueba de la acidez de las aguas del
Tinto: su pH en el curso medio oscila entre 2,7 y
3,0; en el curso alto no llega a 1,0.
Fig. 11.  Mapa topográfico de las latitudes medias de Marte, con la situación del PIG marcada por un óvalo
oscuro. Las flechas señalan la línea de costa del gran océano marciano propuesto por Fairén et al. Nótese los
pequeños canales (líneas negras) que acaban en esa zona.


P. I. G. Puntos de interés geológico

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