4.1.- CIENCIAS
PLANETARIAS
Las Ciencias
Planetarias ya se están aplicando para realizar los
primeros estudios que permiten comprender mejor la composición de Marte;
para ello se utilizan los datos que recibimos de las sondas y rovers enviados
en las últimas décadas.
Éstas Ciencias están basadas en las empleadas en las de la
Tierra, pero pronto tendremos que adoptar una nueva taxonomía, nomenclatura,
definiciones, etc..., mucho más apropiadas para Marte.
En la Tierra las Ciencias emplean el prefijo Geo- (Gea, Terra, Tierra, Earth).
Para Marte habrá que emplear el prefijo Areo- (Ares, Marte, Mars) debido a las
diferencias existentes entre ambos planetas.
Hay algunas Ciencias que carecen de prefijo y habrá que
añadirlo para diferenciar que nos estamos refiriendo a uno u otro planeta.
Siguiendo el esquema del capítulo anterior, de las Ciencias
de la Tierra, voy a reflejar cuáles son las que están desarrollándose para
Marte.
La Planetología es una disciplina de reciente creación. Alimentada por la
gran masa de informaciones recogidas, en el curso de las exploraciones
espaciales, la Planetología estudia el origen y la evolución de los planetas de los mecanismos que en
el tiempo han modelado sus superficies.
La Astronomía es la Ciencia principal, pero seguida de la Astroareología (Astrogeología), de la Ciencia de las Atmósferas Planetarias como generalización de la meteorología y, como Ciencia básica de soporte de
todas las referidas: la Física,
cuyo objeto de estudio es universal por lo que cabe aplicar a los distintos
planetas.
Otra disciplina auxiliar es la Astrobiología. Los datos a incluir en la teoría de
las Ciencias Planetarias provienen de la Astronomía y la exploración
espacial; además existe un
importante componente teórico que utiliza como herramienta la simulación por computadora.
4.2.- ASTRONOMÍA
La Astronomía es la Ciencia
que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes del
universo, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas
y meteoroides, las estrellas
y la materia interestelar, los sistemas de materia oscura, estrellas, gas y polvo llamados galaxias y los cúmulos de galaxias; por lo que estudia sus
movimientos y los fenómenos ligados a ellos.
Su registro y la
investigación de su origen proceden de la información que llega de ellos a
través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La Astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas
las civilizaciones han tenido contacto con esta Ciencia.
4.3.- ASTROAREOLOGÍA
Astrogeología, también llamada Geología Planetaria o Exogeología, es una disciplina científica que trata de la "Geología de los cuerpos celestiales" —planetas y sus lunas, asteroides, cometas y meteoritos—.
Los científicos astrogeólogos han acuñado el término cuerpo planetario para designar a todos los cuerpos con órbitas alrededor de una estrella y demasiado pequeños para que en su
interior se inicien reacciones de fusión
nuclear. Esta definición abarca
tanto a planetas como a satélites, que son geológicamente iguales.
Eugene Shoemaker, quien introdujo la rama de Astrogeología en el Servicio Geológico de los
Estados Unidos, realizó importantes contribuciones en el campo y en el estudio
de los cráteres de impacto, ciencia lunar, asteroides
y cometas.
El envío de sondas espaciales a los diversos cuerpos
planetarios de nuestro Sistema Solar a partir de los años sesenta está
proporcionando valiosos datos, de cuyo análisis se deriva una revolución en el
conocimiento geológico de la Tierra, acerca de cómo se formó y cuál será el
futuro que le espera. Así, la finalidad de la Astrogeología es conocer la evolución de los planetas.
Ésta terminología cambiará cuando se empieza a conocer la evolución de Marte, denominándola Astroareología.
El estudio y comprensión de Marte
siempre se habrá de realizar mirando al pasado (Paleo-).
En Marte
los 4 procesos Astroareológicos principales fueron:
1.- Paleo-Vulcanismo: la erupción de roca fundida (magma) y sus gases asociados hacia la
superficie dando lugar a la formación de volcanes y flujos volcánicos.
2.- Paleo-Tectonismo: implica el movimiento de las rocas solidas por los pliegues y fallas
dando lugar a los terremotos.
3.- Paleo-Gradación: viene dada por la erosión, el transporte y el depósito de materiales
sobre la superficie. Los principales agentes que intervienen son: el viento, el
agua, el hielo y la gravedad.
4.- Paleo-Craterización por impacto: cuando los elementos sólidos del espacio exterior atraviesan la
atmósfera e impactan contra la superficie.
4.4.- ASTROBIOLOGÍA
La Astrobiología es una disciplina científica de la rama de las Ciencias Biológicas, la cual hace uso principalmente de una combinación de las
disciplinas de astrofísica, biología y geología para el estudio de la existencia,
origen, presencia e influencia de la vida en el conjunto del Universo, incluyendo a la Tierra.
Uno de los más destacados divulgadores de esta disciplina
científica fue el astrónomo norteamericano Carl
Sagan.
Dentro del campo de la Astrobiología, la Exobiología estudia específicamente las posibilidades de vida
extraterrestre, si bien alejándose radicalmente de las meras hipótesis
ufológicas. Aunque su estudio es universal, hasta la fecha no se cuenta con evidencia
que demuestre la existencia de alguna forma de vida generada fuera del planeta Tierra.
4.5.- CIENCIAS DE MARTE
Las Ciencias
de Marte
o Areociencias son las disciplinas de las Ciencias Naturales que
estudian la estructura, morfología, evolución y dinámica del planeta Marte.
Constituyen un caso
particular de las Ciencias Planetarias, las cuales se ocupan del estudio de los
planetas del Sistema Solar.
Las Ciencias de Marte abarcan el estudio temporal y espacial del planeta desde un
punto de vista físico, pero aún no se puede incluir su
interacción con los seres vivos.
Las variadas escalas espacio-temporales de la estructura y
la historia de Marte hacen que los procesos que en él tienen lugar sean
resultado de una compleja interacción entre procesos de distintas escalas
espaciales (desde el milímetro hasta los miles de
kilómetros) y escalas temporales (que abarcan desde las centésimas de
segundo hasta los miles de millones de años).
Como el objeto de estudio (Marte) no es manipulable y la obtención de
datos directos es limitada, las técnicas de simulación
análoga o computacional son de mucha utilidad.
Las Ciencias de Marte constituyen una herramienta para planificar una explotación
racional de los recursos naturales, comprender las causas que originan los
fenómenos naturales que podrán afectan al ser humano y cómo el ser humano influirá
en el planeta con sus acciones.
Por otro lado, las Ciencias de Marte nos permitirán entender los flujos de energía en el planeta
y el aprovechamiento de los mismos, así como la prevención de riesgos
medioambientales, sísmicos, meteorológicos y volcánicos, entre otros.
Las Ciencias
de Marte
estarán en constante
evolución desde el momento de la llegada del ser humano al planeta. La Geografía de Plinio el Viejo sólo
describía los elementos de la superficie de la Tierra sin ligarlos a través de
procesos, y se daba poca importancia a la dinámica de cambios y la interacción
con los elementos que componen el medio ambiente.
Las
Ciencias de Marte serán
una extensión de las Ciencias Físicas cuantitativas basadas en el empirismo, la
experimentación y la reproducibilidad de las observaciones.
4.6.- AREOFÍSICA
Llamado así por el dios de la guerra de la
mitología romana, Marte recibe a veces el apodo de Planeta rojo debido a la apariencia rojiza que le
confiere el óxido de hierro que domina su
superficie.
Marte forma parte de los llamados planetas
telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra)
y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.
Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial
de 6.794 km y polar de 6.750 km. 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 de 15 centésimas el terrestre
y su masa solamente de 11 centésimas.
En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3'94 en
relación con el agua.
Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en
la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.
Edad
|
4.650 millones de años
|
Masa
|
0'641 × 1024 kg
|
Volumen
|
1'6318 × 1011 km³
|
Densidad
|
3'94 g/cm³
|
Área de superficie
|
144.798.500 km²
|
Diámetro
|
6.794'4 km
|
Circunferencia
|
21.344 km
|
Diámetro angular
|
3'5–25'1 pulgadas
|
Gravedad
|
0'371 m/s²
|
Velocidad de escape
|
5'027 km/s
|
Inclinación axial
|
25'19°
|
Albedo
|
0'15
|
Distancia media al Sol
|
1'52 UA
|
Distancia mínima a la Tierra
|
56 millones Km
|
Rotación y Traslación
Se conoce con exactitud lo que tarda la Rotación de Marte
debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien
delimitadas, son excelentes puntos de referencia.
Fueron observadas por primera vez en 1659 por Christiaan
Huygens que asignó a su Rotación
la duración de 1 día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24h 40min, valor muy
aproximado al verdadero.
Trescientos años de observaciones de Marte han dado por
resultado establecer el valor del Periodo Rotacional o Duración de 1 día en 24h 37min 22'7s (el de la Tierra es de 23h 56min 04s).
Marte rota en sentido antihorario, al igual
que la Tierra.
De la duración del día
sideral se deduce que el día solar tiene en Marte una duración de 24h 39min 35'3s.
El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio
por el meridiano del lugar, dura 24h 41min 18'6s.
El día solar en Marte tiene, igual que el de la
Tierra, una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen
órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No
obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad.
Para mayor comodidad operativa, los responsables de las
misiones norteamericanas de exploración de Marte mediante
sondas robóticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol,
pese a tener otros significados en otros idiomas ("suelo" en francés;
o el nombre de nuestra estrella en castellano).
El año marciano dura 686'98 días
terrestres.
Debido a que tiene una órbita elíptica:
- La distancia máxima al Sol ( afelio
) es de 249.209.300 kilómetros
- La distancia media al Sol es de 228.000.000 kilómetros ( 1'52 Unidades
Astronómicas )
- La distancia mínima al Sol ( perihelio
) es de 206.669.000 kilómetros
- La distancia mínima a la Tierra en oposición es de 55'84 millones de kilómetros (2003).
- La distancia máxima a la Tierra en oposición es de 102 millones de kilómetros (2027).
Los polos de Marte
están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han
facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta
con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte
a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra.
Las medidas hechas por Camichel, sobre
clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic
du Midi, han dado para este ángulo 24° 48’.
Desde la exploración espacial se acepta un valor de
25'19°, un poco mayor que la oblicuidad
de la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la
Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado
que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.
El equinoccio de primavera tiene lugar en Ls=0° en el hemisferio Norte en cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte y
los días y las noches tienen igual duración. La primavera tiene una duración de
+ 194 días.
El solsticio de verano en el hemisferio norte tiene lugar en Ls=90° cuando los días tiene una duración máxima en el hemisferio
Norte y mínima en el Sur. El verano llega a durar + 178 días.
El equinoccio de otoño en el hemisferio norte empieza en Ls =180° en cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Norte al Sur y
los días y las noches tienen igual duración. El otoño tiene una duración de +
143 días.
El solsticio de invierno en el
hemisferio norte tiene lugar en Ls=270° cuando los días tiene una duración mínima en el hemisferio
Norte y máxima en el Sur. El invierno llega a durar + 154 días.
La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la
excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre.
La comparación con las estaciones terrestres muestra que,
así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4'5 días, en Marte,
debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser
primeramente de 51 soles.
Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno
que el hemisferio Sur.
La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e
inviernos cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual, dada la
excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos.
Además la primavera y el verano son largos, pero estando el
Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur.
Para el hemisferio Sur la situación es la inversa.
Hay, pues, una compensación parcial entre ambos hemisferios
debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta
en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor.
Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del
perihelio, la situación se va decantando cada vez más.
El calendario Marciano
Este es uno de
los grandes retos que se ha presentado debido a que la duración del año en Marte es el doble que en la Tierra.
El Calendario Darian fue creado en 1985 por el ingeniero
aeroespacial Thomas Gangale (le puso
el nombre en honor a su hijo Darius) y permite medir el paso del tiempo en Marte.
Se compone de 24
meses, de los cuales 21 tienen 28 días y 4 tienen 27 días (coincidiendo con el
sexto mes).
Esto provoca que
en una década tengamos:
- los 6 primeros años son bisiestos (669 días) ya que el último mes tendría 28 días
- los 4 años siguientes son normales (668 días) ya que el último mes tendría sólo 27 días.
- los 6 primeros años son bisiestos (669 días) ya que el último mes tendría 28 días
- los 4 años siguientes son normales (668 días) ya que el último mes tendría sólo 27 días.
Los meses del Calendario Darian siempre comenzarían
(empleando la terminología terrestre para comprenderlo mejor) el "lunes
1" y terminarían en "domingo 28"; excepto esos 4 meses que
terminarían en "sábado 27" siendo el siguiente día "lunes
1", por lo que en esos 4 meses el "fin de semana" sólo tendría 1
día. Todo ello para que los solsticios, los equinoccios, los afelios y
perihelios siempre tengan la misma fecha.
Yo prefiero que
este Calendario Darian tenga
los días correlativos como en la Tierra;
a mí no me gusta la idea de terminar el viernes 28 de febrero sabiendo que el
día siguiente será lunes 1 de marzo y no disponer de "fin de semana".
Los nombres de
los meses empleados por Gangale
están tomados de las constelaciones del Zodiaco en Latín y en Sánscrito:
Sagittarius
|
Dhanus
|
Capricornus
|
Makara
|
Aquarius
|
Kumbha
|
Pisces
|
Mina
|
Aries
|
Mesha
|
Taurus
|
Rishabha
|
Gemini
|
Mithuna
|
Cancer
|
Karka
|
Leo
|
Simha
|
Virgo
|
Kanya
|
Libra
|
Tula
|
Scorpius
|
Vrishika
|
Cada semana se
compone de 7 días comenzando y finalizando en lo que sería domingo – sábado en
la Tierra.
En Marte el término "día" es
sustituido por el término "sol"
para no confundirnos con el calendario terrestre.
Para los días de
la semana se mantiene la nomenclatura en Latín: se incluyen el Sol y la Luna y
los 5 planetas más brillantes que se pueden observar desde Marte, por lo que se
cambia el "martes" por "terrae":
Solis
|
Lunae
|
Terrae
|
Mercurii
|
Jovis
|
Veneris
|
Saturni
|
Yo
prefiero un orden lógico-espacial para los días de la semana: de más cercano al
Sol a más alejado (y comenzando la semana de lunes a domingo):
Solis
|
Mercurii
|
Veneris
|
Terra
|
Lunae
|
Jovis
|
Saturni
|
Así sería
el Calendario Darian sin
modificaciones:
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
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01
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1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
07
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
13
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
19
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
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8
|
9
|
10
|
11
|
12
|
13
|
14
|
8
|
9
|
10
|
11
|
12
|
13
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14
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8
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9
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10
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12
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13
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14
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8
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9
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10
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11
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12
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14
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15
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16
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17
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18
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19
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20
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21
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15
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16
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19
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20
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21
|
15
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16
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17
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18
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19
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20
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21
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15
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16
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17
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18
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19
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20
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21
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22
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23
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24
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25
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26
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27
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28
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22
|
23
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24
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25
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26
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27
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28
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22
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23
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24
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25
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26
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27
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28
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22
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24
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25
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26
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27
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28
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So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
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Sa
|
So
|
Lu
|
Te
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Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
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Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
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02
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1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
08
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1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
14
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
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7
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20
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1
|
2
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3
|
4
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5
|
6
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7
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8
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9
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10
|
11
|
12
|
13
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14
|
8
|
9
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10
|
11
|
12
|
13
|
14
|
8
|
9
|
10
|
11
|
12
|
13
|
14
|
8
|
9
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10
|
11
|
12
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13
|
14
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15
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16
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17
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19
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20
|
21
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15
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16
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17
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18
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19
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20
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21
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15
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17
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18
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19
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20
|
21
|
15
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16
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17
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18
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19
|
20
|
21
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22
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23
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27
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28
|
22
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23
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24
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25
|
26
|
27
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28
|
22
|
23
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24
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25
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26
|
27
|
28
|
22
|
23
|
24
|
25
|
26
|
27
|
28
|
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So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
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Ve
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Sa
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So
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Lu
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Te
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Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
So
|
Lu
|
Te
|
Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
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03
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
09
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
15
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
|
21
|
1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
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7
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9
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10
|
11
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13
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14
|
8
|
9
|
10
|
11
|
12
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8
|
9
|
10
|
11
|
12
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13
|
14
|
8
|
9
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10
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11
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17
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18
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19
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22
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27
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28
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So
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Lu
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Te
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Me
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Jo
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Ve
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Sa
|
So
|
Lu
|
Te
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Me
|
Jo
|
Ve
|
Sa
|
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Lu
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Te
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Ve
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Sa
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So
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Lu
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Te
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Me
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Jo
|
Ve
|
Sa
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04
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1
|
2
|
3
|
4
|
5
|
6
|
7
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Los días coloreados siguen esta explicación:
1
|
Sagittarius
|
Equinoccio de Primavera
|
12
|
Kumbha
|
Afelio
|
27
|
Pisces
|
Solsticio de Verano
|
11
|
Mithuna
|
Equinoccio de Otoño
|
12
|
Simha
|
Perihelio
|
14
|
Virgo
|
Solsticio de Invierno
|
28
|
Vrishika
|
Año Bisiesto
|
El Calendario Darian establece el año 0 de Marte en 1609, coincidiendo con las primeras observaciones
del planeta hechas por Galileo
con su primer telescopio y con las Leyes de Kepler
del movimiento planetario.
Para
los climatólogos marcianos el año 0 empezó
en 1955 y desde entonces se sigue esta normativa.
El año marciano
comienza en el Hemisferio Norte en el Equinoccio de Primavera o Ls=0° y el 31 de Julio de 2013 fue en la Tierra el primer día del año 32 en Marte.
El año 33 marciano para los climatólogos marcianos comenzará el 18 de Junio de 2015.
4.7.- AREOGRAFÍA
La Areografía es la Ciencia que trata de la
descripción o de la representación gráfica de Marte. En sentido estricto es la Ciencia que
estudia la superficie marciana: los territorios,
paisajes, lugares o regiones que la forman al relacionarse entre sí.
La Areografía tiene, por el momento, como objetivo
primordial la explicación de toda una serie de fenómenos naturales (y no sólo
la locación de los objetos) sino cómo son y cómo han cambiado para llegar a ser
lo que son.
Disciplinas de la Areografía: Areografía
General y Areografía Regional.
La Areografía
General es analítica, ya que estudia los
hechos físicos (y humanos) individualmente-
La Areografía Regional es sintética y se ocupa de los sistemas territoriales particulares.
La Areografía Regional es sintética y se ocupa de los sistemas territoriales particulares.
Areografía
General
La Areografía General presenta un
conjunto de diversos tipos de subdisciplinas configuradas alrededor de su
propio objeto, con fuertes vínculos con sus respectivas ciencias auxiliares y
con grados variables de comunicación entre sí.
Se trata de un estudio de multitud de
ciencias específicas que se encuentran relacionadas entre sí por el objeto de
estudio (en especial los conceptos y procesos que se presentan en la superficie
marciana).
Por razones metodológicas, que se
derivan del campo de estudio tan amplio que desarrolla, se subdivide en dos
grandes ramas: Areografía Física y (cuando se asienten los humanos Areografía Humana).
Areografía
Física
La Areografía
Física es la rama de la Areografía que estudia en forma sistémica y espacial la
superficie marciana considerada en su conjunto y, específicamente, el espacio areográfico natural.
La Areografía
Física se preocupa de los procesos que son el
resultado de dos grandes flujos de energía: el flujo de radiación solar que
dirige las temperaturas de la superficie junto al movimiento de los fluidos, y
el flujo de calor desde el interior de Marte que se manifiesta en los materiales de
los estratos superiores de la corteza marciana. Estos flujos interactúan en la
superficie marciana, que es el campo del areógrafo físico.
Así, la Areografía Física es la rama de
la Areografía que estudia el medio físico. Los principales elementos que
estructuran el medio físico corresponden al relieve, el suelo, las aguas, el
clima (y en el futuro: la vegetación, la fauna); y el estudio de cada uno de
estos elementos da lugar a diversas ciencias para el estudio
de Marte, entre las cuales
se encuentran:
· La Areoclimatología se
ocupa del estudio del clima, que es el comportamiento a largo plazo de la
atmósfera en un lugar areográfico determinado; no debe confundirse con el
tiempo meteorológico que es el objeto de estudio de la Areometeorología, y que estudia
específicamente el tiempo atmosférico desde el punto de vista físico.
Engloba subdisciplinas más especializadas:
ü
La Areoclimatología Analítica.
ü La Areoclimatología Sinóptica. El
adjetivo sinóptica se refiere específicamente a los datos atmosféricos
correspondientes a una superficie bastante extensa (1 millón de km2 o
más) por lo que esta rama se dedica a la determinación de grandes grupos
climáticos en amplios sectores de la superficie marciana.
ü
La Areotopoclimatología (climatología
de un lugar específico).
-- Para un futuro Marte Areoformado ("terraformado"):
ü La Areoclimatología Urbana,
que estudia el clima urbano (se
refiere a los climas modificados localmente por las actividades urbanas).
ü La Areoagroclimatología, que estudia el
clima en relación a sus características que inciden en el desarrollo de los
cultivos.
· La Areomorfología estudia
de manera descriptiva y explicativa el relieve marciano, el cual es el
resultado de un balance dinámico —que evoluciona en el tiempo— entre procesos
constructivos y destructivos, dinámica que se conoce de manera genérica
como ciclo areográfico, es decir, el estudio de
las formas del relieve. Engloba subdisciplinas más especializadas como:
ü La Areomorfología
Fluvial es la que se encarga del estudio
de las formas ocasionadas por la propia dinámica
fluvial: erosión, transporte y sedimentación.
ü La Areomorfología
de laderas es aquélla que estudia los
fenómenos producidos en las vertientes de las montañas, así como también
estudia los movimientos en masa.
ü La Areomorfología
Eólica es la que se encarga de estudiar
los procesos y las formas eólicas.
ü La Areomorfología
Glacial se encarga de estudiar las formas
y los procesos de los accidentes areográficos y relieves glaciares y
periglaciares.
ü La Areomorfología
Dinámica trata de los procesos elementales de meteorización, erosión, de los agentes de
transporte, del ciclo areográfico y de la naturaleza de la erosión (que integra
la erosión antrópica [cuando llegue el ser humano] y los procesos
morfogenéticos).
ü La Areomorfología
Climática estudia la influencia del clima
sobre el relieve, los grandes dominios morfoclimáticos y la huella en el
relieve de dominios morfoclimáticos del pasado.
· La Areohidrología se
dedicará al estudio de la distribución, espacial y temporal, y las propiedades
del agua presente en la atmósfera (y en el futuro sobre
la corteza marciana). Esto incluye las precipitaciones, la escorrentía, la
humedad del suelo, la evapotranspiración y el equilibrio de las masas
glaciares, mientras que los efectos de las aguas marinas sobre la línea de la
costa quedan dentro de la Areografía litoral, entre tanto, los
procesos de erosión y sedimentación costera, formación de barras y albuferas,
entre otros, quedarían dentro del campo de estudio de la Areomorfología.
Engloba subdisciplinas más especializadas como:
ü
La Areopotamología
estudiará la dinámica de los ríos.
ü La Areohidrología
Marina, así como la Areoceanografía, se encargarán de estudiar la
dinámica de los diversos agentes que intervienen en los océanos y los mares,
como las corrientes marinas, el oleaje, la composición del agua
(salinidad, oxigenación, etc.).
ü
La Areolimnología estudiará
la dinámica de los lagos.
· La Areohidrografía por
su parte estudiará todas las masas de agua de Marte,
se divide en dos ramas:
ü La Hidromorfometría
se dedica al estudio de las cuencas hidrográficas, en especial a su forma,
dimensiones, composición, tiempos de respuesta, etc., enfocándose también en el
tipo, trazado y abundancia de drenajes y cuerpos lagunares y sus implicaciones
en el funcionamiento de la cuenca hidrográfica.
ü La Hidrografía
Marina se dedicará a la medida, recopilación y representación de los
datos relativos al fondo del océano, las costas,
las mareas y las corrientes, de manera que se puedan plasmar sobre
una carta hidrográfica.
· La Areoglaciología, a
diferencia de la Areohidrología,
se preocupa de los cuerpos de agua en estado sólido, tales como glaciares,
casquetes, icebergs, plataformas de hielo, etc.
· La Areocriología se
dedica al estudio del permafrost.
· La Areografía Litoral estudiará
las dinámicas de los paisajes costeros.
· La Bioareografía estudiará
la distribución de los seres vivos sobre Marte,
así como los procesos que los han originado, que los modifican y que los pueden
hacer desaparecer, incluyendo también la relación de estos con el medio. Entre
sus ramas estarán:
ü La Fitoareografía que
trata sobre las plantas.
ü La Zooareografía,
subdisciplina que se enfoca en los animales.
ü La Bioareografía
de islas, es un subcampo que establece y
explica los factores que afectan la riqueza de las
especies de comunidades naturales. En este contexto
una isla puede ser cualquier área de hábitat rodeado por áreas
inadecuadas para las especies; pueden no ser islas verdaderas rodeadas por el
océano, sino también, montañas rodeadas por desiertos, lagos rodeados por la
tierra firme, fragmentos de bosques rodeados por paisajes alterados por los
humanos, etc.
· La Areopedología o
Edafoareografía estudia el suelo en lo
concerniente a la pedogénesis (el origen del suelo, su formación,
clasificación, morfología, taxonomía y también su relación e interacción con el
resto de los factores areográficos en la dinámica del ciclo areográfico).
Dentro de la Areopedología aparecen varias ramas teóricas y aplicadas que se
relacionan en especial con la física y la química.
· Del estudio de los Riesgos
Naturales, se ocupará la Areografía Humana.
· La Areoecología
del paisaje será una disciplina a caballo entre la Areografía Física y
la Areobiología.
Estudiará los paisajes naturales prestando especial atención a los grupos
humanos como agentes transformadores de la dinámica físico-ecológica de éstos.
Es una disciplina muy relacionada con otras áreas como la areoquímica,
la areobotánica, las ciencias forestales o la edafología.
· La Paleoareografía
es la disciplina areográfica encargada de investigar y reconstruir la Areografía
de épocas pasadas y su evolución, siendo de gran importancia dentro de la Areografía
física, ya que sirve para comprender mejor la dinámica actual de Marte. Engloba subdisciplinas más
especializadas como:
ü
La Paleoareoclimatología que
trata sobre el estudio de los climas del pasado.
ü
La Paleobioareografía,
enfocada en el estudio de la interacción de los seres vivos del pasado con su
ambiente y su distribución.
ü
La Paleoareohidrología
estudia los cuerpos de agua y aguas corrientes pretéritos.
ü
La Paleoareopedología
se dedica al estudio de los paleosuelos y de los suelos relictos.
La Areografía Física se centra principalmente en la distribución de las características físicas sobre la superficie de Marte y sus representaciones cartográficas.
La superficie de Marte es árida, llena de cráteres de impacto de todos los tamaños y edades;
enormes volcanes, como Olympus Mons (el volcán más grande del Sistema Solar,
con una altura de 24 km y una base casi tan grande como la Península Ibérica),
y gigantescos cañones, como el Vallis Marineris, de 4.000 km de longitud (unas
10 veces el tamaño del Cañón del Colorado).
Muchos de los procesos geológicos que ocurren en la
Tierra también actúan o han actuado en Marte, sin embargo, los resultados son completamente diferentes.
Hay tres diferencias fundamentales entre la Tierra y Marte que determinan las características geológicas - areológicas de ambos
planetas:
1. Tamaño: el menor tamaño de Marte hizo que su núcleo se enfriara muy rápidamente, de
manera que el flujo de calor y, por tanto, la actividad volcánica, son pequeños
comparados con los de la Tierra.
2. Placa tectónica: Marte es un planeta con una única placa tectónica, pues durante la formación del
planeta, su menor tamaño y su mayor distancia al Sol hizo que se enfriara antes
que la Tierra quedando su interior con una sola placa. No hay deriva
continental, lo que explica la ausencia de grandes cadenas montañosas y la
existencia de enormes volcanes en Marte: como la corteza no se mueve con respecto al manto,
los volcanes siempre se alimentan de una misma fuente de magma, creciendo hasta
que dicha fuente se agota. En la Tierra, por el contrario, el movimiento de las
placas tectónicas arrastra los volcanes y los desconecta de su fuente de magma
al cabo de un tiempo más o menos corto. Esto los inactiva y detiene su
crecimiento.
3. Temperatura: la
superficie marciana es muy fría. Aunque en verano puede alcanzar los 20 grados
centígrados, la temperatura media diaria es de unos 50 grados bajo cero. En
estas condiciones no existe agua líquida en la superficie de Marte. De hecho, se cree que el subsuelo marciano (al menos cerca de los polos)
está congelado hasta profundidades de 1 km o más. La ausencia de agua líquida
en el Marte actual hace que apenas haya erosión. Esto explica el
extraordinario estado de conservación de casi todas las estructuras geológicas
visibles en su superficie.
Marte muestra una clara asimetría superficial:
El
hemisferio Sur está formado por llanuras muy caracterizadas (por tanto muy
antiguas) que se elevan entre 1 y 4 km sobre la superficie media del planeta.
Las llanuras del hemisferio Norte, por el contrario, tienen pocos cráteres y se
encuentran por debajo del nivel medio de la superficie. Aunque hay algunas
excepciones: en el hemisferio Sur las balsas de impacto Argyre y Hellas con un
diámetro de 900 y 1.800 km respectivamente se encuentran por debajo del nivel
medio y en el hemisferio Norte Tharsis y Elyseum por encima.
No
se conoce el origen de esta asimetría, aunque lo más probable es que se deba a
un enorme impacto que fundió la corteza del hemisferio Norte inmediatamente
después del periodo de intensos bombardeos de planetesimales que tuvieron lugar
en el Sistema Solar interior hace 3.800 millones de años. Los antiguos cráteres
de las llanuras del Norte habrían desaparecido cuando el impacto fundió la
corteza, mientras que los del Sur se mantuvieron intactos.
Los
cráteres que se encuentran cerca de los polos se diferencian bastante de los de
latitudes ecuatoriales. Los primeros están más degradados, tienen calderas muy
redondeadas y muestran depósitos de residuos que parecen haber fluido (como
cuando se tira una piedra a un charco de barro).
Todas
estas características sugieren que hubo agua líquida o helada en las regiones
próximas a los polos (donde las temperaturas son más bajas y el hielo es
estable a poca profundidad). En latitudes ecuatoriales, el agua helada no es
estable ni siquiera a grandes profundidades, y por tanto los cráteres son
abruptos.
Se han descubierto capas de
sedimentos en algunos cañones, lo que parece indicar que existieron lagos en
ellos durante periodos de tiempo más o menos largos.
Climatología y Meteorología de Marte
Atmósfera
Las capas de la atmósfera de Marte:
- La Exosfera situada a 200 kilómetros sobre la superficie delimita con
el espacio.
- La Termosfera o atmósfera superior se sitúa entre los 110 y los 200
kilómetros y se registran altas temperaturas por la acción directa del Sol. Los
gases comienzan a separarse. La ionosfera se sitúa a 130 kilómetros con su
máxima densidad electrónica.
- La Mesosfera o atmósfera media está entre los 45 y los 110 kilómetros y
alberga la Corriente en Chorro.
- La Troposfera o baja atmósfera va desde la superficie hasta los 45
kilómetros. Es cálida por el calor que desprende el suelo y el calentamiento
del polvo en suspensión. La capa de ozono se sitúa en los 40 kilómetros y es
1.000 veces menor que la de la Tierra por lo que es incapaz de bloquear la
radiación ultravioleta.
Su composición es fundamentalmente:
- Dióxido de carbono 95'32%
- Nitrógeno 2'710%
- Argón 1'60%
- Oxígeno 0'13%
- Monóxido de carbono 0'07%
- Vapor de agua 0'03%
- Óxido nítrico 0'013%
- Neón 2'5 ppm
- Criptón 300 ppb
- Xenón 80 ppb
- Ozono 30 ppb
- Metano 10'5 ppb
La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su
dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados.
La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de sólo 7 hPa 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.
La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero
que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo
observado en Venus y en la Tierra.
Los experimentos que sobre el terreno realizaron los lander de las sondas Viking dieron como resultado:
Que el principal constituyente neutro de la alta atmósfera
es el dióxido de carbono CO2;
el nitrógeno sólo representa un 6% de la cantidad
de CO2 y el oxígeno molecular (O2) un 0'3%.
La presencia de nitrógeno es muy importante porque este gas está considerado como un factor determinante para la existencia de algún tipo de forma de vida.
La presencia de nitrógeno es muy importante porque este gas está considerado como un factor determinante para la existencia de algún tipo de forma de vida.
El GCMS, para los análisis moleculares y de gases, determinó que la
proporción de argón en la atmósfera marciana era muy inferior al de la
atmósfera terrestre, demostrando que este planeta no ha tenido una
desgasificación tan importante como la Tierra
La atmósfera de Marte ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que
es una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco
después que el planeta, ha dado paso a otra cuyos elementos provienen de la
actividad geológica del planeta.
El vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases,
entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero
queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo
frío.
El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más
que en ínfimas proporciones.
El argón es relativamente abundante en la
atmósfera marciana.
Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan al Espacio, dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el Espacio sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte no se combina con los otros elementos por lo que va acumulándose con el tiempo.
Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente
la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el Telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gas metano en una proporción de 10 partes por
1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico.
El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce.
El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce.
La misión Mars Science Laboratory - Curiosity incluye el equipo necesario para
comparar las proporciones de los isótopos C-12, C-13, y C-14 presentes
en dióxido de carbono y en metano, para así determinar el origen del metano.
Los análisis que ha realizado Curiosity desvelan que las cantidades de metano son residuales y las
posibilidades de que sea producido por organismos microbianos en el subsuelo
son muy reducidas.
La presencia de metano en la atmosfera ahora es de 1'3 partes por 1.000 millones en volumen, 6 veces menos que las estimaciones previas.
La presencia de metano en la atmosfera ahora es de 1'3 partes por 1.000 millones en volumen, 6 veces menos que las estimaciones previas.
La pequeña proporción de metano detectada, muy poco por
encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una
explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o biológico.
La presencia de agua en Marte.
A lo largo del tiempo se han realizado numerosos
descubrimientos de indicios que sugieren la probable existencia de agua en el
pasado, y se ha constatado la presencia de hielo, vapor o minerales que podrían
estar asociados con el agua.
Con las imágenes aportadas por la sonda orbital Mars
Reconnaissance Orbiter, se han
detectado en las colinas marcianas vetas superficiales descendentes con
variaciones estacionales, lo que se ha interpretado como el indicio más
prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida en el planeta.
La posibilidad de agua en Marte está condicionada por varios aspectos
físicos.
El punto de ebullición depende de la presión y si ésta es
excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido.
Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos
de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que
proporcionaba también temperaturas más elevadas.
Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio,
y disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la
superficie de Marte.
Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor,
aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos
por grandes masas de hielos perpetuos.
Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe
agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías
de la Tierra.
En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas
formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada
admitiendo que el suelo de Marte está congelado.
También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente
del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata
de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella
de sus brazos separados por bancos de aluviones.
Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles
profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos
formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados
por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.
La comparación con la geología terrestre sugiere que se
trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero.
De hecho la sonda Mars
Reconnaissance Orbiter ha detectado
grandes glaciares enterrados con extensiones de docenas
de kilómetros y profundidades del orden de 1 kilómetro, los cuales se extienden
desde los acantilados y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes
más bajas de lo esperado.
Esa misma sonda también ha descubierto que el hemisferio
norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada.
Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades
de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que cubrían una tercera
parte del planeta ha sido dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo
que parece ser las líneas de costa de dos antiguos océanos.
También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta,
aunque en proporción tan ínfima (0'01%) que, de condensarse totalmente sobre la
superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor
sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro.
A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un
ciclo anual.
En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se
solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de -80°C. Cuando la
temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite el hielo se sublima,
convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.
El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser
gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su aterrizaje.
Con
la sublimación del dióxido de carbono durante el verano marciano aparecen
trazas de agua. Las ráfagas de viento estacional barren los polos a
una velocidad de alrededor de 400 km/h.
Estas tormentas estacionales arrastran grandes
cantidades de vapor de agua y de polvo formando escarcha y nubes de tipo cirrus similares a las de la Tierra.
Estas nubes de hielo de agua fueron
fotografiadas por el Opportunity en 2004.
Las nubes pueden presentarse en tres colores: blancas,
amarillas y azules:
Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de
dióxido de carbono en latitudes polares.
Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las
tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra.
Las azules se dan en invierno, en las latitudes medias; el
vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos
cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido
carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.
Otro hallazgo realizado por Curitosity en septiembre de 2013 está relacionado con el agua;
calentando en el SAM muestras de la superficie a 835°C en ausencia de oxigeno,
técnica denominada pirólisis, con la que se ha obtenido una cantidad
significativa de azufre, oxígeno y CO2.
Esto ha permitido a los científicos calcular que entre un 1'5% y un 3% de la tierra que hay en la superficie de Marte contiene agua.
Esto ha permitido a los científicos calcular que entre un 1'5% y un 3% de la tierra que hay en la superficie de Marte contiene agua.
Paleoclimatología
En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la
Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se
utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica
de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de
carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.
Marte debió de perder casi toda su
atmósfera primitiva procedente de la nebulosa solar y rica en elementos ligeros
(fundamentalmente hidrógeno y helio). De hecho, se cree que Marte tiene una
atmósfera secundaria, compuesta por los gases liberados en las numerosas
colisiones con planetesimales que sufrió durante su formación.
Estos planetesimales
contenían grandes cantidades de sustancias volátiles como, por ejemplo,
nitrógeno, gases nobles, y agua. Una vez incorporados al planeta, los gases
alcanzaron la atmósfera marciana mediante al menos dos mecanismos: la formación
del núcleo por colapso gravitatorio de los elementos metálicos (lo que produjo
una enorme cantidad de calor que fundió la corteza y el manto, liberando los
gases atrapados en estas regiones) y la actividad volcánica.
La transición a una atmósfera
poco densa y fría ocurrió hace unos 3.500 millones de años según se desprende
de los cráteres que pueblan su superficie.
Por ello se mantienen 3 hipótesis a la espera de confirmaciones sobre el
terreno:
1. Impactos de grandes asteroides durante las últimas etapas de la
formación de Marte, lo que pudo lanzar al espacio gran parte de la atmósfera
(hasta un 50-80%).
2. El viento solar, capaz de arrastrar una enorme cantidad de gases
atmosféricos.
3. La disolución de gran parte del CO2 de la atmósfera en el agua líquida de
la superficie, lo que debió producir grandes depósitos de carbonatos. De esta
manera, la atmósfera perdió dióxido de carbono, un gas invernadero que
contribuye de forma notable a elevar la temperatura superficial porque atrapa
la radiación infrarroja emitida por el suelo. Menos CO2 implica menos calentamiento
atmosférico, es decir, un clima más frío.
Esta explicación no está exenta de controversia, ya que deberíamos ver grandes depósitos de carbonatos en la superficie marciana y no los hemos encontrado. Sin embargo, es un mecanismo muy atractivo que explica simultáneamente la pérdida de gas y el enfriamiento de la atmósfera.
Esta explicación no está exenta de controversia, ya que deberíamos ver grandes depósitos de carbonatos en la superficie marciana y no los hemos encontrado. Sin embargo, es un mecanismo muy atractivo que explica simultáneamente la pérdida de gas y el enfriamiento de la atmósfera.
Desde 1964 se comenzó a estudiar directamente la historia
Areofísica de Marte con la llegada de la sonda Mariner-4.
Para unos Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y
tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por
la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie.
Al calcular la cantidad de agua que había excavado los
canales gigantes, los geólogos de
la NASA concluyeron que Marte
tuvo ríos que empequeñecían a los mayores terrestres.
Como unos caudales tan enormes eran imposibles de mantener,
se supuso que las riadas habían sido cortas y catastróficas, causadas por
acontecimientos excepcionales como erupciones volcánicas o impactos de
meteoritos.
La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y
donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus
Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar
Mediterráneo.
El deuterio es un isótopo pesado del hidrógeno y las
moléculas de agua están formadas en una pequeña proporción por deuterio y oxígeno. Su mayor masa le hace más
resistente a la evaporación, y por ello se concentra en los residuos líquidos.
Al analizar la escasísima agua de la atmósfera marciana, se encontró que el
deuterio era cinco veces más abundante que en la Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus), se interpreta como que los dos
planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola.
Hay dos formas de perder agua:
- Los rayos ultravioleta provenientes de la radiación solar, rompen las moléculas
de agua, y el hidrógeno se escapa por la parte alta de la atmósfera y más aún
en el caso de Marte un planeta de pequeña masa y baja gravedad.
- El agua se filtraría por el suelo marciano permaneciendo
en el subsuelo, retenido por alguna capa impermeable o formando suelo helado o permafrost, por la baja temperatura
reinante en el planeta.
Obviamente la primera forma es una pérdida definitiva
mientras que la segunda no y el agua puede detectarse mediante el radar Marsis a bordo de la nave europea Mars Express.
Los recientes descubrimientos del robot de la NASA, Opportunity, en
Meridiani Planum, avalan la hipótesis de un pasado húmedo y más cálido en el
planeta.
En un planeta desecado deberían abundar los minerales que
son inestables en presencia de agua como el olivino que se altera con gran facilidad en
presencia de agua, por lo que haberlo encontrado, brinda soporte adicional a un
pasado húmedo y más cálido en Marte.
Se han encontrado arcillas, pero en cantidades limitadas, lo
que es compatible con el flujo de agua reducido en terrenos muy antiguos.
Ello supone que la era de los filosilicatos, cuando Marte era un planeta húmedo y más cálido en un ambiente alcalino, terminó hace 3500 millones de años.
Ello supone que la era de los filosilicatos, cuando Marte era un planeta húmedo y más cálido en un ambiente alcalino, terminó hace 3500 millones de años.
La abundancia del mineral olivino (típico de los basaltos) ha sido tomada como prueba
de que el actual clima seco y helado ha prevalecido desde entonces.
La falta de evidencia de carbonatos en Marte
revela que el dióxido de carbono atmosférico no fue tan abundante para
sostener la presencia de agua líquida en la superficie del planeta, ya que el
gas debería haber formado otros minerales como el carbonato además de las
arcillas.
Estos hallazgos son sorprendentes y para explicar esto es
posible que si el dióxido de carbono atmosférico fue abundante como para
formar carbonatos, los mismos carbonatos fuesen destruidos por el ambiente
ácido del propio planeta.
También es posible, que el dióxido de carbono nunca
existiera en abundancia en la atmósfera temprana de Marte y otro gas de invernadero, sería el
causante de la formación de agua. Entre éstos podría citarse al dióxido de azufre o al metano que no reaccionan con los minerales.
Una tercera posibilidad es que un factor, aún desconocido, ayudó a mantener la suficiente presión y temperatura atmosférica para la formación de arcillas en el pasado.
Una tercera posibilidad es que un factor, aún desconocido, ayudó a mantener la suficiente presión y temperatura atmosférica para la formación de arcillas en el pasado.
Así pues tendríamos, en Marte, 3 Eras Paleoclimáticas:
- Durante los primeros 800 millones de años, Marte
está calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero
suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas;
la Era Noeica que sería el anciano reducto de un Marte
húmedo y capaz de albergar vida.
- La segunda Era duró de los 3800 a los 3500 millones de
años y en ella ocurrió el cambio climático.
- La Era más reciente y larga que dura casi toda la historia
del planeta y que se extiende de los 3500 millones de años a la actualidad con
un Marte tal como lo conocemos hoy: frío y seco.
Recientemente se ha puesto en duda el mecanismo de formación de los barrancos marcianos y que la mayoría de los científicos achacaron a corrientes de agua en el pasado geológico reciente de Marte.
Un mecanismo alternativo es que se trata de formaciones
secas causadas por el viento y no por agua.
En la superficie lunar donde no hay agua hay barrancos
lunares muy similares a los encontrados en Marte.
La hipótesis del derrumbamiento seco, en la formación de los
barrancos marcianos, tiene su mejor ejemplo en el cráter Dawes de 17 km, en
la Luna, con barrancos similares a los marcianos en estructura y tamaño.
En abril de 2005 la Mars Global Surveyor detectó la formación de barrancos en dunas marcianas,
barrancos que no estaban ahí en julio de 2002. El mecanismo de su formación, que
excluye el agua, se debe a que el dióxido de carbono, congelado atrapado en los
granos de arena durante el invierno, se evapora durante la primavera liberando
el gas y causando el derrumbe de la arena.
En resumen, el paradigma de un Marte húmedo en el pasado, que
explicaría los accidentes orográficos de Marte, está dejando paso al nuevo
paradigma de un Marte seco y frío, donde el agua ha tenido una
importancia mucho más limitada.
Climatología actual
Los tres importantes factores que inciden en el clima actual de Marte son:
- La atmósfera es muy fina y menos densa que la de la Tierra.
- La órbita elíptica alrededor del Sol
- Las interacciones entre el polvo en suspensión y las nubes de hielo
La masa de Marte es un 10% menor que
la de la Tierra, por lo tanto no es capaz de retener una atmósfera densa y se
calcula que cada segundo Marte pierde 100 kilogramos de atmósfera.
Observaciones recientes de la superficie marciana, han
mostrado que su clima podría ser mucho más dinámico de lo que se había
esperado, con una importante disminución reciente del casquete sur, observado
entre 2003 y 2007, que indicaría un calentamiento continuado del clima marciano
durante los últimos años.
Este efecto se retroalimenta ya que el casquete polar sur de
Marte está formado mayoritariamente por dióxido de carbono (CO2), de modo que su
evaporación aumenta el débil efecto
invernadero de la atmósfera
marciana y contribuye a incrementar aún más las temperaturas.
La órbita de Marte es muy excéntrica (0'09): entre su afelio y su perihelio,
la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42'4 millones de kilómetros.
Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y
llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias
consideradas hasta entonces como circulares.
Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano,
la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos
30°C en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.
La inclinación del eje de Marte
en 25'19° y
la órbita elíptica alrededor del Sol hacen que se sucedan cuatro estaciones a
lo largo del año.
Estación
|
Duración en Marte
|
Duración en Tierra
|
||
hemisferio boreal
|
hemisferio austral
|
Soles
|
Días
|
Días
|
invierno
|
verano
|
154
|
158
|
89,1
|
primavera
|
otoño
|
194
|
199
|
92,9
|
verano
|
invierno
|
178
|
183
|
93,6
|
otoño
|
primavera
|
143
|
147
|
89,7
|
El equinoccio de primavera tiene lugar en Ls=0° en el hemisferio Norte en cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte y
los días y las noches tienen igual duración.
La primavera tiene una duración de + 194 días.
La primavera tiene una duración de + 194 días.
El solsticio de verano en el hemisferio norte tiene lugar en Ls=90° cuando los días tiene una duración máxima en el hemisferio
Norte y mínima en el Sur.
El verano llega a durar + 178 días.
El verano llega a durar + 178 días.
El equinoccio de otoño en el hemisferio norte empieza en Ls =180° en cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Norte al Sur y
los días y las noches tienen igual duración.
El otoño tiene una duración de + 143 días.
El otoño tiene una duración de + 143 días.
El solsticio de invierno en el
hemisferio norte tiene lugar en Ls=270° cuando los días tiene una duración mínima en el hemisferio
Norte y máxima en el Sur.
El invierno llega a durar + 154 días.
El invierno llega a durar + 154 días.
La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre.
La comparación con las estaciones terrestres muestra que,
así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4'5 días, en Marte,
debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente
de 51 soles.
Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno
que el hemisferio Sur.
La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e
inviernos cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual, dada la
excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos.
Además la primavera y el verano son largos, pero estando el
Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur.
Para el hemisferio Sur la situación es la inversa.
Hay una compensación parcial entre ambos hemisferios
debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta
en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor.
Debido a la retrogradación
del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada
vez más.
La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero
que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo
observado en Venus y en la Tierra.
Las variaciones del CO2 en la atmósfera marciana,
conforme a su condensación y evaporación en los polos, originan cambios en la presión atmosférica superficial en cada estación, siendo
las presiones menores en invierno y mayores en el verano del hemisferio sur.
En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se
condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo.
En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras
nubes que constan de cristales de nieve carbónica.
Con la sublimación del CO2
durante el verano, el viento marciano sufre ráfagas de gas que alcanzan una
velocidad de alrededor de 250-400 km/h. Estas tormentas estacionales llevan
grandes cantidades de vapor de agua y polvo en las nubes cirros se elevan las
nieblas de forma similar a como lo hacen en la Tierra.
Estas nubes de hielo de
agua fueron fotografiadas por el Opportunity en 2004.
La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón
debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes
del suelo ferruginoso.
Estos finos granos reflejan del
20% al 25% de la luz solar que reciben; por eso las nubes parecen brillantes.
Desde 1877 sólo se han
observado 10 tormentas de polvo globales o que cubran todo el planeta, y estas
son más frecuentes cuando Marte se encuentra cerca de su perihelio, es
decir, cuando se encuentra más cerca del Sol.
Todas las tormentas en Marte,
sin importar su tamaño, son alimentadas por el brillo del Sol.
El calor solar calienta la
atmósfera marciana y provoca que el aire se mueva, levantando el polvo del suelo.
Meteorología actual
Los principales agentes que intervienen en la Meteorología actual de Marte son:
- Presión atmosférica
- Temperatura
- Viento
- Precipitación
Durante un año marciano parte del CO2 de la atmósfera se condensa en el
hemisferio donde es invierno y se sublima del polo a la atmósfera cuando es
verano.
En consecuencia, la presión atmosférica tiene una variación
anual.
Con la llegada de las Viking a Marte, se empezaron a realizar medidas meteorológicas doce veces
al día y pusieron en evidencia:
- valores medios de
las temperaturas diurnas que oscilaban entre los -85°C (en la puesta del Sol)
hasta los -29°C (al mediodía)
- variaciones diarias de presión del orden de 0'2 mbar (para
una presión media de 6 mbar)
- velocidades de viento que alcanzaban 8m/s (durante el
día).
En cada Sol el Curiosity envía a la Tierra los datos meteorológicos: de temperatura máxima y mínima, presión atmosférica, la hora de salida y puesta del sol y los minutos de luz diurna.
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.
La máxima diurna presenta variaciones con
respecto a la solana (-20°C) y la umbría (-50°C)
En los casquetes polares, en invierno, las
temperaturas pueden bajar hasta -130°C.
La fina atmósfera de Marte es lo bastante densa como para
albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones,
pueden abarcar el planeta entero durante meses, como en esta imagen tomada por
las Viking.
Las tormentas de polvo son más frecuentes en el perihelio y en el hemisferio sur (justo al final de la primavera del hemisferio sur) y están causadas por vientos de entre 150 km/h y 200 km/h que son los responsables de levantar las partículas de polvo y que puede llegar hasta los 400 km/h motivadas por los cambios en la presión atmosférica.
El calor que recibe el hemisferio sur procedente del Sol
permite que el suelo pierda humedad y en las regiones de Noachis y Hellas se desencadenan tempestades locales que arrancan del suelo
importantes masas de polvo fino que se eleva a gran altitud, originando una
neblina amarillenta que oscurece gran parte del planeta.
En la imagen, la tormenta avanza por Syria Planum.
En la imagen, la tormenta avanza por Syria Planum.
Esta neblina interfiere en la entrada de más energía solar y
las temperaturas máximas disminuyen; mientras que por su parte inferior el
calor no se puede disipar y las temperaturas mínimas aumentan.
Desde 1877 sólo se han observado 10 tormentas de polvo
globales en Marte.
Los dust devil o diablos - remolinos de polvo también tienen
lugar en la superficie de Marte y son una columna de aire de
rotación orientada verticalmente y forman
un remolino de corrientes de aire hacia arriba bajo condiciones soleadas
durante tiempo despejado.
Los
diablos de polvo se forman cuando el aire caliente cerca de la superficie del
suelo asciende rápidamente a través de un pequeño bolsillo de aire más frío, de
baja presión encima de él. Si las condiciones son las adecuadas el aire puede
empezar a rotar. Como el aire sube rápidamente, la columna de aire cálido se
extiende verticalmente, causando la intensificación del efecto de rotación
debido al principio físico de conservación
del momento angular. El flujo
secundario en diablo de polvo
hace que otro aire caliente se desplace veloz al fondo del vórtice nuevo
formado.
Cuanto
más aire caliente se precipita hacia el vórtice en desarrollo para reemplazar
el aire que asciende, el efecto de giro llega a ser más intenso y auto
sostenido.
Un diablo de polvo, totalmente formado, es una chimenea parecida a un embudo por la cual el aire caliente se mueve, tanto hacia arriba como en círculo.
El aire caliente sube, se enfría, pierde su flotabilidad y finalmente deja de elevarse. Cuando este se eleva, desplaza el aire que desciende fuera del núcleo del vórtice.
Un diablo de polvo, totalmente formado, es una chimenea parecida a un embudo por la cual el aire caliente se mueve, tanto hacia arriba como en círculo.
El aire caliente sube, se enfría, pierde su flotabilidad y finalmente deja de elevarse. Cuando este se eleva, desplaza el aire que desciende fuera del núcleo del vórtice.
Este
aire frío que retorna actúa como equilibrante contra la pared externa de aire
caliente que gira y mantiene el sistema estable
En Marte los dust devil fueron fotografiados por primera vez por las
Viking y más
tarde por el Pathfinder en 1997. También han sido captadas por las sondas orbitales
Mars Global Surveyor y con la cámara HiRISE de la MRO.
4.8.- AREOLOGÍA
La Areología es la Ciencia que estudia la composición y
estructura interna de Marte y los procesos por los cuales ha ido evolucionando a lo
largo del Tiempo Areológico.
Por extensión, han surgido nuevas ramas del estudio del
resto de los cuerpos y materia del Sistema Solar (Astrogeología o Geología Planetaria).
La escala del Tiempo Areológico abarca toda la historia de Marte. Se encuentra enmarcada a lo largo de
aproximadamente 4.650 millones de años, en que se dataron los primeros
materiales acrecionados del Sistema Solar, dando la edad de Marte en 4.540 millones de años.
Marte
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 mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de
superficie pisable.
La composición y estructura de Marte
es muy similar a la de la Tierra: un núcleo, un manto y una corteza.
Su núcleo podría estar formado por roca
sólida y hierro, pero no en estado líquido, pues la sonda Mariner-4 no detectó campo magnético. No obstante,
la sonda Mars Global Surveyor
descubrió que en el pasado Marte tuvo un campo magnético; en su maniobra de
aerofrenado, descubrió que las rocas de los terrenos marcianos más antiguos
están magnetizadas. Los terrenos jóvenes, por el contrario, no muestran huellas
de magnetismo.
Esto sugiere que su núcleo estaba mucho más
caliente que en la actualidad y, por tanto, fundido.
Si Marte
tuviera actividad interna podría calentar el hielo y resurgiría el agua líquida
tan necesaria para la vida, pero las imágenes de la Mars Express (ESA) parecen indicar que la actividad
volcánica terminó hace 1 millón de años, aunque aún se aprecia una ligera
actividad sísmica.
Marte es un planeta con una única placa
tectónica, pues durante la formación del planeta, su menor tamaño y su mayor
distancia al Sol, hizo que se enfriara antes que la Tierra quedando su interior
con una sola placa.
No hay deriva continental, lo que explica
la ausencia de grandes cadenas montañosas y la existencia de enormes volcanes
en Marte: como la corteza no se mueve con respecto
al manto, los volcanes siempre se alimentan de una misma fuente de magma,
creciendo hasta que dicha fuente se agota.
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.
- cráteres de impacto
- campos de lava
- volcanes
- cauces secos de ríos
- y dunas de arena.
Su composición
es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en
óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la
superficie.
Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado.
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.
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.
Satélites naturales
Marte posee dos pequeños satélites
naturales, llamados Fobos y Deimos. Su órbita está muy próxima al planeta
y se cree que son 2 asteroides capturados.
Ambos satélites fueron descubiertos en 1877 por Asaph Hall. Sus nombres fueron puestos
en honor a los personajes de la mitología griega que acompañaban a Ares (Marte
para la mitología romana).
Fobos:
Mide 27 x 21 x 19 km.
Gravita a 6.100 km
de altitud.
Da una vuelta en torno a Marte en 7h 39min 14s.
Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del planeta sobre sí mismo, el satélite parece
como si describiera un movimiento
retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste y ponerse por el Este.
Deimos:
Mide 15 x 12 x 11 km.
Gravita a
20.000 km de altitud.
Da una vuelta en torno a Marte en 30h 17min 55s. Su revolución es, por consiguiente,
un poco más duradera que la rotación
del planeta, lo cual hace que el
satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 horas entre su salida, por
el Este y su puesta, por el Oeste. Lo más curioso es que durante ese tiempo en
que permanece visible desarrolla
dos veces el ciclo completo de sus fases.
Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en el plano
ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de éste, son eternamente
invisibles desde las regiones
polares:
Fobos no puede ser visto desde las latitudes de más de 69°.
Deimos no puede ser visto desde más arriba
del paralelo 82°.
Dadas
sus pequeñas dimensiones, estos
minúsculos satélites apenas pueden disipar las tinieblas de la noche marciana,
y ello durante cortos períodos, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y en
órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche ocultos en el cono de la
sombra proyectada por el planeta, o sea sin ser iluminados por la luz solar.
A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites sólo son
visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo
de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; el de Fobos es
varias veces más intenso.
Se ha observado que Fobos sufre una aceleración secular que lo acerca lentamente a la superficie del planeta (tan
lentamente que pueden transcurrir aún cien millones de años antes de que se
produzca su caída). Esta aceleración es producida por el efecto de las mareas.
También se plantea a los astrónomos el problema de los orígenes de esos
pequeños astros, ya que ciertas
razones se oponen a que sean asteroides capturados y otras a que sean cuerpos
formados en torno al planeta al mismo tiempo que él. Además, Fobos
presenta características que sugieren que este satélite puede ser un fragmento
separado de otro astro mayor.
Marte posee, como Júpiter, algunos asteroides
troyanos en los puntos de Lagrange L4 y L5.
En el punto L4:
1999UJ7
En el punto L5:
1998VF31
Eureka
Eureka
2007NS2
Los asteroides coorbitales 1998QH56 y 1998SD4 no se consideran como Troyanos porque no son estables y serán alejados por la gravitación de Marte en los próximos 500.000 años.
Para ensamblar la Historia Areológica de Marte, los geólogos de la Tierra se basan únicamente en la observación de las imágenes enviadas por las sondas espaciales.
En la Tierra el primer paso consistió en reconocer las capas o estratos
del suelo y las rocas.
El segundo paso se centró en la clasificación de esas
capas de acuerdo con una secuencia temporal.
La secuencia temporal está
dividida en 3 capas, en función de la edad de las mismas (Paleo-, Meso-, Ceno-)
y añadiendo el sufijo -zoico en función de la vida (fósil) encontrada en las
mismas.
Eras Areológicas
Establecer
hoy día una cronología Areológica en Marte
es muy difícil debido a la falta de análisis de las muestras en superficie.
A
diferencia con la Tierra no podemos establecer una cronología absoluta numérica
basada en los métodos de datación radioactivos ya que, para ello, tendríamos
que contar con muestras de su superficie y salvo, algunos meteoritos, no
tenemos ninguna posibilidad de momento de datar de esta manera la superficie de
Marte.
El
análisis y estudio de las pocas muestras que tenemos de las rocas de Marte, y que nos han llegado en forma de
meteoritos, no nos permiten extrapolar los resultados y extenderlos a toda la
superficie del planeta. A cambio, se ha establecido dos Escalas de
Tiempo Areológicas relativas en función de la observación:
- El número de cráteres de impacto en la superficie del planeta.
- La mineralogía que se observa sobre la superficie del planeta.
1- La Escala de Tiempo Areológica
basada en el número de cráteres de impacto que hay por
unidad de superficie sirve para designar una Edad o Era o Período; como
el número de impactos de meteoritos ha ido descendiendo a lo largo del tiempo,
se han creado distintos modelos que nos permiten asociar una densidad de
cráteres con un periodo determinado.
Esta
Escala de Tiempo Areológica se subdivide en tres grandes
periodos (o cuatro, dependiendo si el primero lo dividimos en dos) que
tienen el nombre de grandes formas del relieve de Marte
para que sean fácilmente asociables:
- Noachiense -
Noeico (por Noachis Terra)
- Hespérico
(por Hesperia Planum)
- Amazónico
(por Amazonis Planitia)
Pre-Noachiense:
4650ma - 4100ma
Comienza hace 4.500
millones de años con la formación del planeta y su diferenciación interna:
Es el proceso por
el cual se separan los distintos elementos constituyentes de un planeta como
consecuencia de sus características físicas y químicas, creando las distintas
capas internas del planeta, en la que los materiales más densos se hunden hacia
el centro, mientras que los más ligeros ascienden a la superficie.
Otro hecho
destacable de este periodo es que seguramente fuera cuando se formó la famosa
dicotomía en el brusco contraste que se observa entre el bajo hemisferio Norte (suave
topográficamente) y el elevado hemisferio Sur (más agreste y cubierto de cráteres).
El origen de esta
dicotomía sigue siendo hoy muy discutido, y se habla desde la posibilidad de
que fuese creada por un gran impacto, por la coalescencia de grandes cuencas de
impacto, e incluso por la redistribución de material de la corteza desde el
manto debido al movimiento de este.
Se
piensa que las grandes cuencas de impacto como la de Argyre, Isidis y
Hellas
se formaron durante este periodo, y de hecho la formación de Hellas marcaría el
final de este periodo hace 4.100 millones de años.
Noachiense: 4100ma -
3700ma
Comenzaría hace
4.100 millones de años con la formación de los terrenos más antiguos existentes en Marte y que ahora se encuentran
totalmente cubiertos por cráteres de impacto, algunos de ellos muy
grandes.
Se piensa que la
deformación que dio lugar al abombamiento de la región volcánica de Tharsis
pudo haberse dado durante este periodo, bien cuando material caliente del manto
ascendió y activamente deformó la corteza suprayacente, o si bien es solo una masa
de material ígneo fría que se encuentra soportada por la litosfera
infrayacente.
También se cree que los mayores
procesos erosivos producidos por el agua líquida sobre la superficie, las redes
de drenaje, y la posible existencia de lagos u océanos se dio en este
momento. Valles
Marineris, comenzó a formarse durante el Noachiense, y quedó inactiva
probablemente a finales del Hespérico.
Hespérico: 3700ma - 3000ma
Comienza
hace 3.700 millones de años y está marcado por la formación de grandes llanuras de
lava. Posiblemente, la formación de Olympus Mons comenzó en este
periodo.
También
se produjeron grandes afloramiento de agua que excavaron los canales de desagüe de
Chryse Planitia y de muchos más lugares. En este periodo pudieron existir
lagos o mares efímeros en las zonas deprimidas del hemisferio Norte.
Amazónico: 3000ma - actualidad
Comenzó
hace 3.000 millones de años. Sobre las superficies de esta edad se aprecian
pocos cráteres de impacto, pero aún continúa habiendo coladas de lava,
actividad glacial y pequeñas surgencias de agua.
El
comienzo de este periodo es muy discutido, ya que podría incluso tener su base
hace 1500 millones de años, ya que el periodo Hespérico es un momento de
transición entre el final del bombardeo intenso tardío (Late heavy
bombardement) y la evolución climática de Marte
hacia lo que es hoy: frío y seco.
2- La Escala de Tiempo Areológica
basada en la
mineralogía se centra en la alteración
de las rocas que se observa en la superficie de Marte debido a los distintos estilos de
meteorización química de las rocas de la superficie.
Esta escala fue propuesta en el año 2006 a partir de los datos del espectrómetro OMEGA que viaja a bordo de la Mars Express.
Esta escala fue propuesta en el año 2006 a partir de los datos del espectrómetro OMEGA que viaja a bordo de la Mars Express.
También
tiene tres épocas diferenciables:
Filósico - Filociense: 4650ma - 4000ma
Se
llama así porque los filosilicatos o minerales del grupo de las arcillas son
característicos de este periodo. Hay muchos afloramientos de
filosilicatos en Marte, pero todos
en rocas de edad Noachiense. Es la época de la formación de las redes de
drenaje que requieren para su formación, como los filosilicatos, de abundante
agua sobre la superficie.
Teícico - Theeikinse: 4000ma - 3500ma
Se
llama así por la aparición de los sulfatos en la superficie. Fue un periodo de gran
vulcanismo, que liberó grandes cantidades de dióxido de azufre a la
atmosfera, y que combinado con el agua creó un ambiente rico en ácido sulfúrico
que permitió la formación de sulfatos hidratados como la kieserita y el yeso.
Siderícico - Siderikiense: 3500ma - actualidad
Es
la época de formación de los óxidos de hierro. Con el cese del vulcanismo y la
desaparición del agua superficial, la meteorización química más importante ha sido la
oxidación lenta de las rocas ricas en hierro por los peróxidos que se
encuentran en la atmosfera y que han producido los óxidos de hierro de
color rojo y que dan a Marte
ese color tan característico.
El suelo de Marte es relativamente duro, existiendo en algunos lugares una
corteza de varios centímetros de espesor que recubre un nivel más blando, y que
una parte de los materiales de la superficie contiene minerales magnéticos.
El XRFS afirmó la presencia de hierro, calcio, sílice, aluminio y
titanio en las muestras del suelo recogidas por el brazo mecánico.
El GCMS, para los análisis moleculares y de gases, determinó que la
proporción de argón en la atmósfera marciana era muy inferior al de la
atmósfera terrestre, demostrando que este planeta no ha tenido una
desgasificación tan importante como la Tierra; este instrumento no encontró
complejos orgánicos suficientes (menos de una parte por millón) para afirmar
algún proceso biológico, presuponiendo además que el agua encontrada se
asociaba a ciertos minerales.
Las disciplinas científicas que acompañarán
a la Areología serán las mismas empleadas en la Tierra, con la salvedad
implícita de que serán aplicadas con variaciones adaptadas a las
características de Marte:
Areología Planetaria
Areología Regional
Areología Histórica
Areología Estructural
Areofísica
Areoquímica
Areomorfología
Areocristalografía
Areoespeleología
Areoestratigrafía
Hidroareología
Areosedimentología
Areomineralogía
Areopetrología
Areosismología
Areovulcanología
Areología Económica
Areogemología
Paleontología
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