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Marte

Allí donde no existe la visión, la gente peligra. - Proverbios 29:18



 

Tabla de Contenidos Recursos Adicionales Sobre Marte

Introducción

Marte es el cuarto planeta desde el Sol y suele recibir el nombre de Planeta Rojo. Las rocas, suelo y cielo tienen una tonalidad rojiza o rosacea. Este característico color rojo fue observado por los astrónomos a lo largo de la historia. Los romanos le dieron nombre en honor de su dios de la guerra. Otras civilizaciones tienen nombres similares. Los antiguos Egípcios lo llamaron Her Descher que significa el rojo.

Antes de la exploración espacial, Marte era considerado como el mejor candidato para albergar vida extraterrestre. Los astrónomos creyeron ver líneas rectas que atravesaban su superficie. Esto condujo a la creencia popular de que algún tipo de inteligencia habia construido canales de irrigación. En 1938, cuando Orson Welles emitió una novela radiofónica basada en el clásico de Ciencia Ficción La Guerra de los Mundos de H.G. Wells, se produjeron escenas de pánico debido a que un montón de gente creyó realmente que la Tierra era invadida por marcianos.

Otra razón que condujo a los investigadores a esperar la presencia de vida en Marte eran los cambios estacionales de color en la superficie del planeta. Este fenómeno llevó a especular sobre la posibilidad de que las condiciones de la superficie produjeran un florecimiento de la vegetación durante los meses cálidos y un estado de latencia durante los períodos más fríos.

En Julio de 1965, la nave Mariner 4, transmitió 22 imágenes cercanas de Marte. Todo lo que se podía ver era una superficie con muchos cráteres y canales de origen natural pero ninguna evidencia de canales artificiales o agua circulante. Finalmente, en Julio y Septiembre de 1976, las sondas Viking 1 y 2 se posaron sobre la superficie de Marte. Los tres experimentos biológicos realizados por las sondas descubrieron una actividad química inesperada y enigmática en el suelo Marciano, pero no suministraron ninguna evidencia clara sobre la presencia de microorganismos vivos en el suelo cercano a las sondas. De acuerdo con los biólogos de la misión, Marte es auto-esterilizante. Creen que la combinación de radiación ultravioleta solar que satura la superficie, la extrema sequedad del suelo y la naturaleza oxidante de la química del suelo impiden la formación de organismos vivos en el suelo Marciano. Sin embargo, permanece abierta la pregunta sobre la existencia de vida en Marte en un pasado lejano.

Otros instrumentos no encontraron signo alguno de química orgánica en los dos puntos de aterrizaje, pero sí suministraron un análisis preciso y definitivo de la composición de la atmósfera Marciana y se encontraron trazas de elementos no detectados con anterioridad.

Atmósfera

La atmósfera de Marte es bastante diferente de la atmósfera de la Tierra. Esta compuesta fundamentalmente por dióxido de carbono con pequeñas cantidades de otros gases. Los seis componentes más comunes de la atmósfera son:

El aire Marciano contiene solo 1/1,000 veces menos de agua que nuestro aire, pero incluso esta pequeña cantidad puede condersarse, formando nubes que se desplazan por las zonas altas de la atmósfera o forman remolinos alrededor de las laderas de los sobresalientes volcanes. Por las mañanas temprano se pueden formar bancos de niebla en los valles. En la zona de aterrizaje del Viking 2, una pequeña capa de agua helada cubre el suelo cada invierno.

Existe la evidencia de que en el pasado una atmósfera más pesada podría haber permitido que el agua circulase sobre el planeta. Rasgos físicos que asemejan costas, gargantas, cauces e islas sugieren que alguna vez grandes ríos marcaron al planeta.

Temperatura y Presión

La temperatura media registrada en Marte es -63° C (-81° F) con una temperatura máxima de 20° C (68° F) y un mínimo de -140° C (-220° F).

La presión barométrica varía en cada uno de los puntos de aterrizaje semestralmente. El dióxido de carbono, el componente mayoritario de la atmósfera, se congela para formar un inmenso casquete polar, de forma alternativa en cada uno de los polos. El dióxido de carbono forma una gran capa de nive y luego se evapora de nuevo con la llegada de la primavera a cada hemisferio. Cuando el casquete del polo sur era más grande, la presión diaria media medida por la Sonda Viking 1 fue tan baja como 6.8 milibares; en otros momentos del año subió hastas los 9.0 milibares. Las presiones medidas por la Sonda Viking 2 fueron 7.3 y 10.8 milibares. En comparación, la presión media de la Tierra es 1000 milibares.

Marte en Números
 Masa (kg) 6.421e+23 
 Masa (Tierra = 1) 1.0745e-01 
 Radio Ecuatorial (km) 3,397.2 
 Radio Ecuatorial (Tierra = 1) 5.3264e-01 
 Densidad Media (gm/cm^3) 3.94 
 Distancia media desde el Sol (km) 227,940,000 
 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1) 1.5237 
 Período Rotacional (horas) 24.6229 
 Período Orbital (días) 686.98 
 Velocidad orbital media (km/seg) 24.13 
 Excentricidad orbital 0.0934 
 Inclinación del eje (grados) 25.19 
 Inclinación orbital (grados) 1.850 
 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2) 3.72 
 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg) 5.02 
 Albedo geométrico visual 0.15 
 Magnitud (Vo) -2.01 
 Temperatura superficial mínima -140°C 
 Temperatura superficial media -63°C 
 Temperatura superficial máxima 20°C 
 Presión atmosférica (bares) 0.007 
 Composición atmosférica
Dióxido de Carbono (C02)
Nitrógeno (N2)
Argón (Ar)
Oxígeno (O2)
Monóxido de Carbono (CO)
Agua (H2O)
Neón (Ne)
Kriptón (Kr)
Xenón (Xe)
Ozono (O3)

95.32% 
2.7% 
1.6% 
0.13% 
0.07% 
0.03% 
0.00025% 
0.00003% 
0.000008% 
0.000003% 

Animaciones de Marte

Vistas de Marte

El Interior de Marte
El conocimiento que ho se tiene del interior de Marte sugiere que puede ser modelado como una estrecha cáscara, similar a la de la Tierra, un manto y un núcleo. Utilizando cuatro parámetros se puede determinar el tamaño y la masa del núcleo de Marte. Sin embargo, solo se conocen tres de los cuatro: la masa total de Marte, su tamaño y el momento de inercia. La masa y el tamaño del planeta se determinaron con precisión en misiones anteriores. El momento de inercia se determinó a partir de los datos obtenidos por la nave Viking y los datos Doppler del Pathfinder, registrados durante las mediciones de la velocidad de precesión de Marte. El cuarto parámetro, necesario para completar el modelo del interior, se obtendrá en misiones futuras. Con los tres parámetros conocidos, el modelo está bastante limitado. Si el núcleo marciano es denso (compuesto de hierro) como el de la Tierra o de los meteoritos SNC que supuestamente proceden de Marte, entonces el radio mínimo del núcleo es de unos 1300 kilómetros. Si el núcleo está compuesto por materiales menos densos como una mezcla de azufre y hierro, entonces el radio máximo serí probablemente inferior a los 2000 kilómetros. (Calvin J. Hamilton © 1998)

Mapa Sinusoidal de Marte
Esta imagen es un mapa sinusoidal de Marte. Fue generado a partir de un mapa creado con aerógrafo que fue digitalizado y se le asignó códigos de color para representar la altitud.
(Calvin J. Hamilton ©)

Topografía Marciana
Esta imagen es un mapa cilíndrico sencillo de Marte. El color representa la altura y varía desde -4 kilómetros hasta 27 kilómetros. (Cortesía A.Tayfun Oner)

Hemisferio de Schiparelli
Esta imagen es un mosaico del hermisferio de Schiparelli de Marte. El centro de esta imagen está cerca del cráter de impacto Schiparelli, con un diámetro de 450 kilómetros (280 millas). Las estrías oscuras con márgenes brillantes que emanan desde los cráteres de la Región Oxie Plaus, en la imagen arriba a la izquierda, son causadas por la erosión y/o la deposición por el viento. Las áreas blancas brillantes hacia el sur, incluyendo la cuenca de impacto Hellas en el extremo inferior derecho, están cubiertas por escarcha de dióxido de carbono.
(Cortesía USGS)

Valles Marineris
Esta imagen es un mosaico del hemisferio de los Valles Marineris de Marte. Es una vista similar a la que uno vería desde una nave espacial. El centro de la imagen muestra el sistema completo de cañones denominado Valles Marineris, con más de 3,000 kilómetros (1,860 millas) de longitud y hasta 8 kilómetros (5 millas) de profundidad, que se extiende desde el Laberinto Noctis, el sistema en forma de arco de fosas tectónicas (graben) al oeste, hasta el caótico terreno dal este. Muchos canales de antiguos ríos empiezan en este terreno caótico y en los cañones del norte-centro y corren hacia el norte. Muchos de los canales fluyen hacia una depresión denominada Planicie Acidalia, que es una de las áreas oscuras del extremo norte de esta imagen. Los tres volcanes Tharsis (puntos rojo oscuro), cada uno de unos 25 kilómetros (16 millas) de altura, son visibles hacia el oeste. Hacia el sur de los Valles Marineris existen terrenos muy antiguos cubiertos con multitud de cráteres de impacto.
(Cortesía USGS)

La Sima Candor Central - Vista Oblícua
Esta imagen muestra parte de la Sima Candor en los Valles Marineris. Esta centrada en una Latitud -5.0, Longitud 70.0. La vista se tomó desde el norte hacia la sima. La geomorfología de la Sima Candor es compleja, modelada por los movimientos tectónicos, mass wasting, el viento, y quizás por el agua y el volcanismo.
(Cortesía USGS)

La Sima Candor Occidental (Color Mejorado)
Esta imagen (centrada a una latitud 4° S, longitud 76° W) muestra varias áreas del centro de los Valles Marineris, incluyendo la Sima Candor (abajo izquierda), la Sima Ophir (abajo derecha), y la Sima Hebes (arriba derecha). Los complejos depósitos que recubren los cañones podrían haber sido realizados en lagos, y en ese caso, tienen gran interés para las futuras investigaciones sobre la vida fósil en Marte. Los depósitos de color rosado en la Sima Candor podrían ser debidos a alteraciones hidrotérmicas y a la producción de óxidos de hierro cristalinos. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Imágenes del Orbitador Viking Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde), and 279B12 (rojo) a una resolución de 240 metros/pixel. El ancho de la imagen es de 231 kilómetros. El Norte esta a 47° en sentido horario desde la parte superior.)

Deslizamiento de Tierras en los Valles Marineris
Aunque los Valles Marineris se originaron como una estructura tectónica, ha sido modificada por otros procesos. Esta imagen muestra en detalle un deslizamiento de tierras en la pared sur de los Valles Marineris. Este deslizamiento eliminó parcialmente el borde del cráter que está situado en la meseta cercana al Valles Marineris. Cabe destacar la textura de los depósitos de este corrimiento en la zona donde atraviesa los suelos de los Valles Marineris. Pueden observarse varios estratos diferentes en las paredes de la cubeta. Estos estrator podrían ser regiones de la corteza Marciana con composiciones químicas diferentes o propiedades químicas distintas.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)

HST: 3 Vistas de Marte en Oposición
Estas vistas, tomadas desde el Telescopio Espacial Hubble (HST), suponen la cobertura más detallada del Planeta Rojo jamás vista desde la Tierra. La imágenes se tomaron el 25 de Febrero de 1995 cuando Marte estaba a una distancia de 103 millones de kilómetros (65 millones de millas). Para sorpresa de los investigadores, Marte presentaba un aspecto más nuboso que en los años anteriores. Esto supone que el planeta es más frío y seco, porque el vapor de agua de la atmósfera se congela y forma nubes de hielo. La tres imágenes muestran las Regiones de Tharsis, Valles Marineris y Syrtis Mayor.
(Créditos: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University of Colorado; y NASA)

Primavera en Mars: La mejor vista del Planeta Rojo desde el Hubble
Esta vista de Marte desde el Telescopio Espacial Hubble de la NASA es la imagen mas clara jamas obtenida desde la Tierra, sobrepasada únicamente por las fotos realizadas por las sondas espaciales enviadas al planeta. Esta foto se realizó el 25 de Febrero de 1995 cuando Marte estaba a una distancia aproximada de 103 millones de kilómetros (65 millones de millas) desde la Tierra.

Debido a que es primavera en el hemisferio Norte de Marte, la mayor parte de la escarcha de dióxido de carbono que rodea el permanente casquete de agua helada se ha sublimado, y el propio casquete ha disminuido de tamaño hasta su núcleo de hielo de varios cientos de kilómetros de envergadura. La abundancia de nubes blancas indica que la atmósfera es más fría que lo observado por las sondas espaciales en los años 70. Nubes matutinas aparecen a lo largo del borde occidental (izquierda) del planeta. Estas se forman a lo largo de la noche cuando las temperaturas marcianas disminuyen y el agua de la atmósfera se congela formando nubes de cristales de hielo. El volcán Ascraeus, con una altura de 25 kilómetros (16 millas) sobre los llanos colindantes, emerge a través de la capa de nubes cerca del borde occidental. Los Valles Marineris están abajo a la izquierda.
(Créditos: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University of Colorado; y NASA)

Cabecera del Canal Ravi Vallis
Esta imagen de la cabecera del Ravi Vallis muestra una porción de 300 kilómetros (186 millas) de longitud de este canal. Como muchos otros canales que desembocan en las llanuras del norte de Marte, el Ravi Vallis nace en una región de terreno colapsado y roto ("caótico") situado en las tierras altas del planeta, más antiguas y llenas de cráteres. Las estructuras de estos canales indican que fueron cavados en la roca por corrientes de agua que se movían a grandes velocidades. El abrupto comienzo del canal, sin ningun tributario aparente, sugiere que el agua se liberada a gran presión por debajo de un estrato de terreno congelado que la confinaba. A medida que este agua manaba y fluía, la superficie superior se colapsaba, dando lugar a las grietas y hundimientos que se muestran en la imagen. Se pueden observar tres de estas regiones, con material fracturado, conectadas por un canal cuyo cauce fue cavado por la corriente de agua. La corriente en este canal iba de oeste a este (izquierda a derecha). Este canal se une al final con un sistema de canales que desembocan hacia el norte en la Cuenca Chryse.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)

Islas Aeordinámicas
El agua que escavó los canales al norte y al este del sistema de cañones Valles Marineris tenía un gran poder erosivo. Una consecuencia de esta erosión fue la formación de islas aerodinámicas donde el agua encontraba algún obstáculo a lo largo de su camino. Esta imagen muestra dos de estas islas que se formaron a medida que el agua era desviada por dos cráteres de 8-10 kilómetros (5-6 millas) de diámetro cercanos a la boca del Ares Vallis en la Planicie Chryse. El agua corría de sur a norte (de la parte inferior a la superior de la imagen). La altura de la línea de acantilados que rodea a la isla superior es de unos 400 metros (1,300 pies), mientras que los acantilados que rodean a la isla situada al sur tiene unos 600 metros (2,000 pies) de altura.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)

Red de Valles
Al contrario que los rasgos de Marte mostrados en las dos imágenes anteriores, muchos de los sistemas del planeta no muestran evidencias de riadas catastróficas. En vez de eso, muestran un cierto parecido a los sistemas de drenaje de la Tierra, donde el agua actua a bajas velocidades en largo períodos de tiempo. Como en la Tierra, los canales mostrados aquí se unen para formar canales más grandes.

Sin embargo, estas redes de valles están menos desarrolladas que los típicos sistemas de drenaje terrestres, no existiendo en los ejemplos Marcianos corrientes de pequeña escala que alimenten los valles más grandes. Debido a la ausencia de estas corrientes en las redes marcianas de valles, se piensa que los valles fueron escavados primero por corrientes de agua más que por el agua de lluvia. Aunque el agua líquida es inestable en la actualidad sobre la superficie de Marte, estudios teóricos indican de las corrientes de agua podrían ser capaces de formar redes de valles si el agua fluyese debajo de una capa protectora de hielo. Por otro lado, debido a que las redes de valles están confinadas a regiones de Marte relativamente viejas, su presencia podría indicar que Marte poseyó alguna vez un clima más caliente y húmedo al principio de su historia.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)

Casquete Polar del Polo Sur
Esta imagen muestra el casquete polar del polo sur de Marte tal como aparece cuando su tamaño es menor, unos 400 kilómetros (249 millas). Esta compuesto principalmente por dióxido de carbono congelado. Este casquete de dióxido de carbono nunca se funde completamente. El hielo tiene un color rojizo debido al polvo que se ha incorporado al casquete.
(Cortesía NASA)

Casquete Polar del Polo Norte
Esta imagen es una vista oblícua del casquete del polo norte de Marte. Al contrario que el casquete del polo sur, el casquete del polo norte está compuesto probablemente por agua helada.
(Calvin J. Hamilton ©)

Terrenos Laminados en los Polos
Uno de los descubrimientos de la nave espacial Mariner 9 fue que el polo sur de Marte estaba formado for finas capas o láminas de hielo y sedimento. Cuatro años más tarde, el 10 de Octubre de 1976, la nave espacial Viking 2 tomó esta imagen del polo norte de Marte. El bandeado visible se produjo como resultado de la deposición sobre la cubierta polar del polvo transportado por el viento. A medida que las cubiertas polares experimentan variaciones climáticas, se expanden y se contraen. Las capas de polvo sedimentado se hacen más gruesas cerca de los polos donde los depósitos de hielo se conservan durante más tiempo. El grosor de los depósitos indica que se formaron durante la cíclicas variaciones climáticas más que por los cambios anuales. A medida que el hielo desaparece de un región, el viento expone los estratos esculpiendo valles y cañones. La formación de estos depósitos laminados es un proceso que continúa activo en la actualidad. (Calvin J. Hamilton © 1997)

Campo de Dunas
Esta imagen presenta varios tipos de dunas que se encuentran en el campo de dunas circumpolar del polo norte. La imagen reducida muestra una sección de dunas transversales. La imagen completa tiene un campo de dunas transversales a la izquierda y dunas barchan a la izquierda con una zona de transición en el medio. Las dunas transversales están orientadas perpendicularmente a la dirección predominante del viento. Son largas y lineales, y frecuentemente se unen a sus vecinas formando una unión Y poco angulada. Las dunas barchan son barreras con forma de media luna y cuernos en dirección del viento. Estas dunas son comparables en tamaño a las dunas más grandes que se pueden observar en la Tierra.
(Calvin J. Hamilton ©)

Tormenta de Arena Local
Las tormentas de arena locales son relativamente frecuentes en Marte. Suelen tener lugar en áreas de alto gradiente topográfico y/o térmico (generalmente cerca de los casquetes polares), donde los vientos superficiales son mas fuertes. Esta tormenta tiene varios cientos de kilómetros de extensión y está situada cerca del borde del casquete del polo sur. Algunas de estas tormentas locales crecen, otras se extinguen.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción LPI)

White Rock
Esta imagen muestra un rasgo menos conocido, pero inusual de Marte. Recibe generalmente el nombre de "White Rock". Esta formación blanca es relleno de cráter erosionado, pero todavía no se ha encontrado una explicación satisfactoria de su formación. White Rock no se formó por la acción de los procesos polares porque está cerca del ecuador marciano, a una latitud de -8 grados y longitud de 355 grados. Ha sido modificado por la erosión eólica, presentando patrones de erosión tanto longitudinales como transversales. (Calvin J. Hamilton © 1998)

Atmósfera Marciana
Esta imagen oblícua tomada por la nave espacial orbital Viking muestra una estrecha banda de la atmófera marciana. Esta imagen mira hacia el noreste a través de la cuenca Argyre. La cuenca Argyre tiene unos 600 kilómetros de sección con un escabroso perímetro de unos 500 kilómetros de ancho.
(Calvin J. Hamilton © 1997)

Resumen de las Lunas de Marte

La siguiente tabla resume el radio, masa, distancia desde el centro del planeta, descubridor y fecha del descubrimiento de cada una de las lunas de Marte.

Luna # Radio
(km)
Masa
(kg)
Distancia
(km)
Descubridor Fecha
Fobos I 13.5x10.8x9.4 1.08e+16 9,380 A. Hall 1877
Deimos II 7.5x6.1x5.5 1.80e+15 23,460 A. Hall 1877

Bibliografía

Beatty, J. K. and A. Chaikin, eds. The New Solar System. Massachusetts: Sky Publishing, 3rd Edition, 1990.

Carr M. H. The Surface of Mars. Yale University Press, New Haven, 1981.

Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, and Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.

Mutch T. A., Arvidson R. E., Head J. W. III, Jones K. L., and Saunders R. S. The Geology of Mars. Princeton University Press, Princeton, 1976.

Williams, Steven H. The Winds of Mars: Aeolian Activity and Landforms - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.

 

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Autor: Calvin J. Hamilton © 1997-2000
Traducido al Español por: Antonio Bello
Reservados todos los derechos