Trabajo Práctico sobre Marte:
Marte es el
planeta que recibe su nombre del dios romano de la guerra, 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.
Aspecto desde la Tierra
Cuando
se le observa sin telescopio, Marte es un objeto rojizo de un brillo muy
variable. Cuando está más cerca de la Tierra (55 millones de kilómetros), Marte
es después de Venus el objeto más brillante en el cielo nocturno. A Marte se le
observa mejor 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 Marte tiene regiones brillantes de color
anaranjado y otras zonas más oscuras y menos rojas, cuyo contorno y tono cambia
con las estaciones marcianas. A causa de la inclinación de su eje y la
excentricidad de su órbita, tiene veranos cortos y calurosos e inviernos largos
y fríos. El color rojizo del planeta 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.
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 o parte 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 ancho 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
del planeta 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 Viking también incluía dos satélites que
estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos.
En
1988 la Unión Soviética envió dos sondas 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 sonda espacial Mars Global Surveyor descubrió un campo magnético en Marte, según
anunció la NASA en septiembre de 1997. La sonda Mars Pathfinder alcanzó la superficie del planeta el 4 de julio de
1997 y durante tres meses estuvo enviando datos a la Tierra sobre la atmósfera,
el suelo, las rocas y el polvo de Marte. La sonda transportaba un vehículo
todoterreno (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.
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. 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 de vapor de agua atmosférico 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 ha sugerido que pudiera haber agua bajo
la superficie en determinados lugares.
En
ciertas estaciones, algunas zonas de Marte son azotadas por vientos tan fuertes
que levantan la tierra de la superficie y lanzan polvo a la atmósfera. Se
produce un acontecimiento climático importante en el hemisferio sur entre
primavera y el comienzo del verano 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 disolverse.
Superficie e interior
La
superficie de Marte puede dividirse en dos zonas más o menos hemisféricas por
un gran círculo inclinado unos 30° respecto al ecuador. La mitad sur está
compuesta de terreno antiguo horadado por cráteres que datan de la historia más
temprana del planeta, cuando Marte y los demás 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.
La
mitad norte de Marte tiene una superficie con menos cráteres, y por tanto más
joven, que se supone está compuesta de flujos volcánicos. Se han identificado
los dos centros más importantes de actividad volcánica: la meseta Elísea y el
engrosamiento de Tharsis. Algunos de los volcanes más grandes 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
Marte, indicando la ausencia de tectónica de placas. A su vez, esto sugiere que
Marte tiene una corteza más espesa y una historia térmica más fría que la
Tierra. Sin embargo, una escarpadura cercana al ecuador de Marte podría ser una
falla de desplazamiento horizontal, lo que indicaría después de todo, alguna
actividad de tectónica de placas.
Hay
evidencias de las pruebas de hielo subterráneo, en especial las capas en forma
de pétalo que rodean algunos cráteres, extensas áreas de terreno derrumbado y
los llamados suelos adornados de las latitudes más al norte. Los
descubrimientos geológicos más espectaculares han sido, con mucho, los canales
que recuerdan las cuencas de los ríos secos. Se conocen dos tipos importantes:
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 terreno derrumbado. Estos canales discurren
desde el más alto hemisferio sur hasta el hemisferio norte, más bajo. La causa
del derretimiento localizado en las áreas de origen sigue siendo incierta, pero
estas características datan probablemente del primer tercio de los 4.600.000
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 del planeta, los canales han sido utilizados como prueba de que en
el pasado Marte tenía presiones más altas y temperaturas más cálidas.
Sin
embargo, Marte es hoy un desierto azotado por el viento. Abundan 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 del
viento en el actual medio ambiente de Marte.
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 fracasó en detectar ‘martemotos’.
La búsqueda de la vida
La
idea de que podía haber, o incluso de que hay vida en Marte, tiene una larga
tradición. En 1877, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli reivindicó
haber visto un sistema de canales a todo lo ancho del planeta. El astrónomo
estadounidense Percival Lowell difundió entonces que las débiles líneas eran
canales y las puso como prueba de 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 debe a ningún ciclo vegetativo, sino a los vientos estacionales de Marte
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 evidencia más fuerte contra la
existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y el hecho de que la
superficie del planeta 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 de Marte). 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 en Marte, aunque la
misión no estaba diseñada para investigar esta cuestión.
Una
pregunta más difícil es si ha existido vida alguna vez en Marte, dadas las
incontestables pruebas de cambio climático y los indicios de una atmósfera
anterior más cálida y más densa. Para responder a esta pregunta habría que
recoger muestras del subsuelo y trasladarlas a la Tierra para un análisis
detallado. La comunidad internacional está estudiando la posibilidad de
realizar un viaje tripulado a Marte en el siglo XXI. Probablemente sería un
proyecto internacional (NASA, ESA, Japón, Rusia…).
Bibliografía utilizada:
www.lafacu.com