el sistema solar (parte 1)

EL SISTEMA SOLAR
(PARTE 1)
Una mirada actualizada a los aspectos estructurales, físicos, dinámicos
y de composición de los planetas y sus lunas, y los asteroides, cometas
y otros cuerpos menores del Sistema Solar
Curso de iniciación
a la astronomía en
Eureka! Zientzia
Museoa. 2013
Índice
Índice ............................................................................................................................................. 1
Introducción .................................................................................................................................. 3
Mercurio ........................................................................................................................................ 3
Amanecer doble ........................................................................................................................ 4
Venus ............................................................................................................................................. 4
Geología de Venus..................................................................................................................... 5
Atmósfera de Venus. ................................................................................................................. 6
Vida en Venus............................................................................................................................ 7
Marte, el Planeta Rojo................................................................................................................... 9
Características generales del planeta rojo ................................................................................ 9
Observación de Marte............................................................................................................... 9
Atmósfera de Marte. ............................................................................................................... 10
Atmósfera primitiva en Marte............................................................................................. 12
Tormentas y tornados en Marte. ........................................................................................ 12
Características geológicas de Marte. ...................................................................................... 13
Volcanismo en Marte. ......................................................................................................... 14
Tectónica de placas y magnetismo en Marte. ........................................................................ 15
Agua en Marte......................................................................................................................... 18
Redes hidrográficas. ............................................................................................................ 18
Agua subterránea. ............................................................................................................... 19
Hielo subterráneo................................................................................................................ 19
Casquetes polares. .............................................................................................................. 19
Géiseres en el Polo Sur. ....................................................................................................... 20
Canales de drenaje .............................................................................................................. 20
1
El pasado húmedo del planeta rojo. ....................................................................................... 21
Vida en Marte.......................................................................................................................... 22
Meteorito ALH84001 ........................................................................................................... 22
Satélites de Marte. .................................................................................................................. 23
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Somos polvo de estrellas que piensa acerca de la estrellas
Carl Sagan
Introducción
El propósito de esta jornada es mostrar una visión actualizada del conocimiento de los aspectos
estructurales, físicos, dinámicos y de composición de los planetas y sus lunas, y de los
asteroides, cometas y otros cuerpos menores del Sistema Solar; señalando además aquellos
objetos que resultan más interesantes desde el punto de vista de la astrobiología, rama de la
biología que estudia la posible existencia actual y en el pasado de la vida fuera de la Tierra.
Mercurio
Mercurio es el planeta más pequeño y más próximo al Sol del
Sistema Solar. Su periodo de rotación es de 58,7 días y su periodo
de traslación, 88 días, es decir, el planeta posee una resonancia
orbital - rotacional 2/3, por cada dos vueltas que da alrededor del
Sol, gira tres veces en torno a su eje. La órbita de Mercurio es la más
excéntrica de los planetas menores, con la distancia del planeta al
Sol en un rango entre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Con
un diámetro de 4879 kilómetros, está compuesto en un 70% por
elementos metálicos, y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más
grande del Sistema Solar, 5.430 kilogramos por metro cúbico. Este dato nos da información
acerca de su estructura interna. Los científicos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un
42% del volumen total del planeta (el de la Tierra ocupa un 17%), es rico en hierro y se
encuentra parcialmente fundido, lo que dota al planeta de un campo magnético. La corteza
mercuriana tiene un espesor en torno a los 100-200 km. La superficie de Mercurio, como la de
la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta
miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones
de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los
cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes
cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–
170 °C) por la noche. Durante el bombardeo intenso Mercurio fue volcánicamente activo,
formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies
lisas similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el descubrimiento por
parte de la sonda MESSENGER de posibles volcanes. Las planicies o llanuras de Mercurio
tienen dos edades distintas; las jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemente se
formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la
superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las
llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie
comenzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies,
lo que hace indicar que son mucho más recientes. Destacable en la geología de Mercurio es la
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Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones
meteóricas de todo el Sistema Solar; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado
de 1.550 km. Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran
unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis
sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el
impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en
las antípodas de dicha formación (180°), fracturando la superficie y formando esta cordillera. A
pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie,
observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios
cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han quedado expuestos
directamente a la luz solar tiene una temperatura muy inferior a la media global. Se especula
que el hielo se encuentra a sólo unos metros de profundidad en estos cráteres, conteniendo
alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es
conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó a partir del agua del
interior del planeta, o provino de los cometas que impactaron contra el suelo.
Amanecer doble
En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, en su
movimiento aparente, se detiene, retrocede y se esconde nuevamente casi exactamente por
donde salió, y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre
para algunos lugares de la superficie; por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se
observa que el Sol se detiene en el cielo y realiza un movimiento de giro. Esto se explica
porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de
Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol
cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular
rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días
después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por
estos puntos.
Venus
El planeta Venus es a veces apodado el hermano
gemelo de la Tierra porque ambos planetas
poseen un tamaño, masa y composición
similares. Sin embargo, son dos mundos
completamente diferentes en cuestiones
térmicas y atmosféricas. La órbita de Venus es la
más circular entre los planetas del Sistema Solar,
con una excentricidad inferior al 1%. Tarda 584
días en dar una vuelta en torno al Sol.
Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de
las manecillas del reloj, de Oeste a Este en lugar de Este a Oeste como el resto de los planetas
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(excepto Urano), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,0187 días terrestres.
Es decir, un año venusiano dura 1,92 días venusianos. Se desconoce el por qué se produce esta
peculiar rotación en el planeta, pero se baraja la posibilidad de que un joven Venus sufriera un
gran impacto con otro cuerpo que lo desviara de su rumbo original.
Geología de Venus
La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto
por su belleza como por su rareza. Su superficie muestra una clara evidencia de una actividad
volcánica muy activa en el pasado. Sin embargo, a diferencia de otros cuerpos del Sistema
Solar que han sufrido una gran craterización, como la Luna, Venus tiene una baja densidad de
cráteres pequeños pero sí
presenta algunos de tamaño
mediano a grande, esto se explica
porque la densa atmósfera del
planeta ha venido desintegrando
a los meteoritos de menor
envergadura.
También se encuentran largos ríos
de lava, evidencia de erosión
eólica y una tectónica importante.
Se cree que el 80% de los
accidentes geográficos de su
superficie están relacionados con
algún tipo de proceso volcánico. A
diferencia de las coladas de lava
terrestres, en Venus éstas se
producen a una escala superior. Los flujos de lava venusianos alcanzan con frecuencia
longitudes de cientos de kilómetros y incluso más de 1.000 km en su longitud total. La
amplitud de estos flujos puede alcanzar de unos pocos hasta algunas decenas kilómetros.
Otras características únicas son la existencia de novas ("novae") y aracnoides. La formación de
las novas se da cuando grandes cantidades de magma llegan hasta la superficie, sin provocar
una erupción, formando diques extruidos que son brillantes a las imágenes de radar. Estos
diques se organizan en lineamientos simétricos que denotan el área de levantamiento, aunque
también se puede producir una depresión causada por la subsidencia del material magmático.
Si tales lineamientos, sean éstos grabens o crestas, se irradian desde un punto central reciben
el nombre de novas (nombre usado para enfatizar la semejanza a la figura de una estrella que
ha explotado). Se han identificado cerca de 50 de estas estructuras. Cuando los alineamientos
de fosas tectónicas (graben), fisuras, y crestas se extienden varios radios desde la
circunferencia de un punto central reciben el nombre de aracnoides, indicativo de su
apariencia. Se identificaron cerca de 250 aracnoides.
Venus no presenta indicios de tectónica de placas, sin embargo, su superficie sí presenta varios
patrones geográficos asociados con procesos tectónicos que a través del movimiento fluido del
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interior del planeta han generado terrenos con fallas, plegamientos, volcanes, grandes
montañas, valles rift y la compresión y extensión de la superficie. La activa tectónica de Venus
ha generado cinturones montañosos plegados, valles rift y terrenos de estructuras teseladas
complicadas llamadas tesserae (en griego tessera significa baldosa), los cuales presentan
múltiples episodios de compresión y deformación tensional. La cadena montañosa más alta de
Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, fue formada por un proceso de compresión,
extensión y movimientos laterales. Otro tipo de accidente geográfico encontrado en las tierras
bajas, consiste en cinturones lineales ubicados a distancias muy próximas que se elevan a
varios kilómetros sobre la superficie con amplitudes de cientos de kilómetros y longitudes de
miles de kilómetros. Existen dos concentraciones importantes de estos cinturones; uno se
ubica en Lavinia Planitia en altas latitudes del hemisferio sur, y el segundo se encuentra
adyacente a Atalanta Planitia en las altas latitudes del hemisferio norte. Los tesserae, que son
terrenos de complejas crestas, se encuentran fundamentalmente en Aphrodite Terra, Alpha
Regio, Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra (Fortuna). Estas regiones contienen la
superposición y cortes de grabens de diferentes unidades geológicas lo que significa que son
las partes más antiguas del planeta. Algunos científicos creen que los tesserae pueden ser
análogos a los continentes terrestres. Otros suponen que son regiones producidas por un
manto en movimiento descendente que provocó las fracturas y plegamientos para formar una
espesa corteza basáltica o sitios de antiguas plumas del manto que crearon grandes volúmenes
de lava sobre la superficie de Venus.
En Venus no existe el agua y por lo tanto el único proceso erosivo es la interacción producida
por la atmósfera con la superficie. Esta interacción se hace presente en los materiales
deyectados de los cráteres de impacto, los cuales han sido expulsados a lo largo de la
superficie. Este tipo de depósitos puede establecerse encima de varias unidades geológicas o
coladas de lavas y por lo tanto son las estructuras más jóvenes del planeta. Los materiales
excavados durante el impacto de un meteorito son levantados hasta la parte superior de la
atmósfera donde los vientos los transportan en dirección oeste y a medida que el deyecto se
deposita en la superficie va formando patrones parabólicos. Dada la densidad de la atmósfera
inferior de Venus, los vientos son más que suficientes para provocar la erosión de la superficie
y el transporte de material de grano fino.
Atmósfera de Venus.
La atmósfera de Venus es increíblemente densa e imposibilita cualquier observación directa de
la superficie del planeta; imponentes conglomerados nubosos, visibles en el ultravioleta,
atraviesan los cielos venusianos a alta velocidad dando una vuelta completa al planeta en
sentido longitudinal en apenas 4 días. En la alta atmósfera las masas de gas ascendente
alcanzan fácilmente los 350 km/h, mientras que en la proximidad de la superficie los vientos
no alcanzan más de 4,5 km/h en gran parte debido a la mayor presión. La atmósfera venusiana
es atravesada por ocasionales fenómenos eléctricos de energía notable. La presencia de una
atmósfera densa y de vientos particularmente fuertes hace que la temperatura sobre la
superficie sea de aproximadamente 710-740 K en todo punto del planeta, también en el
hemisferio nocturno. Tales valores de temperatura son absolutamente mayores que los
registrados en Mercurio, que está a la mitad de la distancia de Venus del Sol. La presión
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atmosférica en la superficie alcanza el valor de 90 atmósferas, equivalente a la presión a 1000
metros de profundidad en nuestros océanos, haciendo la exploración del planeta a nivel del
suelo con sondas automáticas extremadamente difícil. Las sondas que han aterrizado sobre el
planeta han identificado la presencia de tres estratos distintos de nubes; un estrato superior,
compuesto de pequeñas formaciones circulares de ácido sulfúrico, a una cota de 60-70 km; un
estrato intermedio, constituido de formaciones más grandes y menos numerosas, localizado a
52-59 km de altitud; y
finalmente un estrato inferior
más denso y constituido por las
formaciones más grandes, que
desciende hasta los 48 km de
cota. Por debajo de tal nivel la
temperatura es tan elevada
como para vaporizar las
formaciones, generando una
niebla o bruma que se extiende
hasta los 31 km de altitud. La
parte más baja de la atmósfera
se encuentra relativamente limpia y carente de formaciones nubosas. Los 3-4 km más bajos de
la atmósfera están a una presión tan alta (por encima de la presión critica del CO2) que el CO2
se transforma en un fluido supercrítico y forma una especie de mar que cubre la superficie de
Venus. El CO2 supercrítico es muy eficiente transmisor de calor, amortiguando de esta manera
los cambios de temperatura que se deberían producir entre el día y la noche venusianos. A
diferencia de las nubes terrestres, que se originan por el enfriamiento de aire ascendente y de
la consiguiente condensación de vapor de agua, las nubes venusianas son el producto de
reacciones químicas que combinan el dióxido de azufre y el vapor de agua, merced a la acción
de la luz solar (en la alta atmósfera) o del calor (cerca de la superficie).
El viento en Venus varía según la altitud, en un grado mucho mayor que en la Tierra. Cerca de
la superficie es muy suave, e inferior en velocidad al que en la misma altitud puede alcanzar en
la Tierra, desplazándose generalmente a menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1 m/s
debido a la alta densidad atmosférica a escasa altura de la superficie. No obstante, esta
mínima velocidad es suficiente para realizar transportes de polvo y pequeñas piedras. En el
nivel de las nubes, sin embargo, la velocidad del viento se incrementa súbitamente,
alcanzando los 95 m/s. Esas corrientes de viento de alta velocidad pueden dar la vuelta al
planeta en aproximadamente cuatro días, en un fenómeno conocido como "súper-rotación".
Vida en Venus
La posibilidad de la existencia de formas de vida en Venus se convirtió a partir de la década de
1950 en algo aparentemente imposible. Hechos como el que el planeta Venus esté situado
mucho más próximo al Sol que la Tierra, elevando las temperaturas de la superficie del planeta
hasta casi los 500 grados Celsius (773 K), y el hecho de que la presión atmosférica sea 90 veces
la de la Tierra a nivel del mar, así como el impacto extremo del efecto invernadero, hacen de la
vida tal y como nosotros la conocemos, un fenómeno improbable. Sólo en las capas altas de la
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atmósfera, distantes de la superficie, se dan condiciones lejanamente aceptables para el
sostenimiento de organismos. Se ha propuesto que los microbios, en caso de existir, podrían
emplear la luz ultravioleta emitida por el Sol como fuente de energía, lo que podría ser una
explicación para los trazos oscuros
observados en las fotografías de UV
tomadas del planeta. La composición
de estos trazos sigue siendo
desconocida.
A pesar de la unánime opinión
referente a la hostilidad del clima
actual venusiano para el surgimiento o
el mantenimiento de la vida,
recientemente, algunas hipótesis han
sugerido opciones referentes a la
existencia de vida en Venus. Una
posibilidad es que en las nubes existan formas de vida microbianas (arqueobacterias de
estructuras extremófilas) con un metabolismo completamente distinto a todo lo que
conozcamos en la Tierra, basadas en el CO y SO2. ¿Cómo podría haber llegado a existir esta
forma de vida? Una conjetura que vendría a permitir el desarrollo de esta especulación es que
en el pasado, la temperatura en Venus era mucho más benigna y fresca.
A partir de los modelos de evolución estelar se puede calcular con relativa precisión la
variación del brillo solar a largo plazo, por lo cual se sabe que, en los primeros momentos de la
existencia de la Tierra, el Sol emitía el 70% de la energía actual y la temperatura de equilibrio
en la Tierra era de -41 °C. El Sol se habría ido convirtiendo en un cuerpo cada vez más caliente,
pero en este pasado hipotético la luz del Sol era mucho menos violenta. Siendo así, se
presenta como factible, teniendo en cuenta lo que conocemos actualmente sobre la química
atmosférica y la geología de Venus, la presencia durante un largo período de grandes océanos,
en los cuales la vida podría haber surgido.
Cuando la progresivamente creciente actividad del Sol comenzó a hacer llegar más calor a la
atmósfera venusiana, desprotegida del campo magnético, el impacto del efecto invernadero
habría sido muy violento, pero quizá lo suficientemente lento como para permitir adaptarse a
las proto-formas de vida originales a los nuevos entornos que la rápida transformación del
planeta estaba haciendo aparecer. Y, por ejemplo, en las nubes, donde las temperaturas
todavía ahora son moderadas, podrían encontrar un nicho biológico a tener en cuenta, donde
sería posible que tales hipotéticas formas de vida hubieran sobrevivido.
Otro problema es que en Venus no existe nada similar a una capa de ozono, que pare el
peligroso torrente de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Para protegerse contra esto, la
posible vida en Venus también debería haberse adaptado. Claramente esta teoría sigue siendo
hoy por hoy completamente especulativa. Las misiones futuras a Venus es posible que
ofrezcan respuestas sobre hasta qué punto son posibles estas ideas.
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Marte, el Planeta Rojo
Características generales del planeta rojo
Observación de Marte.
Si hay un cuerpo en el Sistema Solar que ha recibido la atención de los astrobiólogos, es Marte.
Durante bastante tiempo se ha aceptado la existencia de formas de vida, incluso inteligente,
en su imaginada superficie que parecía mostrar variaciones estacionales de vegetación. Los
defensores más célebres de esta creencia fueron los astrónomos Percival Lowell y Giovanni
Schiaparelli.
El mapa de Marte publicado por Schiaparelli en 1888.
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Entre los muchos resultados de Schiaparelli, el más popular para el público en general fueron
sus observaciones al telescopio del planeta Marte. Durante la gran oposición de 1877, anunció
haber observado en la superficie del planeta una densa red de las estructuras lineales que
llamó "canales". Los canales de Marte pronto se hicieron famosos, dando lugar a una popular
oleada de hipótesis y especulaciones sobre la posibilidad de vida inteligente en Marte. Entre
los más fervientes partidarios de la factura "artificial" de los canales de Marte estaba el famoso
astrónomo americano Percival Lowell, que pasó la mayor parte de su vida tratando de
demostrar la existencia de vida inteligente en el planeta rojo.
La red de canales artificiales sugerida por Percival Lowell.
Las primeras imágenes de la superficie del planeta tomadas por la sonda espacial Mariner 4 en
1965 y los primeros mapas realizados por el Mariner 9 en 1971, pusieron fin a la controversia
al revelar una superficie árida y desértica salpicada de cráteres de impacto, con incisiones
profundas y formaciones de origen volcánico.
Atmósfera de Marte.
La atmósfera de Marte está compuesta por las siguientes divisiones:
- Baja Atmósfera: Es cálida, afectada por el calentamiento del polvo en suspensión y el
suelo.
- Atmósfera media: Marte tiene una corriente de chorro que fluye en esta región.
- Atmósfera superior, o termosfera: Esta región tiene temperaturas muy altas causadas por
el calor del Sol. En este nivel, los gases empiezan a separarse el uno del otro en lugar de
fusionarse, tal como ocurre en la atmósfera inferior.
- Exosfera: 200 km o más. Esta región es donde se delimitan los últimos vestigios de la
atmósfera y el espacio. No hay un límite claro debido a que el gas es extremadamente
delgado.
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El componente principal de la atmósfera de Marte es el dióxido de carbono (CO2). Durante el
invierno los polos marcianos entran en un período de oscuridad continua, lo que enfría la
superficie de tal manera que el 25% de CO2 en la atmósfera se condensa en dióxido de
carbono sólido (hielo seco) que forma una capa de hielo en los polos. Cuando los polos vuelven
a exponerse a la luz solar durante el verano marciano, se sublima el CO2 congelado,
regresando a la atmósfera. Este proceso conduce a una gran variación de la presión
atmosférica y a la composición en torno a los polos marcianos. La atmósfera de Marte está
considerablemente enriquecida con el gas noble argón, especialmente en comparación con
otras atmósferas de otros planetas en el Sistema Solar. A diferencia del dióxido de carbono, el
argón no se condensa, por lo que la cantidad total de argón en la atmósfera es constante. Sin
embargo, las concentraciones locales pueden variar debido al flujo de dióxido de carbono de
un lugar a otro. Los últimos datos de satélite muestran un aumento del argón en la atmósfera
sobre el polo sur en el otoño, que se disipa en la primavera siguiente. Otros aspectos de la
atmósfera marciana varían significativamente. Con la sublimación del dióxido de carbono
durante el verano, el viento marciano sufre ráfagas que alcanzan una velocidad de alrededor
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de 250-400 km / h. Estas tormentas estacionales llevan grandes cantidades de vapor de agua y
polvo en las nubes cirros y se elevan las nieblas de forma similar a como lo hacen en a la Tierra.
Estas nubes de hielo de agua fueron fotografiadas por el Opportunity en 2004.
Atmósfera primitiva en Marte.
Marte debió de perder casi toda su atmósfera primitiva procedente de la nebulosa solar, rica
en elementos ligeros (fundamentalmente hidrógeno y helio). De hecho, se cree que Marte
tiene una atmósfera secundaria, compuesta por los gases liberados en las numerosas
colisiones con planetesimales que sufrió durante su formación. Estos planetesimales contenían
grandes cantidades de sustancias volátiles como, por ejemplo, nitrógeno, gases nobles, y agua.
Una vez incorporados al planeta, los gases alcanzaron la atmósfera marciana mediante al
menos dos mecanismos: la formación del núcleo por colapso gravitatorio de los elementos
metálicos (lo que produjo una enorme cantidad de calor que fundió la corteza y el manto,
liberando los gases atrapados en estas regiones) y la actividad volcánica. La transición a una
atmósfera poco densa y fría ocurrió hace unos 3.500 millones de años según se desprende de
los cráteres que pueblan su superficie. Pero ¿qué originó este cambio?
Se han propuesto tres mecanismos diferentes:
1. Impactos de grandes asteroides durante las últimas etapas de la formación de Marte, lo que
pudo lanzar al espacio gran parte de la atmósfera (hasta un 50-80%).
2. Un campo magnético muy débil que no puede defenderla del viento solar, capaz de
arrastrar una enorme cantidad de gases atmosféricos.
3. La disolución de gran parte del CO2 de la atmósfera en el agua líquida de la superficie, lo
que debió producir grandes depósitos de carbonatos. De esta manera, la atmósfera perdió
dióxido de carbono, un gas invernadero que contribuye de forma notable a elevar la
temperatura superficial porque atrapa la radiación infrarroja emitida por el suelo. Menos CO2
implica menos calentamiento atmosférico, es decir, un clima más frío. Esta explicación no está
exenta de controversia, ya que deberíamos ver grandes depósitos de carbonatos en la
superficie marciana y no los hemos encontrado. Sin embargo, es un mecanismo muy atractivo
que explica simultáneamente la pérdida de gas y el enfriamiento de la atmósfera.
Tormentas y tornados en Marte.
Gracias a las observaciones de las sondas enviadas a Marte, hoy en día conocemos muy bien la
superficie del planeta rojo. En este planeta se observan procesos que abundan en la Tierra,
como por ejemplo, tornados y tormentas. Todas las tormentas en Marte, sin importar su
tamaño, son alimentadas por el brillo del Sol. El calor solar calienta la atmósfera marciana y
provoca que el aire se mueva, levantando el polvo del suelo. Debido a que la atmósfera
marciana es liviana – apenas un 1% de la densidad al nivel del mar que tiene la atmósfera
terrestre -- sólo los granos de polvos más pequeños se suspenden en el aire. Estos finos granos
reflejan del 20 al 25% de la luz solar que reciben; por eso las nubes parecen brillantes (En
comparación, el albedo típico del terreno marciano es del 10 al 15%). Desde 1877 sólo se han
observado 10 tormentas de polvo globales o que cubran todo el planeta, y estas son más
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frecuentes cuando Marte se encuentra cerca de su perihelio, es decir, cuando se encuentra
más cerca del Sol.
Los tornados en Marte son
conocidos como diablos de polvo.
Las sondas que orbitan el planeta
han conseguido estudiar varios de
ellos. Se sabe que se alzan más de
800 metros de altura sobre la
superficie y que alcanzan los 110
kilómetros por hora. La siguiente
imagen fue captada por el HIRISE.
Características geológicas de Marte.
Ahora nos centraremos un poco más en las peculiaridades geológicas del planeta rojo. ¿Qué
tiene Marte que lo hace tan diferente y especial entre los planetas del Sistema Solar?
Entre el pico más elevado del planeta y la cuenca más profunda del planeta rojo, encontramos
una diferencia de 30.000 metros. El punto más bajo del planeta es la inmensa cuenca de
impacto Hellas, cuyo borde exterior está marcado por un anillo de montañas de más de 1.000
kilómetros de ancho. Este cráter se excavó durante el bombardeo intenso tardío, y buena
parte del enorme volumen de roca arrancada contribuyó a formar el elevado terreno
circundante. El punto más alto es el Monte Olympo, que se eleva hacia el cielo 25.000 metros,
lo que lo sitúa por encima de la mayor parte de la atmósfera marciana. En este mapa que se
recoge la altura de los terrenos marcianos, se puede contemplar la diferencia de alturas entre
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los hemisferios marcianos. En la parte inferior izquierda se observa la cuenca Hellas y en la
superior derecha los volcanes, entre ellos el del Monte Olympo.
Pero tal vez el rasgo
geográfico más importante
de Marte lo constituya la
gran diferencia de altura
entre el terreno del
hemisferio norte y el del
sur.
Las
regiones
montañosas del sur son
muy frías y están muy
craterizadas
desde
el
bombardeo, mientras que la cuenca norte es sobre todo llana y uniforme, lo que delata su
juventud. Existen tres hipótesis principales para explicar esta diferencia. Una de ellas propone
una convección desigual entre ambos hemisferios, cuando el interior de Marte era
geológicamente activo: en el hemisferio sur predominaban movimientos descendentes del
magma, mientras que en el norte predominaba el ascenso. De ese modo se formaron grandes
coladas de lava en el hemisferio norte, que cubrieron regularmente los cráteres que se iban
formando, dejándolo relativamente liso. Aún no tenemos suficientes datos que confirmen o
refuten esta teoría: hace falta más tiempo y estudios más detallados en varios puntos del
planeta, pero, desde luego, es posible que sea la respuesta. Otra posible respuesta es que, por
cosas de la probabilidad, se hayan producido múltiples impactos de asteroides en el hemisferio
norte, con lo que, lo que vemos, podría ser una especie de cráter múltiple, una superposición
de muchos otros. Aunque no tenemos ningún dato que haga imposible esta hipótesis, parece
estadísticamente improbable, por lo que tiene muy pocos adeptos. La hipótesis final que ha
ganado adeptos últimamente es la del impacto gigante; el hemisferio norte está relativamente
liso y es homogéneo porque es un cráter, el resultado de un impacto descomunal. Antes de
ese impacto, la superficie de ambos hemisferios probablemente era parecida (como la del
hemisferio sur actual). Desde luego, de haberse producido, tuvo que ser un choque
cataclísmico y, de ser efectivamente un cráter, es el cráter de impacto más grande de todo el
Sistema Solar. Todavía hace falta saber más para decidir si esta hipótesis es la correcta, pero
¿no es sugerente imaginar ese choque? Sea cual sea la
razón de ese contraste tan grande, la consecuencia es
que casi todos los accidentes geográficos más
interesantes de Marte están en el hemisferio sur o cerca
del ecuador, aunque no todos.
Volcanismo en Marte.
Los volcanes de la región Tharsis son entre 10 y 100
veces más grandes que la media de los terrestres. Las
coladas volcánicas también son más extensas que las de
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nuestro planeta. Ello se debe probablemente, a los ritmos de erupción más continuos y a la
menor atracción gravitatoria de Marte.
Una de las razones por las que se pudieron formar
volcanes tan grandes en el planeta rojo es porque
las regiones más calientes del manto, o puntos
calientes, se mantuvieron fijas respecto a la
superficie durante centenares de millones de años,
dada la débil tectónica de placas presente.
Tectónica de placas y magnetismo en
Marte.
En 1994, Norman Sleep, un geofísico de la
Universidad de Stanford (Estados Unidos), propuso que Marte había experimentado una
etapa, corta y antigua, de tectónica de placas. Aunque al principio este artículo fue ignorado
por la comunidad científica, su interés se retomó tras las observaciones de la Mars Global
Surveyor. Los geólogos planetarios señalan diversas estructuras marcianas como señales de
estos procesos. Por ejemplo, se han detectado zonas de subducción en el Valle de Ares, con
una disposición de rocas similares a las que se da en la Tierra en estas zonas. Además, la
alineación de los volcanes cercanos al Valle Marineris se parece a los que se observan en las
fallas terrestres.
A pesar de estas similitudes con nuestro
planeta, se sabe que la tectónica de
placas de Marte es diferente a la de la
Tierra. Mientras que la litosfera
terrestre se encuentra dividida en
grandes placas, la litosfera marciana
parece inmóvil y determina la formación
de domos gigantescos, de unos cientos
kilómetros de altura, y varios centenares
de kilómetros de diámetro, que
contienen grandes volcanes, como el
Monte Olympo. Además, en el pasado,
Marte tuvo un equilibrio térmico
diferente al actual, con un núcleo con
una actividad similar al terrestre que proporcionaría el calor necesario para posibilitar la
dinámica de la litosfera. Ahora, el manto se ha enfriado lo suficiente como para detener la
tectónica de placas. (Arriba, imagen de la geometría de placas propuesta por Sleep). Pero no
podemos comprender el pasado geológico de Marte si no analizamos el magnetismo del
planeta. El planeta rojo no posee un campo magnético dipolar como el de la Tierra. Por ello
cuando la Mars Global Surveyor captó este tipo de señal, los científicos apuntaron a que
procedería de un magnetismo remanente o fósil en las rocas. Pero dos características llamaron
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la atención de los científicos: el magnetismo estaba distribuido de forma muy irregular sobre el
planeta, y presentaba, al igual que en las rocas terrestres, máximos y mínimos alternantes, con
una estructura bandeada.
Campo magnético remanente fosilizado en las rocas de la superficie marciana.
(Connerney et al, 2000)
En la Tierra, este bandeado magnético revolucionó la geología de los años 60. La tectónica de
placas provoca la formación de rocas basálticas, que forman los fondos oceánicos. En estos
basaltos cristalizan la magnetita y otros minerales magnéticos, que al enfriarse adquieren la
dirección del campo magnético presente en ese periodo. Pero el campo magnético no es
estable, por lo que el estudio de este magnetismo fósil nos permite reconstruir el pasado
magnético terrestre. A diferencia de en la Tierra, las rocas marcianas con magnetismo
remanente pertenecen a las tierras altas, es decir, a las equivalentes rocas continentales
terrestres. Y aunque también las rocas continentales de nuestro planeta presentan estas
anomalías magnéticas, éstas se forman por colisión de fragmentos oceánicos en una zona de
subducción de la litosfera, un proceso no aplicable a la geometría de las bandas marcianas.
Otros rasgos de la geología marciana requieren una etapa de tectónica de placas. Por ejemplo,
la diferencia de altitud entre las tierras bajas y altas de Marte, cuyo símil serían los taludes
continentales de los océanos terrestres, formados cuando los continentes se separan. Otra
zona, conocida como Arabia Terra, pudo haberse originado por un proceso de subducción, lo
que originó un borde constructivo detrás del arco volcánico de Tharsis. En 1989, Kent Condie,
de la Universidad de Nuevo México, sugirió que Marte atravesó un periodo de actividad
tectónica activa durante unos 100 o 200 millones de años, hace unos 4.000 millones de años.
Llegó a esta conclusión tras adoptar la hipótesis de que los planetas terrestres, en su proceso
evolutivo temprano, estaban cubiertos por océanos de magma. El calor de estos océanos fue
enfriándose exponencialmente, lo que provocó un periodo de tiempo o ventana, en la que se
produjo un intervalo térmico comprendido entre la adquisición de una litosfera rígida, y el
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enfriamiento del manto que haría imposible la convención. En esta fase inicial de altas
temperaturas, el campo magnético marciano quedó fosilizado en sus rocas. Aunque este
magnetismo pudo ser generado por el magma que cubría la superficie marciana, la mayoría de
los científicos apuntan su origen a la actividad generada por el núcleo de Marte. Un área
importante que avala este estudio son las grandes cuencas de impacto Hellas y Argyre, con
2.000 y 800 kilómetros de diámetro respectivamente. Los científicos datan estas estructuras
de hace entre 4.000 y 3.900 millones de años, y no presentan magnetismo remanente. Puesto
que en estas estructuras debieron formarse grandes lagos de lava, debería haber un
magnetismo remanente. Al no existir, los geólogos sugieren que no había un magnetismo
apreciable en Marte en aquella época. Esta ausencia de magnetismo se ha interpretado de dos
formas: o bien el campo magnético se había extinguido ya, o bien aún no había comenzado a
actuar. La mayoría de los geofísicos planetarios son de la primera opinión. Su principal
argumento es que, puesto que la corteza donde se hallan las grandes bandas magnetizadas
parece anterior a las cuencas de impacto, el pensar en un campo post-impactos equivaldría a
imaginar dos etapas de magnetismo marciano separadas por un intervalo sin magnetismo.
Existen todavía muchos interrogantes
sin responder. Por ejemplo, los
científicos no saben cómo relacionar
la existencia de un magnetismo tan
breve en el tiempo con un
vulcanismo
cuyas
evidencias
persisten hasta el presente, ya que
en un principio los dos fenómenos
deberían estar conectados. Y si la tectónica de placas de Marte ya no es activa, ¿qué
mecanismo es el que produce las fallas observadas de cientos de kilómetros de longitud?
Francis Nimmo y David Stevenson han propuesto sendas teorías para tratar de dar luz a estas
preguntas. Según estos científicos Marte atravesó hace más de 4.000 millones de años una
efímera tectónica de placas. Durante este periodo el manto se fue refrigerando mediante la
circulación convectiva que hizo aumentar la viscosidad del manto, acabando con ello, la
movilidad litosférica. A partir de este momento, el manto comenzó a acumular calor que no
pudo liberarse a través de la tectónica de placas, hasta que su temperatura se acercó a la del
núcleo marciano. En un momento dado la diferencia de temperatura entre el manto y el
núcleo fue tan pequeña que la convención del núcleo quedó inhibida, ya que este fenómeno
no se produce si no hay una superficie superior más fría, siendo esta la causa que puso fin a la
actividad geodinamo de Marte. Con esta teoría, Nimmo y Stevenson hacen que la tectónica de
placas sea la causa y no el efecto del campo magnético del planeta rojo. A este modelo aún le
queda un largo camino para ser comprobado, ya que aún queda sin resolver por qué algunos
meteoritos marcianos formados en épocas posteriores, poseen un magnetismo remanente.
Además, si los volcanes de Marte tienen su origen en puntos calientes, para que se generen
estos, se precisa de un núcleo más caliente que el manto. La Mars Global Surveyor reveló que
el hemisferio Norte emite más calor, lo que es coherente con su ausencia de magnetismo
remanente, y con la suposición de que se trata de corteza más joven que la de las tierras altas
del Sur. La presencia de hierro en el manto marciano es el doble del existente en la Tierra, lo
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que podría explicar los altos valores de la magnetización remanente: el campo magnético de
Marte no habría sido tan intenso, sino que las rocas de este planeta son grabadoras de primera
calidad. Por otra parte, la zona de Arabia Tierra parece tener una corteza de espesor
intermedio entre las de los dos tipos, lo que es compatible con la subducción y adelgazamiento
cortical bajo esta región.
Agua en Marte
Para la astrobiología, la cuestión más importante es si Marte alberga agua líquida. El planeta
no posee una atmósfera gruesa (la presión superficial es inferior al 1% de la que impera al nivel
del mar en la Tierra). Aunque se compone casi en su totalidad de dióxido de carbono, una capa
atmosférica tan fina sólo aporta un efecto invernadero deplorable, de ahí que en Marte haga
mucho frío. Un mediodía de verano en el ecuador, el suelo se acerca a una temperatura
agradable bajo los rayos del Sol, pero la mayoría del planeta se mantiene por debajo de los 0ºC
durante buena parte del año. Y en los casquetes polares se pueden alcanzar los -140ºC. Estas
condiciones de presión y temperatura impiden que en la superficie de Marte pueda existir
agua líquida. El hielo que se derrite bajo la influencia solar, se convierte directamente en
vapor, sin fluir primero en estado líquido. Por ello, el Sol evaporó hace mucho tiempo
cualquier hielo expuesto al aire cerca del ecuador, y el único agua que se observa en la
superficie es cerca de lo polos. Pero las perspectivas de un Marte húmedo en el pasado son
muy prometedoras.
Redes hidrográficas.
Barrancos en Marte (izq.) y en la Tierra (dcha.)
Algunas de las redes de valles visibles en Marte son muy parecidas a las que se observan en la
Tierra. Éstas están provocadas por la acción erosiva de los ríos. Desde su descubrimiento a
principios de los años 70, en algunas fotografías de la sonda Mariner 9, se ha especulado
mucho sobre su origen. No se puede descartar que hace miles de millones de años hubiera
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ríos, o al menos torrentes estacionales, con capacidad para erosionar el sustrato rocoso y dar
lugar a la aparición de redes de canales tributarios que tanto recuerdan a las de la Tierra.
Agua subterránea.
A pesar de que el agua líquida no es estable en la superficie actual de Marte, se cree que a
algunos centenares de metros de profundidad, las condiciones de presión y temperatura
pueden permitir la existencia y conservación de lagos y ríos subterráneos. Bajo determinadas
condiciones, podrían aflorar a la superficie formando torrentes de corta duración, incluso en la
actualidad. Intentar encontrar estos acuíferos subterráneos es una de las misiones principales
de la ESA.
Hielo subterráneo.
La existencia de sedimentos fluidificados alrededor
de los cráteres de más de 5 kilómetros de
diámetro, sugiere que por debajo de la superficie
de Marte puede haber agua líquida, o bien, hielo
que se fundió como consecuencia del impacto.
Además, los estudios de los ambientes
sedimentarios de las latitudes más próximas a los
polos, basados en el análisis de imágenes de alta
resolución de la superficie en diferentes épocas
del año marciano, han proporcionado evidencias
de la existencia de hielo muy próximo a la superficie, quizás a tan sólo unos pocos metros.
(Hielo en un cráter marciano captado por la sonda HIRISE). En la Tierra, este hielo subterráneo
se conoce como permafrost y es común en las regiones
árticas y frías de nuestro planeta.
Permafrost en
en Marte
Marte yy en
en la
la Tierra.
Tierra. izq)
(Izq.)
(Permafrost
Casquetes polares.
Al igual que la Tierra, Marte tiene dos casquetes polares, el
tamaño de los cuales varía siguiendo el ciclo estacional.
Los hielos del polo norte son fundamentalmente de agua,
mientras que los del polo sur parecen estar formados por
una mezcla de agua y de dióxido de carbono. Durante el
invierno marciano, ambos polos quedan recubiertos por una
capa de dióxido de carbono congelado, que aumenta mucho
su extensión. En verano, el dióxido de carbono
sublima (pasa directamente a vapor), contribuyendo
a aumentar ligeramente la presión atmosférica global
del planeta. El aumento local es, de hecho, muy
importante, ya que es una de las causas de las
grandes tormentas de polvo.
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Géiseres en el Polo Sur.
Durante 1998-1999, el sistema orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas
oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre las latitudes 60°- 80°. La
peculiaridad de estas manchas, es que el 70% de ellas recurre anualmente en el mismo lugar
del año marciano anterior.
Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio
de cada invierno. La NASA ha concluido que las manchas son producto de erupciones frías de
géiseres, los cuales son alimentados no por energía geotérmica sino por energía solar.
Científicos de la NASA explican que la luz del Sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima
a una profundidad máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales con gas de
dióxido de carbono (CO2) bajo presión. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea
consigo partículas de arena basáltica a la superficie.
Canales de drenaje
Los canales de drenaje marcianos tienen unas
dimensiones asombrosas. Son mucho más
anchos que cualquier río de la Tierra, con
decenas de kilómetros de anchura, y cientos y
hasta miles de kilómetros de largo. Discurren
desde las zonas montañosas hacia el
hemisferio norte del planeta. Al igual que los
sistemas de valles, estos canales emergen
sencillamente del suelo.
En su nacimiento hay áreas extensas de
terreno caótico, del tamaño aproximado de
Suiza, como si la superficie se hubiera
desmoronado sobre sí misma. Muchos de estos
canales de desbordamiento nacen en regiones
activas, como los inmensos complejos
volcánicos del domo de Tharsis, y se cree que
fueron episodios geotermales los que liberaron
de repente esas crecidas impresionantes.
Puede que gran parte del agua de Marte estuviera almacenada en la corteza, atrapada en una
capa subterránea de permafrost. Esta envoltura de hielo habría dejado atrapada agua líquida
debajo de ella que tal vez ejerciera una gran presión hasta que una erupción volcánica produjo
una ruptura y liberó un torrente de agua fluida. Una vez en la superficie, el dióxido de carbono
disuelto escaparía al instante debido a la bajada de presión, lo que provocaría una cascada en
chorro parecida a la que se produce al descorchar una botella de champán. Otro mecanismo
activador de este chorro de agua, podría haber sido un impacto sobre la superficie que dejaría
al descubierto estas enormes cantidades de líquido.
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Imagen aérea del Gran Cañón del Colorado en Norteamérica (Izq.) y del Valle Marineris
en Marte (Dcha.)
El pasado húmedo del planeta rojo.
Hay un gran debate respecto a la historia pasada de
Marte. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes
cantidades de agua y tuvo un clima cálido, con una
atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la
superficie y excavando los grandes canales que surcan
su superficie. La orografía de Marte presenta un
hemisferio norte que es una gran depresión y donde los
partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus
Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar
Mediterráneo. El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más deuterio que en la
Crédito, Kevin Gill
Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas
tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola.
Los recientes descubrimientos del robot de la NASA Opportunity, avalan la hipótesis de un
pasado húmedo. A finales de 2005 surgió la polémica sobre las interpretaciones dadas a
determinadas formaciones de rocas que exigían la presencia de agua, proponiéndose una
explicación alternativa que rebajaba la necesidad de agua en cantidad mucho menor y reducía
el gran mar o lago ecuatorial a una simple charca donde nunca había existido más de un palmo
de agua salada. Algunos científicos han criticado el hecho de que la NASA sólo investiga en una
dirección buscando evidencias de un Marte húmedo y descartando las demás hipótesis.
Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los primeros 1.000 millones de años un Marte
calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el
agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, la era Noeica, que sería el anciano reducto
de un Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era duró de los 3.800 a los 3.500
millones de años y en ella ocurrió el cambio climático. Y la era más reciente y larga que dura
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casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3.500 millones de años a la actualidad
con un Marte tal como lo conocemos hoy, frío y seco. En resumen el paradigma de un Marte
húmedo que explicaría los accidentes orográficos del planeta está dejando paso al paradigma
de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido una importancia mucho más limitada.
Vida en Marte
Aunque el consenso general de la comunidad científica descarta la posibilidad de vida presente
en Marte, persisten algunas dudas de si alguna vez existió vida en el planeta cuando su
atmósfera era más densa y el agua líquida existía en abundancia. Las actuales teorías que
predicen las condiciones en las que se puede encontrar vida, exigen la disponibilidad de agua
en estado líquido. Es por ello tan importante su búsqueda (todavía no hallada) en este planeta.
Tan solo se ha podido encontrar agua en estado sólido (hielo) y se especula que bajo tierra
pueden darse las condiciones ambientales para que el agua se mantenga en estado líquido. El
agua líquida no puede existir sobre la superficie de Marte bajo las condiciones actuales de su
atmósfera.
Se sabe ahora que Marte tuvo abundantes cursos de agua, y fue porque contaba también con
una atmósfera mucho más densa que proporcionaba mayor presión y temperaturas más
elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y disminuir así la presión
y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en
la atmósfera en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes
polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos. Recientemente, se han
detectado s que sugieren el flujo de agua líquida en las paredes de un cráter; imágenes por el
Mars Global Surveyor muestran barrancos y sedimentos formados en un lapso de -máximoseis años por torrentes de agua. La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata
de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero.
La sonda espacial Phoenix comprobó en 2008 que cuando la temperatura se eleva por encima
de cierto límite, y/o es expuesto a la radiación solar y radiación cósmica, el hielo de la
superficie se sublima, convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido; es así como se
forma el vapor de agua en la atmósfera del planeta, aunque está presente en proporción
ínfima (0,01%). La sublimación del agua no ocurre a gran escala en los casquetes polares, ya
que están protegidos de la radiación por una capa de arena y polvo. En 2008, la NASA poseía
un catálogo de 57 meteoritos considerados provenientes de Marte y recuperados en varios
países. Estos meteoritos son extremadamente valiosos ya que son las únicas muestras físicas
de Marte disponibles para analizar.
Meteorito ALH84001
El meteorito ALH84001 fue encontrado en
la Antártida en diciembre de 1984 por un
grupo de investigadores del proyecto
ANSMET; el meteorito pesa 1,93 kg.
Algunos investigadores asumen que las
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formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados, similares a los nanobíos o
nanobacterias. También se le ha detectado contenido de cierta magnetita que, en la Tierra,
solamente se le encuentra en relación con ciertos microorganismos.
Satélites de Marte.
Marte posee dos pequeños satélites naturales, llamados Fobos y Deimos. Sus órbitas están
muy próximas al planeta. Se cree que son dos asteroides capturados. Ambos satélites fueron
descubiertos en 1877 por Asaph Hall. Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes
de la mitología griega que acompañaban a Ares (Marte para la mitología romana). Desde la
superficie de Marte, Deimos, el más lejano y pequeño sale por el este como la Luna. Sin
embargo, Fobos, más grande y cercano, se mueve alrededor del planeta más rápido de lo que
el mismo planeta rota. Por este motivo aparece en el occidente, se mueve comparativamente,
en forma rápida a través del cielo (en 4 horas 15 minutos o menos) y se pone al este,
aproximadamente dos veces por cada día marciano (cada 11 horas y 6 minutos).
Verónica Casanova
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