Características físicas de Marte
Características físicas.
Marte tiene un diámetro de 6.788 kilómetros. Su tamaño es equivalente a la mitad del planeta Tierra. Su radio ecuatorial es de 3.396,2 Km (0,532 de la Tierra). Su radio polar es de 3.376,2 Km, por lo que el planeta no es totalmente esférico: hay una diferencia de 20 Km entre ambas mediciones.
Tiene una masa de 0,64174 x1024 Kg y su superficie se encuentra compuesta de regolito, basalto y polvo, cuyo componente fundamental es oxido de hierro. La sonda Phoenix (2008) retornó información a la Tierra de una composición ligeramente alcalina con contenidos importantes de magnesio, sodio, potasio y cloro. El rover Curiosity (2012) reportó feldespato (sílice con aluminio), piroxenos y olivino en un basalto similar al de algunas islas volcánicas, acá en la Tierra. En la superficie de Marte se conjugan silicio, oxígeno, hierro, magnesio, aluminio, calcio y potasio.
La densidad del planeta es de 3,9 g/cm3 (Tierra es 5,5 g/cm3). La composición de la atmósfera es del 95,32% de dióxido de carbono, 2,7% de nitrógeno y 0,17% de argón, oxígeno y otros gases.
Por su tamaño y masa, una persona que en la Tierra pese 100 Kg, en Marte pesaría 37,7 Kg.
Morfológicamente hablando, el planeta posee una gran diferencia entre sus hemisferios norte y sur. El norte se caracteriza por poseer extensas llanuras que alcanzan una profundidad de 8.200 metros por debajo de la media del planeta. En cambio, el sur se encuentra plagado de cadenas montañosas, cráteres y grandes accidentes topográficos. Las grandes planicies marcianas en el sur poseen una altura que oscila entre los 3.000 y 5.000 metros sobre la media, por lo que son similares al altiplano andino en la Tierra. Las mayores alturas se encuentran en la zona ecuatorial (latitud planetográfica +30°; -30°), en donde se encuentran los grandes volcanes extintos.
Una zona de transición conocida como “límite de dicotomía” separa las tierras bajas del norte y las altas del sur. Grandes partes de esta región están llenas de algo que los científicos llaman terreno agitado: franjas de terreno fragmentadas en bloques, donde el sur marciano áspero y marcado deja paso al norte más liso. Una de esas zonas es la conocida como la región de Nilosyrtis Mensae, cuya imagen mostrada abajo fue capturada por la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) de la sonda Mars Express.
Región de Nilosyrtis Mensae; canales, valles y cráteres desgastados se pueden ver a través del marco, lo que refleja la erosión del agua, el viento y el hielo que la región ha experimentado a lo largo de la historia marciana. Esta imagen fue tomada por la sonda Mars Express el 29 de septiembre de 2019 y su centro es aproximadamente 69° E / 31° N. Las partes inferiores de la superficie se muestran en azules y púrpuras, mientras que las regiones de mayor altitud se muestran en blancos, amarillos y rojos. El norte está a la derecha. Crédito: ESA/ DLR/ FU Berlín.
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A pesar que el planeta Marte tiene un tamaño similar a la mitad de la Tierra, sus accidentes topográficos poseen una mayor envergadura que en la Tierra.
En este sentido, en el planeta se encuentran 8 grandes volcanes extintos de un gran total de 20. El mayor de todos, el Monte Olimpo (Olympus Mons), tiene una altura de 21,23 Kilómetros (casi tres veces más alto que el monte Everest, en la Tierra) y la envergadura total de su base se extiende por 610 kilómetros (la República Bolivariana de Venezuela tiene una extensión de 1.000 Km de largo), siendo el más grande del Sistema Solar.
Este descomunal volcán se encuentra en Lycus Sulci, al noroeste de la región de Tharsis, en donde además se encuentran otros tres grandes volcanes. |
Monte Olimpo. |
La imagen abajo nos ilustra la envergadura del Monte Olimpo, comparado con el Monte Everest (8.848 m. sobre el nivel del mar) y el volcán extinto Mauna Kea (en Hawái, 4.207 msnm). El Mauna Kea, medido desde su base en el fondo oceánico, tiene una altura de unos 10.000 m. todavía inferior al descomunal volcán Olympus Mons.
Tamaños comparativos del Monte Olimpo con el Everest y el Mauna Kea. Crédito: All Space. Edición: Jesús Guerrero.
Los Montes Tharsis (Tharsis Mons) poseen los otros tres más grandes componentes de la vulcanología marciana. Son ellos los Montes Ascraeus (18 Km de altura), Pavonis (14 Km) y Arsia (16 Km). Al norte de ellos se encuentra el volcán Alba Patera (6 Km de altura). Por su extensión volumétrica, Alba Patera es el más grande del Sistema Solar, ya que posee 1.600 kilómetros de diámetro.
Grandes volcanes en Marte. Crédito: ESA, NASA, USGS.
El otro gran volcán en Marte es Elysium Mons. Con una altura de 12,5 Km el mismo se encuentra en la Planicie de Elysium y los científicos planetarios estiman que es uno de los volcanes más jóvenes en el planeta, con una antigüedad de entre unos 1.000 – 2.000 millones de años.
Elysium Mons en la Planicie del mismo nombre. Al norte del mismo Hecates Tholus (5,3 Km) y al sur Albort Tholus (4,5 Km). Crédito: ESA, NASA, USGS.
Otro accidente topográfico de Marte que requiere mención es el Valle Marineris (en honor a la sonda Mariner 9, que lo descubrió en 1971), es un gigantesco cañón de unos 4.500 Km de largo y una profundidad máxima de 11 Km y cuyo proceso de formación todavía se encuentra en discusión.
Valle Marineris. Crédito: Mars Express.
Estudios realizados en el año 2008 por el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, JPL, y el Instituto de Tecnología de Massachusetts, MIT, a partir de análisis de imágenes obtenidas por la sonda estadounidense Mars Reconnaisance Orbitar, MRO, llegaron a identificar lo que es el mayor cráter de impacto en el Sistema Solar, desbancando a la Cuenca de Aitken en la Luna (2.500 Km de diámetro) y Hellas Basin en Marte (2.300 Km). Se trata de la inmensa depresión de Borealis Basin, situada en el hemisferio Norte. Con un tamaño de 8.500 Km por 10.600 Km, abarca el 40 % de la superficie del planeta. Los astrónomos estiman que el impacto se produjo en las etapas iniciales de la formación de Marte, hace unos 3.900 millones de años.
Hemisferio norte de Marte. En el centro la depresión Borealis Basin. Utopia Basin e Isidis Basin también podrían ser cráteres de impacto.
Cuenca de Aitken (izquierda) en la Luna; Hellas Basin en Marte.
Dos grandes regiones en el hemisferio norte de Marte, la Utopia Basin y la Isidis Basin también podrían ser cráteres de impacto, pero a la fecha no hay estudios al respecto.
La temperatura promedio del planeta es de unos 218 K (-55 ºC), pero en primavera, hay regiones que alcanzan los 300 K (27 ºC). La temperatura más baja que se ha medido en el planeta es de 130 K (-143 °C).
La presión atmosférica es muy baja: del orden de 0,007 a 0,01 bar (Tierra=1 bar), lo que hace que el agua líquida no pueda sobrevivir en la superficie de Marte porque la presión atmosférica es demasiado baja. Cualquier agua líquida que fluya a la superficie, hierve inmediatamente y se vaporiza. De manera similar, un astronauta en la superficie de Marte, que pierda la protección de su traje espacial, su sangre hierve de manera inmediata. El agua persiste en Marte congelada en los casquetes polares y en forma de permafrost dentro de la tierra.
Evidencias de flujo de fluidos recientes en Marte.
En este planeta se desatan tormentas de polvo de escala planetaria, que pueden ser incluso observadas a través de los grandes telescopios. Este hecho despertó la imaginación de los observadores de siglos pasados, que supusieron la existencia de bosques y canales de agua, apoyados además en la observación de los casquetes polares marcianos (constituidos por hielo de agua y dióxido de carbono) que aparecen y desaparecen periódicamente, siguiendo un ritmo de estaciones similar al terrestre.
Marte a través del Hubble (izquierda); Tormenta global del 2018. Crédito: Hubble, NASA.
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Marte, al igual que todos los planetas rocosos posee un interior diferenciado, con un núcleo sólido con un tamaño estimado entre 1.500 y 2.000 Km. Según los astrónomos planetarios este núcleo sólido se encuentra compuesto de hierro, níquel y azufre.
De manera similar, se intuye la existencia de un núcleo líquido constituido por sulfuro de hierro, con un espesor entre 350 y 500 Km.
Sigue un manto de silicatos, constituido fundamentalmente de peridotita, una roca de olivino con silicio, oxígeno, hierro y magnesio, con un espesor de 1.800 Km.
La envoltura planetaria, la corteza, está constituida fundamentalmente de hierro, magnesio, aluminio, calcio y potasio. Su espesor oscila entre 50 y 125 Km. |
Marte. Estructura interna. |
En el año 2020, los sismólogos de la Universidad de Rice, Alan Levander y Sizhuang Deng, tomando datos de la sonda de aterrizaje InSight (NASA), en Marte desde noviembre de 2018, determinaron los límites de tres zonas de transición en el interior de Marte.
La primera zona de transición determinada fue la existente entre la corteza planetaria y el manto, la cual arrojó una profundidad de 35 km debajo del sitio de aterrizaje de la sonda.
La segunda zona de transición determinada es aquella dentro del manto en donde los silicatos de hierro y magnesio sufren un cambio geoquímico. Por encima de esta zona, los elementos forman un mineral llamado olivino, y debajo de él, el calor y la presión los comprimen en un nuevo mineral llamado wadsleyita. Conocida como transición olivino-wadsleyita, esta zona fue encontrada a 1.110 - 1.170 kilómetros por debajo del InSight.
El límite de la tercera zona de transición determinada es el existente entre el manto de Marte y su núcleo rico en hierro, el cual encontraron a unos 1.520 - 1.600 kilómetros debajo del módulo de aterrizaje. En el año 2003, la sonda Mars Global Surveyor (NASA) determinó que el núcleo del planeta Marte permanece en estado líquido. Ya antes, en 1999, la misma sonda había determinado la existencia de placas tectónicas en el planeta, situación que fue confirmada por científicos de la UCLA en el año 2012.
Una característica resaltante de Marte es que no posee un campo magnético global, a pesar que se ha llegado a medir pequeños campos localizados, impulsado por un efecto de dinamo. La aceleración de la gravedad es de 3,71 m/s2 (Tierra=9,8 m/s2) y su velocidad de escape es de 5,02 Km/s (Tierra=11,19 Km/s).
Los astrónomos planetarios han establecido que Marte se ha encontrado en estado frío y seco por cientos de millones de años. Sin embargo, desde el año 2003, se han detectado columnas de metano en varias regiones. El metano (4 átomos de hidrógeno y 1 de carbono) es el componente fundamental del gas natural en la Tierra y se produce por dos procesos: digestión de organismos vivos y oxidación del hierro. Los científicos piensan que de manera similar, en Marte, el metano se puede producir por estas dos vías: biológica o geológicamente.
Por la poco probable vía biológica, los organismos tendrían que subsistir a una profundidad de 3 Km (similar a la cuenca de Witwatersrand, en Sudáfrica). El agua la suministraría el permafrost, la radiación aportaría la energía y el dióxido de carbono, el carbono necesario.
Por vía geológica, los científicos creen que la más probable es el vulcanismo. Aunque en la actualidad no hay evidencias de su existencia, los astrónomos creen que el metano producido en viejas erupciones, quedó encerrado en “trampas”, liberándose en la actualidad a través de poros y fisuras.
Después de 6 años de estudios, los científicos, haciendo uso del ITF (Telescopio Infrarrojo) y el telescopio W. M. Keck, en la cima del Mauna Kea, Hawái, han logrado detectar (en 2009) emisiones de metano de hasta 19.000 toneladas métricas. Las zonas en donde se han registrado estas emanaciones son: en el Norte, Arabia Terra y Nili Fossae. Hacia el Sur: Syrtis Major.
