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EL PLANETA ROJO

JOSUE DAVID RINCÓN MEZA

801 

CÓDIGO 29

  1. INTRODUCCIÓN


Marte es el cuarto planeta en orden de distancia al Sol y el segundo más pequeño del sistema solar, después de Mercurio. Recibió su nombre en homenaje al dios de la guerra de la mitología romana (Ares en la mitología griega), y es también conocido como "elplaneta rojo"2 3 debido a la apariencia rojiza4 que le confiere el óxido de hierro predominante en su superficie. Marte es el planeta interior más alejado del Sol. Es un planeta telúrico con una atmósfera delgada de dióxido de carbono, y dos satélites pequeños y de forma irregular, Fobos y Deimos (hijos del dios griego), que podrían ser asteroides capturados56 similares al asteroide troyano(5261) Eureka. Sus características superficiales recuerdan tanto a los cráteres de la Luna como a los valles, desiertos y casquetes polares de la Tierra.

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 superfice total algo inferior a la de las tierras emergidas de nuestro planeta.23 Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01 tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión 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 aproximadamented un 11 %. En consecuencia, la densidad de Marte es menor a la de la Tierra y su gravedad un 38% inferior a la gravedad terrestre. La apariencia rojo-anaranjada de su superficie se debe al óxido de hierro III o herrumbre.24 Puede parecer color tofe, y también de otros colores como dorado, marrón, beige o verdoso, dependiendo de los minerales presentes en su superfice.

Estructura interna

Al igual que la Tierra, Marte tiene diferenciados un denso núcleo metálico recubierto por materiales menos densos.26 Los modelos actuales sugieren un núcleo con un radio de aproximadamente 1,794 ± 65 kilométros (1,115 ± 40 mi), consistente principalmente en níquel y hierro con aproximadamente un 16-17 % de azufre.27 Se cree que este núcleo de sulfuro de hierro (II) contiene el doble de elementos ligeros que el del la Tierra.28 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 (25 mi).28

Geología

Marte es un planeta rocoso compuesto por minerales que contienen silicio y oxígeno, metales, y otros elementos que normalmente componen las rocas. La superficie de Marte está compuesta principalmente por basalto toleítico29 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.[cita requerida] 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 hematitas y olivinos.30 La mayor parte de su superficie está profundamente cubierta de polvo de grano fino de óxido de hierro (III).

Suelo

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.43 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.44454647

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 clareando. Pueden empezar en un área minúscula y luego extenderse cientos de metros. 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 o diablos de polvo.48 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 kma (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,51 (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.

Geografía

Atmósfera

La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera 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 Monte Olimpo. Los recientes descubrimientos respecto a la exploración marciana permiten concluir que los datos sobre la presión atmosférica deben ser revisados. Concretamente porque con tales datos de presión atmosférica sería inviable el uso de grandes paracaídas para el aterrizaje de los módulos enviados a Marte (ver Mars Science Laboratory).

Sobre la base de datos observados fundamentalmente desde la órbita marciana se ha deducido que la composición atmosférica del planeta es fundamentalmente: dióxido de carbono en un 95,3 %, con un 2,7 % de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15 %), monóxido de carbono (0,07 %) y vapor de agua (0,03 %). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. No obstante, debido a la confirmación en 2015 de la presencia de agua estacional en la superficie marciana por la NASA, los datos sobre la proporción de oxígeno y vapor de agua atmosféricos deben ser revisados. Con criterio temporal también se ha supuesto que el contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, sería incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.


El agua en estado líquido no puede existir en Marte debido a la baja presión atmosférica, que es menos del 1% de la de la Tierra,14 excepto en las superficies más bajas por periodos cortos.1516 Los dos casquetes polares parecen estar formados en gran parte por agua.1718 El volumen de agua helada del casquete polar sur sería suficiente, si se derritiera, como para cubrir toda la superficie del planeta con una profundidad de 11 metros.19 Un manto permafrost se extiende desde el polo hasta latitudes de unos 60°.17 Se cree que grandes cantidades de agua helada están atrapadas en la gruesa capa de la criosfera de Marte. Los datos de los radares de la Mars Express y de la Mars Reconnaissance Orbiter mostraron grandes cantidades de agua helada en ambos polos (julio de 2005)56 y en latitudes medias (noviembre de 2008).57 La sonda Phoenix tomó directamente muestras de agua helada en la superficie del suelo de Marte el 31 de julio de 2008.58

Un estudio publicado en septiembre de 2013, basado en los datos recopilados por el rover Curiosity, afirma que en la superficie de Marte habría entre un 1,5 y un 3 % de agua.59 No obstante, hoy día este cálculo se queda corto y se contempla como erróneo o susceptible de revisión después del anuncio en 2006 y la confirmación en 2015 por la NASA, de la presencia de agua líquida en la superficie de Marte que aparece estacionalmente en ciertas regiones del planeta

El agua en Marte

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debido a la condensación del vapor de agua atmosférico. Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que sobrepasa el casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60°. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO2. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120 °C, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de –80 °C, se sublima, a su vez, la escarcha; solo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y estos no sufrirán una ablación importante.

La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO2 ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.

Casquetes polares

Climatología


No se dispone todavía de datos suficientes sobre la evolución térmica marciana. Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano.

La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (–55 °C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente –80 °C. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta –130 °C.

Pueden surgir de repente enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta, que están causadas por vientos de más de 150 km/h. y pueden alcanzar dimensiones planetarias.

Durante un año marciano parte del CO2 de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmosférica tiene una variación anual.

GRACIAS POS SU ATENCION