Lunes, Junio 01, 2020
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Introspecciones: ¿Los terrícolas qué encontraremos en Marte?

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MARCONI - TERRICOLAS EN MARTE

El astrónomo danés del siglo XVI Tycho Brahe [1] midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente [2] -los llamados "lazos-, permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler. La órbita de Marte nunca atraviesa la de la Tierra alrededor del Sol. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente

Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase [3] es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte; este alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra.

Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no pudo ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Características físicas

Marte es ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6794,4 km y polar de 6752,4 km (aproximadamente la mitad que la Tierra), y una superficie total algo inferior a la de las tierras emergidas de nuestro planeta.

Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento tres veces mayor que el de la Tierra, con un valor de 0,01. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión [4], debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte. Con este diámetro, su volumen es un 15 % del terrestre y su masa aproximadamente un 11 %.

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

Estructura interna

Al igual que la Tierra, Marte tiene diferenciados un denso núcleo metálico recubierto por materiales menos densos. Los modelos actuales sugieren un núcleo con un radio de aproximadamente 1,794 ± 65 kilómetros (1,115 ± 40 mi), consistente principalmente en níquel y hierro con aproximadamente un 16-17 % de azufre. Se cree que este núcleo de sulfuro de hierro II contiene el doble de elementos ligeros que el de la Tierra. El núcleo está rodeado por un manto de silicato donde se formaron muchas de las características tectónicas y volcánicas del planeta, ahora en estado latente.

Junto con el silicio y el oxígeno, los elementos más abundantes en la corteza de Marte son hierro, magnesio, aluminio, calcio y potasio El grosor medio de la corteza del planeta es de unos 50 km (31 mi), con un grosor máximo de 125 km (78 mi). El grosor medio de la corteza de la Tierra es 40 km.

Geología marciana

Marte es un planeta rocoso, compuesto por minerales que contienen silicio, oxígeno, metales y otros elementos que normalmente componen las rocas. Su superficie está compuesta principalmente por basalto toleítico [5] con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de su superficie.

 

Por su naturaleza se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio, 3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes menores. Algunas zonas son más ricas en sílice que en basalto y pueden ser similares a las rocas andesitas de la Tierra o al vidrio de sílice.

 

En partes de las zonas montañosas del sur hay cantidades detectables de piroxenos de alto contenido en calcio. Se han detectado también concentraciones localizadas de hematites y olivinos .La mayor parte de su superficie está profundamente cubierta de polvo de grano fino de óxido de hierro III.

 

Características del planeta rojo

 

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

 

 Marte observado por el telescopio Hubble

 

Aunque en Marte no hay evidencias de una estructura global de campo magnético, partes de la corteza planetaria muestran evidencias de haber estado magnetizadas, lo que sugiere la alternancia de inversión de polaridad de su campo dipolar en el pasado.

 

Este paleomagnetismo de minerales susceptibles magnéticamente es similar al de las franjas alternas halladas en los fondos oceánicos terrestres. Una teoría, publicada en 1999 y revisada en octubre de 2005 -con ayuda de la Mars Global Surveyores que estas franjas sugieren actividad de placas de Marte hace 4000 millones de años, antes de que la dínamo planetaria dejara de funcionar y el campo magnético del planeta se desvaneciese.

 

Se cree que Marte se creó, durante la formación del Sistema Solar, como resultado de un proceso estocástico de acumulación de material del disco protoplanetario que orbitaba alrededor del Sol.

 

Marte tiene muchas características químicas peculiares debido a su posición en el Sistema Solar. Elementos con puntos de ebullición relativamente bajos, como cloro, fósforo y azufre, que son mucho más comunes en Marte que en la Tierra; estos elementos fueron probablemente expelidos por el joven y enérgico viento solar.

 

Tras la formación de los planetas, todos fueron sometidos a un “bombardeo intenso y tardío. Alrededor del 60% de la superficie de Marte muestra un registro de impacto de esa época, mientras que el resto de la superficie restante está probablemente bajo inmensos cráteres de impacto producidos por esos acontecimientos.

 

Hay evidencia de una enorme cuenca de impacto en el hemisferio norte de Marte que abarca entre 10 600 por 8500 km, o aproximadamente cuatro veces el tamaño de la cuenca Aitken en el polo sur de la Luna, la mayor cuenca de impacto descubierta hasta el momento.

 

Esta teoría sugiere que Marte fue impactado por un cuerpo del tamaño de Plutón hace unos cuatro mil millones de años. El suceso, que se cree que es la causa de la dicotomía hemisférica marciana que generó la cuenca Borealis, la que cubre el 40 % del planeta. 

 

Escala geológica

 

El planeta rojo se puede dividir en muchos periodos, siendo los tres principalesː Período Noeico -llamado así por Noachis Terraː desde la formación de Marte hasta hace 3500 millones de años. Las áreas de esta época están marcadas por grandes y numerosos cráteres de impacto. Se cree que durante este periodo se formó Tharsis, la altiplanicie volcánica, y que hubo grandes inundaciones por agua líquida al final del mismo.

 

Periodo Hespérico (Hesperia Planum) hace entre 3500 ~3300 y 2900 millones de años. Este periodo está marcado por la formación de extensas llanuras de lava.

 

Periodo Amazónico (por Amazonis Planitiae, entre 3300 y 2900 millones de años hasta la actualidad. Los cráteres de impacto son escasos aunque bastante variados. Durante este periodo se formó el Monte Olimpo, junto con coladas de lava en otros lugares de Marte.

 

La actividad geológica continúa teniendo lugar en Marte. Athabasca Valles es la base de los mantos de lava formados hace 200 millones de años. Las corrientes de agua en las fosas tectónicas son llamadas Cerberus Fossae.

 

Morfología

 

Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HIRISE, montada en la Mars Orbiter, en órbita desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales características morfológicas de su superficie.

 

La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena.

 

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

 

Desiertos

 

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

 

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

 

Cráteres

 

Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera.

 

En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Estos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Lunay la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve.

 

Entre los cráteres   de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.

 

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

 

Suelo y estrías

 

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

 

Las estrías son comunes a lo largo de Marte y con frecuencia aparecen nuevas rayas en las pendientes escarpadas de los cráteres, en las depresiones y los valles. Estas rayas son al principio oscuras y con el tiempo se van aclarando. Pueden empezar en un área minúscula y luego extenderse cientos de metros.MARCONI TERRICOLAS 1

 

Se ha observado que bordean los peñascos y otros obstáculos a su paso. Las teorías comúnmente aceptadas sugieren que se trata de capas oscuras del subsuelo puestas a descubierto tras avalanchas de nubes de polvo. Se han propuesto algunas otras explicaciones, entre ellas las concernientes al agua o incluso al desarrollo de organismos

 

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra: Una característica del hemisferio norte es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis.  En él se encuentra el Monte Olimpo, el mayor volcán del Sistema Solar.  Tiene una altura calculada entre 21 y 26 km(más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km.

 

Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. . Las áreas volcánicas ocupan el 10 % de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.

 

A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate, esto es una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida, situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman bomb sag (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza hacia arriba trozos de roca, algunos de los cuales vuelven a caer y se encajan en depósitos más blandos.

 

Valles Marineris

 

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

 

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

 

La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas.

 

Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de años y por un breve período, en la denominada Era Noeica.

 

Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta placas activas como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Surveyor en órbita detectó en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

 

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

 

Atmósfera marciana

 

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

 

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1.Tycho Brahe 14 de diciembre de 1546- Praga., 24 de octubre de 1601. Astrónomo danés fue considerado el más grande observador del cielo en el período anterior a la invención del telescopio. Su nombre original, Thyge Ottesen Brahe. Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe le permitieron medir las posiciones de las estrellas y los planetas con una precisión muy superior a la de la época.

2.Es el movimiento aparente de un planeta en una dirección opuesta a la de otros cuerpos dentro de un sistema, observado desde un punto de vista particular.

3.Sirve para describir las funciones de la posición, la velocidad y la aceleración.

4.Consiste en dejar incompleta una fase, dando sin embargo, a entender el sentido de lo que se calla. Precesión en equinoccios: Movimiento retrógrado de los puntos equinocciales, en virtud del cual se anticipa un poco cada año, la época de los equinoccios o el principio de las estaciones. Se debe a un lento cambio en la dirección de la Tierra.

5.El basalto tolítico es una roca magmática básica que toma su nombre de la ciudad alemana de Tholey.

 


 

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