Marte (Planeta) Información, estructura / El planeta Rojo

Marte, es el cuerpo celeste denominado en honor al dios de la guerra de la mitología romana, ocupa la cuarta posición en el sistema solar en cuanto a distancia respecto al Sol, y es el séptimo en términos de tamaño. Fobos y Deimos, dos lunas diminutas de Marte, presentan cráteres y algunos expertos en astronomía sugieren que pudieron haber sido asteroides atrapados por el planeta en sus primeras etapas de formación.

Introducción

A simple vista, sin necesidad de emplear un telescopio, Marte es un cuerpo celeste de color rojizo, lo cual le ha otorgado el apodo de "planeta rojo". Su brillo es muy variable, y cuando se encuentra a una distancia de 55 millones de kilómetros de la Tierra, es el segundo objeto más brillante en el firmamento nocturno, solo superado por Venus. La mejor oportunidad para observarlo es durante la oposición, que ocurre cuando se establece la línea imaginaria entre el Sol, la Tierra y Marte, y cuando el planeta rojo se encuentra en proximidad a nuestro planeta. La coincidencia de ambas condiciones ocurre cada 15 años, aproximadamente, cuando Marte alcanza su perihelio, el punto más cercano al Sol, casi en oposición.

Al observar Marte a través de un telescopio, se pueden distinguir diversas áreas en su superficie, algunas de tonalidad rojiza y otras más oscuras, las cuales cambian en su forma y color según las estaciones marcianas. La tonalidad rojiza se debe a la oxidación o corrosión de su superficie. Por su parte, se cree que las zonas más oscuras se conforman a partir de rocas que se asemejan al basalto terrestre, y que han experimentado erosión y oxidación. En contraposición, las áreas más brillantes parecen estar compuestas por un material similar, aunque menos erosionado y oxidado, y se caracterizan por la presencia de partículas más finas, como el polvo, en comparación con las zonas oscuras. El mineral escapolita, que es relativamente poco común en la Tierra, se encuentra ampliamente distribuido en Marte, y podría servir como un depósito para el dióxido de carbono (CO2) presente en la atmósfera marciana.

La inclinación del eje y la excentricidad de la órbita de Marte provocan que los veranos sean breves y cálidos, mientras que los inviernos son prolongados y fríos. En las zonas polares del planeta se observan enormes casquetes brillantes, que aparentemente están compuestos por escarcha o hielo. Desde hace casi dos siglos se ha seguido el ciclo estacional de estos casquetes. Durante el otoño marciano se forman nubes luminosas en el polo correspondiente, y una delgada capa de dióxido de carbono se acumula sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno, lo que se considera como la parte estacional del mismo.

A finales del invierno, el casquete polar de Marte puede descender hasta latitudes de 45°. Durante la primavera y el final de la larga noche polar, la parte estacional comienza a disolverse, revelando el casquete helado permanente del invierno. Los límites del casquete polar retroceden hacia el polo cuando la luz solar evapora la escarcha acumulada. Durante el verano, la disminución de la parte permanente se detiene, dejando un depósito de hielo y escarcha que persiste hasta el otoño siguiente. Se cree que esta parte permanente está compuesta principalmente de agua helada, y su diámetro es de 300 km en el polo sur y 1.000 km en el norte. Aunque no se conoce con certeza su espesor real, se estima que contiene hielo y gases congelados de un grosor aproximado de 2 kilómetros.

Aparte de las nubes de dióxido de carbono congelado, existen otras variedades de nubes en el planeta Marte. Se pueden observar neblinas y nubes de hielo que se encuentran a gran altura. Estas últimas se forman debido al enfriamiento vinculado con las masas de aire que se elevan sobre las barreras elevadas. En particular, durante los veranos en el hemisferio sur, son evidentes nubes extensas de color amarillo compuestas de polvo que ha sido levantado por los vientos.   

La atmosfera de marte

El aire de Marte se compone principalmente de dióxido de carbono (95%), con una pequeña cantidad de nitrógeno (2,7%), argón (1,6%), oxígeno (0,2%) y rastros de otros gases nobles y vapores de agua y monóxido de carbono. La presión atmosférica en la superficie es solo un 0,6% de la presión de la Tierra, lo que equivale a la presión que se experimenta a una altitud de 35 km en la atmósfera terrestre. Las temperaturas en la superficie varían ampliamente según la latitud, la estación y el momento del día. Aunque se pueden alcanzar temperaturas de hasta 17°C en verano, la temperatura promedio en la superficie no supera los -33°C.

Debido a la baja densidad de la atmósfera, se producen variaciones extremas de temperatura de hasta 100 °C. En latitudes cercanas a los polos, la temperatura es aún más baja durante todo el invierno, cayendo por debajo de los -123°C. Esto se debe a que el componente principal de la atmósfera, el dióxido de carbono, se congela en los sedimentos blancos que forman los casquetes polares. Además, la presión atmosférica total de la superficie varía en un 30% debido al ciclo estacional de los casquetes polares.

La atmósfera marciana contiene una pequeña y cambiante cantidad de vapor de agua, siendo más concentrada cerca de los extremos de los casquetes polares a medida que se derriten en primavera. El planeta rojo se asemeja a un desierto muy frío y de alta altitud, con temperaturas y presiones superficiales tan bajas que imposibilitan la existencia de agua líquida en la mayor parte del planeta. No obstante, hay indicios de que podría existir agua subterránea en zonas específicas.

En determinadas épocas, ciertas áreas de la superficie son azotadas por vientos extremadamente violentos que provocan la elevación de la tierra y la liberación de polvo a la atmósfera. Durante la primavera y el inicio del verano en el hemisferio sur, se produce un fenómeno climático significativo cuando Marte se acerca al perihelio y el aumento de temperatura en las latitudes cercanas al ecuador del sur es más fuerte. Se originan tormentas de polvo de tal magnitud que oscurecen la superficie del planeta por semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es sumamente fino y tarda mucho tiempo en asentarse nuevamente.

Se puede dividir la superficie de Marte en dos regiones principales, una al norte y otra al sur del ecuador. En el hemisferio sur, se pueden observar zonas más antiguas y erosionadas, con cráteres que datan de los primeros tiempos del planeta cuando la frecuencia de impactos de meteoritos era mucho mayor que la actual. Con el tiempo, estos cráteres han sufrido la erosión y algunos de ellos, incluyendo los tres más grandes, han sido rellenados.

El hemisferio norte de Marte es menos antiguo y se cree que su superficie está formada por flujos de lava volcánica. Los dos principales centros de actividad volcánica se encuentran en la meseta Elísea y en la elevación de Tharsis. En esta última, se han identificado algunos de los volcanes más grandes del sistema solar, como Olympus Mons. Esta estructura, que tiene todas las características de un volcán basáltico, se eleva más de 25 km y tiene una base de más de 600 km de diámetro. No se dispone de evidencia concluyente de actividad volcánica en la actualidad en ninguna parte del planeta.

En Marte se pueden observar fallas y formaciones similares a las fracturas de la corteza terrestre causadas por el engrosamiento y la expansión local. Sin embargo, no se han encontrado evidencias de accidentes geográficos causados por la compresión a gran escala, como los cinturones montañosos de la Tierra, lo que sugiere la ausencia de tectónica de placas en Marte. Esto se debe a que la corteza del planeta rojo es más gruesa y ha tenido una historia térmica más fría que la Tierra. A pesar de esto, se ha identificado una escarpadura cercana al ecuador que podría ser una falla de desplazamiento horizontal, lo que indica cierta actividad tectónica de placas en Marte.

Existen pruebas que sugieren la posible existencia de agua subterránea en Marte, como las capas de hielo en forma de flor alrededor de algunos cráteres, las extensas áreas de terreno colapsado y la fracturación del suelo en las latitudes más al norte. Los descubrimientos geológicos más impresionantes son los cauces que parecen seguir las cuencas de los ríos secos. Hay dos tipos principales: los cauces mayores que se asemejan a grandes canales de drenaje y los cauces menores.

Se han observado canales en Marte que se asemejan a cuencas de ríos secos, siendo los grandes canales de desagüe los más impresionantes. Se cree que se formaron a partir del desbordamiento repentino de grandes cantidades de agua de las áreas de terrenos colapsados. Estos canales se extienden desde el hemisferio sur, donde las altitudes son más altas, hasta el hemisferio norte, donde las altitudes son más bajas. Aunque la causa del derretimiento localizado en las áreas de origen es incierta, se cree que este proceso ocurrió en el primer tercio de los 4.600 millones de años de historia del planeta. Por otro lado, los canales pequeños muestran menos evidencias de erosión por agua. Aunque en la actualidad no hay agua en la superficie de Marte, la presencia de estos canales sirve como prueba de que en el pasado el planeta tuvo una presión atmosférica más alta y temperaturas más cálidas.

Actualmente, Marte es un entorno desértico donde los vientos son los principales agentes erosivos. Las grandes extensiones de dunas de arena y otras formas de erosión son prueba de la efectividad de estos procesos en el medio ambiente actual del planeta.

Se sabe muy poco acerca del interior de Marte. La baja densidad media del planeta sugiere que no puede tener un núcleo metálico extenso. Además, si hay un núcleo, no puede ser líquido ya que Marte no tiene un campo magnético apreciable. Basándonos en la capacidad del planeta para soportar formaciones topográficas tan grandes como Tharsis, se cree que la corteza de Marte tiene un grosor de unos 200 km, lo que es cinco o seis veces más grueso que la corteza terrestre. A pesar de que se utilizó un sismómetro en la Viking 2, no se registraron terremotos en Marte.

La noción de que puede haber existido, o incluso existir, vida en Marte tiene una historia prolongada. En 1877, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli afirmó haber observado una red de canales que cruzaba el planeta. Posteriormente, el astrónomo estadounidense Percival Lowell propuso que estos tenues rasgos eran canales y argumentó que eran prueba de que seres inteligentes habían trabajado para construir un sistema de irrigación necesario en un mundo desértico.

Las investigaciones llevadas a cabo por naves espaciales posteriores han desmentido la existencia de canales en Marte. Además, las regiones oscuras que anteriormente se pensaba que eran oasis no son verdes, sino que parecen de este color debido a los efectos de contraste. Los espectros de estas áreas no contienen materiales orgánicos. Los cambios en la apariencia de estas regiones, que se producen estacionalmente, no se deben a ciclos de crecimiento vegetal, sino a los vientos estacionales que levantan arena y polvo.

Es altamente posible que el agua en Marte solo exista en forma de hielo en la superficie o debajo de ella, y que aparezca en forma de trazas de vapor o cristales de hielo en la atmósfera. No obstante, la prueba más contundente de que la vida no existe en el planeta rojo es la baja densidad de la atmósfera, que expone la superficie a niveles letales de radiación ultravioleta y a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes, como el peróxido de hidrógeno, que se generan por fotoquímica.

Uno de los hallazgos más significativos y con mayores implicaciones a largo plazo de las sondas Viking es que no se encontró material orgánico en el suelo marciano (se cree que los dos lugares de aterrizaje son representativos). A pesar de que los meteoroides carbonáceos aportan algunas moléculas orgánicas a la superficie de Marte, parece que este material se degrada antes de poder acumularse.

Los análisis del suelo en busca de moléculas orgánicas realizados por las sondas Viking no arrojan evidencia alguna de la presencia de vida en Marte. La información obtenida por la misión Mars Pathfinder puede ser útil para los científicos que buscan indicios de vida pasada en el planeta, aunque esta tarea no fue el objetivo principal de la misión.

Una cuestión más compleja de abordar es si ha habido vida alguna vez en Marte, considerando las evidencias irrefutables del cambio climático y las señales de una atmósfera anterior más densa y cálida. La respuesta a esta interrogante requeriría la recolección de muestras del subsuelo y su análisis detallado en la Tierra. La comunidad científica internacional está evaluando la posibilidad de realizar una misión tripulada a Marte durante este siglo, posiblemente en colaboración entre la NASA, ESA, Japón, Rusia y otros países.