Introducción a Marte:
Observación mediante naves espaciales
La búsqueda de la vida
Marte
como planeta
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.
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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.
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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. Véase Astronáutica.
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.
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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…)
FUENTE:
Microsoft Encarta 99.