GEOGRAFIA MARCIANA
Este planeta, conserva huellas de grandes cataclismos, los cuales no tienen equivalente en la Tierra.
En el hemisferio norte marciano existe un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico Tharsis, donde se encuentra el mayor volcán del sistema solar, denominado Olympus Mons. Tiene una altura de 25 kms y una base con una anchura de 600 kms. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 kms de altura.
Las áreas volcánicas ocupan un 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.
Cercano al ecuador y con una longitud de 2.700 kms, una anchura de unos 500 kms y una profundidad de entre 2 y 7 kms está el cañón de Marineris. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.
En la foto de a continuación se muestra el famoso valle Marineris.
Hay una evidencia clara de erosión de varios lugares de Marte tanto por el agua como por el viento.
En la superficie hay largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (secos en la actualidad, pues las actuales condiciones atmosféricas de la superficie marciana no permiten la existencia de agua líquida). Dichos valles pueden ser el resultado de fracturas a través de las cuáles han corrido raudales de lava, y más tarde, agua.
La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días.
Todos estos detalles de la superficie, sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos con inundaciones catastróficas.
Hay quien sugiere la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un gran océano en la región boreal del planeta. Esto pudo ser hace unos 4.000 millones de años y por un período breve, en la llamada Era Noeica.
Marte, al igual que la Luna y Mercurio, no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamientos tan comunes en la Tierra.
Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte del planeta es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica conocida como Cuenca Borealis de 8.500 kms de diámetro que cubre un 40% de la superficie del planeta (la mayor del sistema solar) que pudo formarse hace 3.900 millones de años tras impactar un objeto de 2.000 kms de diámetro
Posteriormente a la formación de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.
LA ATMÓSFERA DE MARTE
Contiene 1000 veces menos ozono que la Tierra, en una capa situada a 40 kms de altura e incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.
La densidad de la atmósfera hace que albergue vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Dicho viento es responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos.
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 resultado de las tormentas de polvo.
La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón, dada la dispersión de la luz por los granos de polvos muy finos procedentes del suelo ferruginoso.
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 latitudes extremas, la condensación de anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.
La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es una atmósfera de segunda generación.
Así, 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 solamente se producen en Marte en ínfimas proporciones.
Por contra el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana.
En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que 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.
Recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres con el telescopio Keck han encontrado trazas de gas metano en proporción de 10 partes por mil millones. Dicho gas sólo puede tener origen biológico o volcánico.
Dejamos aquí esta segunda entrada dedicada a Marte, con un vídeo que trata sobre este planeta.
Fuentes:
Raeburn, Paul. (2003). Marte: descubriendo los secretos del planeta rojo. RBA Revistas. Barcelona, España. Asimov, Isaac. (2001). Marte, el planeta rojo. "Colección El libro de Bolsillo, 1169". Alianza Editorial. Madrid, España. Observar Marte : descubrir y explorar el planeta rojo. (2005). Spes Editorial. Barcelona, España. Lizondo Fernández, Joaquín (1999). El enigmático Marte. Editorial Telstar. Barcelona, España. Raeburn, Paul. (2003). Marte: descubriendo los secretos del planeta rojo. RBA Revistas. Barcelona, España.
Sersic, José Luis. (2002). La exploración a Marte. "Colección Labor". Editorial Labor. Cerdanyola, España. Lizondo Fernández, Joaquín. (2000). : Más allá de los horizontes de la tierra : Marte, la nueva frontera. Editorial Ronsel. Barcelona, España. Wikipedia, la enciclopedia libre.
Horváth, A., et al, "Annual Change of Martian DDS-Seepages". (PDF) Lunar and Planetary Science Conference XXXVI (2005). NASA Findings Suggest Jets Bursti ng From Martian Ice Cap. NASA. 16 de agosto de 2006. http://www.jpl.nasa.gov/new Piqueux, Sylvain; Shane Byrne, and Mark I. Richardson «Sublimation of Mars’s southern seasonal CO2 ice cap formation of spiders» (PDF). JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH.
Horváth, A., et al, "Annual Change of Martian DDS-Seepages". (PDF) Lunar and Planetary Science Conference XXXVI (2005). NASA Findings Suggest Jets Bursti ng From Martian Ice Cap. NASA. 16 de agosto de 2006. http://www.jpl.nasa.gov/new Piqueux, Sylvain; Shane Byrne, and Mark I. Richardson «Sublimation of Mars’s southern seasonal CO2 ice cap formation of spiders» (PDF). JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH.
