Marte

Marte es el cuarto planeta en orden de distancia al Sol y el segundo más pequeño del sistema solar, después de Mercurio. Recibió su nombre en homenaje al dios de la guerra de la mitología romana (Ares en la mitología griega), y también es conocido como «el planeta rojo» debido a la apariencia rojiza que le confiere el óxido de hierro predominante en su superficie. Marte es el planeta interior más alejado del Sol. Es un planeta telúrico con una atmósfera delgada de dióxido de carbono, y posee dos satélites pequeños y de forma irregular, Fobos y Deimos (hijos del dios griego), que podrían ser asteroides capturados similares al asteroide troyano (5261) Eureka. Sus características superficiales recuerdan tanto a los cráteres de la Luna como a los valles, desiertos y casquetes polares de la Tierra.

El periodo de rotación y los ciclos estacionales son similares a los de la Tierra, ya que la inclinación es lo que genera las estaciones. Marte alberga el Monte Olimpo, el volcán más grande y la segunda montaña más alta conocida en el sistema solar, y los Valles Marineris, uno de los mayores cañones del sistema solar. La llana cuenca Boreal en el hemisferio norte cubre el 40% del planeta y puede ser característica de un gigantesco impacto. Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos estacionales de agua.

Las investigaciones en curso evalúan su habitabilidad potencial en el pasado, así como la posibilidad de existencia actual de vida. Se planean futuras investigaciones astrobiológicas, entre ellas la Mars 2020 de la NASA y la ExoMars de la ESA. El agua en estado líquido no puede existir en la superficie de Marte debido a su baja presión atmosférica, que es unas 100 veces inferior a la de la Tierra, excepto en las zonas menos elevadas durante cortos periodos de tiempo. Los dos casquetes polares parecen estar formados en su mayor parte por agua. El volumen de agua helada del casquete polar sur, si se derritiera, sería suficiente como para cubrir la superficie planetaria al completo con una profundidad de 11 metros.

Marte se puede observar fácilmente a simple vista desde la Tierra, así como su coloración rojiza. Su magnitud aparente alcanza -2.97], y es solo superada por Júpiter, Venus, la Luna y el Sol. Los telescopios ópticos terrestres están normalmente limitados a resoluciones de aproximadamente 300 km de distancia, cuando la Tierra y Marte están más cercanos, debido a la atmósfera terrestre.

El astrónomo danés del siglo XVI Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (los llamados «lazos») permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Marte forma parte de los planetas superiores a la Tierra, ya que su órbita nunca atraviesa la de la Tierra alrededor del Sol. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte; este alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no pudo ser vista por Galileo, quien solo supuso su existencia.

CARACTERÍSTICAS  FÍSICAS

Marte es ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6794,4 km y polar de 6752,4 km (aproximadamente la mitad que la Tierra), y una superficie total algo inferior a la de las tierras emergidas de nuestro planeta. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento tres veces mayor que el de la Tierra, con un valor de 0,01. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.

Con este diámetro, su volumen es un 15 % del terrestre y su masa aproximadamente un 11 %. En consecuencia, la densidad de Marte es menor a la de la Tierra y su gravedad un 38% de la gravedad terrestre. La apariencia rojo-anaranjada de su superficie se debe al óxido de hierro III o herrumbre. Puede parecer color tofe, y también de otros colores como dorado, marrón, beige o verdoso, dependiendo de los minerales presentes en su Superficie.

ESTRUCTURA INTERNA

Al igual que la Tierra, Marte tiene diferenciados un denso núcleo metálico recubierto por materiales menos densos. Los modelos actuales sugieren un núcleo con un radio de aproximadamente 1,794 ± 65 kilométros, consistente principalmente en níquel y hierro con aproximadamente un 16-17 % de AZUFRE. Se cree que este núcleo de sulfuro de hierro contiene el doble de elementos ligeros que el del la Tierra. El núcleo está rodeado por un manto de silicato donde se formaron muchas de las características tectónicas y volcánicas del planeta, ahora en estado latente. Junto con el silicio y el oxígeno, los elementos más abundantes en la corteza de Marte son hierro, magnesio, aluminio, calcio y potasio. El grosor medio de la corteza del planeta es de unos 50 km, con un grosor máximo de 125 km. El grosor medio de la corteza de la Tierra es 40 km.

GEOLOGIA

Marte es un planeta rocoso compuesto por minerales que contienen silicio y oxígeno, metales, y otros elementos que normalmente componen las rocas. La superficie de Marte está compuesta principalmente por basalto toleítico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de su superficie. Por su naturaleza se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio, 3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes menores. Algunas zonas son más ricas en sílice que en basalto y pueden ser similares a las rocas andesitas de la Tierra o al vidrio de sílice. En partes de las zonas montañosas del sur hay cantidades detectables de piroxenos de alto contenido en calcio. Se han detectado también concentraciones localizadas de hematitas y olivinos. La mayor parte de su superficie está profundamente cubierta de polvo de grano fino de óxido de hierro.

Marte es un planeta notablemente más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 %, superficie 28 %, masa 11 %. Como los océanos cubren alrededor del 70 % de la superficie terrestre y Marte carece de ellos, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable.

Aunque en marte no hay evidencias de una estructura global de campo magnético, partes de la corteza planetaria muestran evidencias de haber estado magnetizadas, lo que sugiere la alternancia de inversión de polaridad de su campo dipolar en el pasado. Este paleomagnetismo de minerales susceptibles magnéticamente es similar al de las franjas alternas halladas en los fondos oceánicos terrestres. Una teoría, publicada en 1999 y revisada en octubre de 2005 (con ayuda de la Mars Global Surveyor), es que estas franjas sugieren actividad de la tectónica de placas de Marte hace 4000 millones de años, antes de que la dínamo planetaria dejara de funcionar y el campo magnético del planeta se desvaneciese.

Se cree que Marte se creó, durante la formación del sistema solar, como resultado de un proceso estocástico de acumulación de material del disco protoplanetario que orbitaba alrededor del Sol. Marte tiene muchas características químicas peculiares debido a su posición en el sistema solar. Elementos con puntos de ebullición relativamente bajos, como el cloro, el fósforo y el azufre, son mucho más comunes en Marte que en la Tierra; estos elementos fueron probablemente expelidos por el enérgico viento solar del joven Sol.

La escala geológica de Marte se puede dividir en muchos periodos, siendo los tres principalesː

  •      Periodo Noeico (llamado así por Noachis Terra)ː desde la formación de Marte hasta hace 3500 millones de años. Las áreas de esta época están marcadas por grandes y numerosos cráteres de impacto. Se cree que durante este periodo se formó Tharsis, la altiplanicie volcánica, y que hubo grandes inundaciones por agua líquida al final del mismo.
  •      Periodo Hespérico (por Hesperia Planum)ː hace entre 3500 ~3300 y 2900 millones de años. Este periodo está marcado por la formación de extensas llanuras de lava.
  •     Periodo Amazónico (por Amazonis Planitia)ː entre 3300 y 2900 millones de años hasta la actualidad. Los cráteres de impacto son escasos aunque bastante variados. Durante este periodo se formó el monte Olimpo, junto con coladas de lava en otros lugares de Marte.

La actividad geológia continúa teniendo lugar en Marte. Athabasca Valles es la base de los mantos de lava formados hace 200 millones de años. Las corrientes de agua en las fosas tectónicas llamadas Cerberus Fossae ocurrieron hace menos de 20 millones de años, indicando intrusiones volánicas relativamente recientes.

Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HiRISE, montada en la Mars Reconnaissance Orbiter, en órbita desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales características morfológicas de su superficie. La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena.

     Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Estas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major, una pendiente menor del 1 % y sin accidentes resaltables.

     La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole su coloración rojiza característica. Estos desiertos en realidad se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.

     Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.

     Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Estos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.

    El campo magnético marciano es muy débil, con un valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.

SUELO

La sonda Phoenix proporcionó datos acerca de que el suelo marciano es ligeramente alcalino y contiene elementos como magnesio, sodio, potasio y cloro. Estos nutrientes se encuentran en los suelos terrestres, y son necesarios para el crecimiento de las plantas. Los experimentos realizados por la sonda espacial mostraron que el suelo marciano tiene un pH básico de 7,7 y contiene un 0,6 % de sales de perclorato.

Las estrías son comunes a lo largo de Marte y con frecuencia aparecen nuevas rayas en las pendientes escarpadas de los cráteres, en las depresiones y los valles. Estas rayas son al principio oscuras y con el tiempo se van aclarando. Pueden empezar en un área minúscula y luego extenderse cientos de metros. Se ha observado que bordean los peñascos y otros obstáculos a su paso. Las teorías comúnmente aceptadas sugieren que se trata de capas oscuras del subsuelo puestas a descubierto tras avalanchas de nubes de polvo o diablos de POLVO. Se han propuesto algunas otras explicaciones, entre ellas las concernientes al agua o incluso al desarrollo de organismos.

GEOGRAFÍA

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (no confundir con aerografía), nombre que proviene de Ares (dios de la guerra entre los griegos).

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:

Una característica del hemisferio norte es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura calculada de aproximadamente 30 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. 

 

Cercano al ecuador y con una longitud superior a los 3000 km, una anchura de hasta 600 km y una profundidad de hasta 8 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.

Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte, tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.

La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de años y por un breve período, en la denominada era Noeica.

Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica, conocida como Cuenca Borealis, de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta (la mayor del sistema solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna), que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de unos 2000 kilómetros de diámetro. Posterior a la formación de dicha cuenca, surgieron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.

ATMÓSFERA

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Los recientes descubrimientos respecto a la exploración marciana permiten concluir que los datos sobre la presión atmosférica deben ser revisados. Concretamente porque con tales datos de presión atmosférica sería inviable el uso de grandes paracaídas para el aterrizaje de los módulos enviados a Marte.

Sobre la base de datos observados fundamentalmente desde la órbita marciana se ha deducido que la composición atmosférica del planeta es fundamentalmente: dióxido de carbono en un 95,3 %, con un 2,7 % de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15 %), monóxido de carbono (0,07 %) y vapor de agua (0,03 %). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. No obstante, debido a la confirmación en 2015 de la presencia de agua estacional en la superficie marciana por la NASA, los datos sobre la proporción de oxígeno y vapor de agua atmosféricos deben ser revisados. Con criterio temporal también se ha supuesto que el contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, sería incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.

La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. Las nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso.

La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.

La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de su actividad geológica. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua.

En los inicios de su historia Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayor parte de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.

 

 

 

Deja una respuesta