Astronomía

Sistema Solar: Principales características de Marte. Aspecto desde la tierra. Observación mediante naves espaciales. Atmósfera. Superficie e interior. La búsqueda de la vida. Datos del planeta.

Marte

Planeta que recibe su nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el séptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. Fobos mide unos 21 km de diámetro y Deimos sólo unos 12 kilómetros.

Datos de Marte

Radio ecuatorial

3397

km

Distancia máxima al Sol

249,1.106

km

Distancia mínima al Sol

206,7.106

km

Distancia media al Sol

227,9.106

km

Periodo de rotación

24,62

horas

Periodo de revolución

687

días

Masa (de la Tierra = 1)

0,108

-

Volumen (de la Tierra = 1)

0,15

-

Densidad (del agua = 1)

4

-

Oblaticidad

0,009

-

Temperatura media superficial

-63

°C

Gravedad superficial en el ecuador

3,72

m/s²

Velocidad orbital

24,1

km/s

Inclinación de su eje

23° 59´

-

Inclinación de su órbita respecto de la eclíptica

1,9°

-

Excentricidad de su órbita

0,093

-

Vista global de Marte. Región Cerberus.

ASPECTO DESDE LA TIERRA

A simple vista, sin la utilización de un telescopio, Marte es un objeto rojizo de brillo muy variable. Cuando se halla más cerca de la Tierra (55 millones de kilómetros), es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando está en oposición (cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte) y cuando se encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas circunstancias se produce cada 15 años, cuando el planeta llega al perihelio (su mayor acercamiento al Sol) casi en oposición.

Mediante un telescopio se puede ver que la superficie tiene regiones brillantes de color rojizo y otras zonas más oscuras, cuyo contorno y tono cambia con las estaciones marcianas. El tono rojizo se debe a la oxidación o corrosión de su superficie. Se cree que las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero menos erosionado y oxidado, y en apariencia contienen partículas más finas, como el polvo, que las zonas oscuras. La escapolita, mineral relativamente raro en la Tierra, parece estar muy extendido; quizá sirva de reserva para el dióxido de carbono (CO2) de la atmósfera.

A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta. Se ha seguido su ciclo estacional durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno; es la parte estacional del casquete. Al final del invierno, el casquete polar puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente. Los límites del casquete polar retroceden hacia el polo cuando la luz del Sol evapora la escarcha acumulada. En pleno verano, la recesión de la parte permanente se detiene y permanece un sedimento de hielo y escarcha hasta el otoño siguiente. Se piensa que esta parte permanente está compuesta sobre todo por agua helada. Mide 300 km de diámetro en el polo sur y 1.000 km en el norte. Aunque no se conoce su espesor real, debe contener hielo y gases helados de un espesor aproximado de 2 kilómetros.

Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.

OBSERVACIÓN MEDIANTE NAVES ESPACIALES

El conocimiento más detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas a cabo por naves espaciales estadounidenses entre 1964 y 1976. Las primeras imágenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en 1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron, proporcionaron mayor información en 1969. El primer satélite artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudió el planeta durante casi un año, proporcionando a los científicos su primera visión global y las primeras imágenes detalladas de sus dos lunas. En 1976, dos sondas Viking se posaron con éxito en la superficie y llevaron a cabo las primeras investigaciones directas de la atmósfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dejó de funcionar en abril de 1980; la primera sonda operó hasta noviembre de 1982. La misión también incluía dos satélites que estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos.

Viking 1 panorama de la superficie marciana

En 1988 la Unión Soviética envió dos sondas, Phobos 1 y 2, para posarse en la luna Fobos; ambas misiones fracasaron, aunque una difundió algunos datos y fotografías antes de perder contacto por radio.

A finales de 1996 la NASA lanzó dos naves no tripuladas (Mars Global Surveyor y Mars Pathfinder) a Marte, lo que supuso el inicio de una nueva serie de expediciones al planeta vecino. La Mars Global Surveyor descubrió un campo magnético en Marte, según anunció la NASA en septiembre de 1997. La Mars Pathfinder alcanzó la superficie el 4 de julio de 1997 y durante tres meses envió datos a la Tierra sobre la atmósfera, el suelo, las rocas y el polvo del planeta. La sonda transportaba un vehículo todoterreno, el pequeño robot Sojourner, el primero en rodar sobre la superficie del planeta, que recorrió más de 90 m alrededor del módulo de aterrizaje, analizando rocas y muestras del suelo. Los datos obtenidos por los tres sistemas con los que contaba la Mars Pathfinder para determinar la composición y características de las rocas indican que la sonda se asentó en lo que fue un entorno marciano húmedo. En general, esta misión proporcionó a los científicos importantes informaciones sobre el presente y el pasado de Marte. El 11 de diciembre de 1998 se inició la segunda fase del programa de exploración con el lanzamiento de la Mars Climate Orbital, primera de las dos naves que lo integran. La segunda, la Mars Polar Lander, fue lanzada el 3 de enero de 1999.

ATMÓSFERA

La atmósfera de Marte está formada por dióxido de carbono (95%), nitrógeno (2,7%), argón (1,6%), oxígeno (0,2%), y trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y gases nobles diferentes del argón. La presión media de la superficie es de 0,6% la de la Tierra, equivalente a la presión de la atmósfera terrestre a una altura de 35 km. La temperatura de la superficie varía mucho según el día, la estación y la latitud. Las temperaturas máximas en verano pueden alcanzar los 17 °C, pero las temperaturas medias en la superficie no sobrepasan los –33 °C. Debido a la poca consistencia de la atmósfera, son normales las variaciones de temperatura de 100 °C. A unos 50° de latitud hacia el polo, las temperaturas son aún más frías (menos de –123 °C) durante todo el invierno porque el componente fundamental de la atmósfera, el dióxido de carbono, se congela en los sedimentos blancos que constituyen los casquetes polares. La presión atmosférica total de la superficie fluctúa en un 30% debido al ciclo estacional de los casquetes polares.

La cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera es muy pequeña y variable. La concentración es más alta cerca de los extremos de los casquetes polares cuando se retiran en primavera. Marte es como un desierto muy frío, de gran altitud. Las temperaturas y las presiones de la superficie son demasiado bajas en la mayor parte del planeta para que exista agua en estado líquido. Sin embargo, se cree que puede haber agua bajo la superficie en determinados lugares.

En ciertas estaciones, algunas zonas de la superficie son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra y lanzan polvo a la atmósfera. En el hemisferio sur, entre primavera y el comienzo del verano, se produce un acontecimiento climático importante cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en volver a posarse.

SUPERFICIE E INTERIOR

Mapa topográfico de Marte (proyección sinusoidal).

La superficie de Marte puede dividirse en dos zonas más o menos hemisféricas por un gran círculo inclinado unos 30° respecto al ecuador. El hemisferio sur muestra terrenos antiguos horadados por cráteres que datan de la historia más temprana del planeta, cuando los planetas estaban sujetos a un bombardeo meteórico más intenso que el que sufren en la actualidad. Desde entonces se han producido considerables erosiones de los cráteres y muchos de ellos (incluso los tres más grandes) han sido parcial o totalmente rellenados.

El hemisferio norte presenta menos cráteres; es, por tanto, más joven y se supone que su superficie está constituida por coladas volcánicas. Se han identificado los dos centros más importantes de actividad volcánica: La meseta Elísea y el engrosamiento de Tharsis. Algunos de los mayores volcanes del Sistema Solar se dan en Tharsis. Olympus Mons, una estructura que muestra todas las características de un volcán basáltico, se eleva por encima de los 25 km y mide más de 600 km de diámetro en su base. No hay pruebas concluyentes de que exista actividad volcánica habitual en ninguna parte del planeta.

Extendidas por Marte aparecen fallas y otras formaciones que recuerdan a la fractura de la corteza provocada por el engrosamiento y por la expansión locales. Por otra parte, no se han encontrado accidentes provocados por una compresión a gran escala. Los cinturones montañosos tan habituales en la Tierra no existen en el planeta, indicando la ausencia de tectónica de placas. Esto sugiere que tiene una corteza más espesa y una historia térmica más fría que la Tierra. Sin embargo, una escarpadura cercana al ecuador podría ser una falla de desplazamiento horizontal, lo que indicaría, después de todo, alguna actividad de tectónica de placas.

Hay evidencias que indican la posible existencia de hielo subterráneo, como las capas en forma de pétalo que rodean algunos cráteres, las extensas áreas de terrenos colapsados y los suelos cuarteados de las latitudes más septentrionales. Los descubrimientos geológicos más espectaculares han sido, con mucho, los canales que recuerdan las cuencas de los ríos secos. Se conocen dos tipos principales: los grandes canales de desagüe y los canales pequeños. Los grandes canales de desagüe se han podido formar por el repentino desbordamiento de grandes cantidades de agua de las áreas de terrenos colapsados. Estos canales discurren desde el hemisferio sur, que presenta mayores altitudes, hasta el hemisferio norte, de terrenos más bajos. La causa del derretimiento localizado en las áreas de origen sigue siendo incierta, pero este proceso probablemente date del primer tercio de los 4.600 millones de años de historia del planeta. En los canales pequeños, los rastros de la erosión por el agua son menores. Como en la actualidad no hay agua en la superficie, los canales han servido como prueba de que en el pasado Marte tenía presiones más altas y temperaturas más cálidas.

Sin embargo, hoy es un desierto azotado por el viento. Existen grandes extensiones de dunas de arena y otras formas de erosión creadas por el viento, que atestiguan la eficacia de los procesos de sedimentación y de erosión en el actual medio ambiente del planeta.

Poco se conoce sobre el interior de Marte. La densidad media relativamente baja del planeta indica que no puede tener un núcleo metálico extenso. Más aún, el núcleo que podría estar presente no será fluido, ya que Marte no tiene un campo magnético medible. A juzgar por su capacidad de soportar formas topológicas tan enormes como Tharsis, la corteza de Marte debe tener un grosor de unos 200 km (cinco o seis veces el grosor de la corteza terrestre). Un sismómetro a bordo del Viking 2 no consiguió detectar “martemotos”.

LA BÚSQUEDA DE LA VIDA

La idea de que podría haber existido, o incluso de que exista, vida en Marte, tiene una larga tradición. En 1877 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli reivindicó haber visto un sistema de canales por todo lo ancho del planeta. El astrónomo estadounidense Percival Lowell postuló entonces que las débiles líneas eran canales y probaban que seres inteligentes se habían esforzado por construir un sistema de irrigación imprescindible en un planeta árido. Posteriores observaciones de naves espaciales han demostrado que no hay canales en Marte. Además, las zonas oscuras que una vez se creyeron oasis, no son verdes, como los efectos de contraste les habían hecho parecer a los observadores terrestres, y sus espectros no contienen vestigios de materiales orgánicos. Los cambios estacionales que experimenta el aspecto de estas zonas no se deben a ningún ciclo vegetativo, sino a los vientos estacionales que levantan arena y polvo. Es probable que el agua sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de la superficie, o como rastros de vapor o cristales de hielo en la atmósfera. Sin embargo, la prueba más evidente en contra de la existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y el hecho de que la superficie está expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino también a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes (como el peróxido de hidrógeno) producidas por fotoquímica.

Quizá el resultado más fundamental y de más largo alcance obtenido por los Viking es que el suelo no contiene material orgánico (no hay razón para suponer que los dos lugares en los que se posaron no son representativos). Aunque los meteoroides carbonáceos aportan pequeñas cantidades de moléculas orgánicas a la superficie de Marte, este material parece destruirse antes de tener la oportunidad de acumularse. Los resultados de los análisis del suelo en búsqueda de moléculas orgánicas llevados a cabo por los Viking, no proporcionan ninguna prueba de la existencia de vida. Los datos recogidos por la sonda Mars Pathfinder servirán probablemente de ayuda a los científicos que buscan signos de vida pasada, aunque la misión no estaba diseñada para investigar esta cuestión.

Una pregunta más difícil es si ha existido vida alguna vez, dadas las incontestables pruebas de cambio climático y los indicios de una atmósfera anterior más cálida y más densa. Para responderla habría que recoger muestras del subsuelo y trasladarlas a la Tierra para un análisis detallado. La comunidad internacional estudia la posibilidad de realizar un viaje tripulado a Marte en el siglo XXI. Probablemente sería un proyecto internacional (NASA, ESA, Japón, Rusia y otros países).

Región de los valles Marineris. Imagen global hecha por Wide-Field Planetary Camera 2 del Hubble Space Telescope.

 

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Bibliografía:

"FISICA". Robert Resnick - David Halliday. Cuarta edición 1982.

Sistema Solar Básico

NSSDC Photo Gallery

 

Editor: Fisicanet ®

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