Marte (planeta)

Marte es el cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrogrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geometricamente. Considerando el triángulo Sol-Marte-Tierra, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, fácilmente visible con un anteojo de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quién sólo supuso su existencia.

Tabla de contenidos

1 Origen del nombre del planeta Marte

2 Características físicas

3 Órbita

4 Superficie de Marte

5 Características atmosféricas

6 El agua en Marte

7 Casquetes polares

8 Climatología

9 Las estaciones en Marte

10 Astronomía desde Marte

10.1 Observación del Sol
10.2 Observación de los satélites
10.3 Observación de los eclipses solares de Fobos
10.4 Observación de la Tierra
10.5 Tránsitos de la Tierra por el disco solar

11 Exploración espacial de Marte

12 Meteoritos de origen marciano

13 Véase también

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde antiguo como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo.

Características físicas

Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km. y uno polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, o sea tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está animado de una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta; pero la precesión lunar, que en nuestro planeta 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; es 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.

thumb|right|250px|Tamaño de Marte comparado con la Tierra.

Conocemos con exactitud lo que dura 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 Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h. 40 m., valor muy aproximado al verdadero. Comparando los dibujos hechos en un intervalo de observación de cerca de trescientos años, ha dado por resultado establecer el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h. 56 m. 4,1 s).
De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 m. 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24h 41 min 18,6 s. Un día marciano vale, por consiguiente, 1,029 días terrestres. El día solar en Marte tiene, al igual que en la Tierra una duración variable, esto 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 la elevada excentricidad. Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa voz significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.
El año marciano dura 687 días terrestres o 668,6 soles. Un calendario marciano, podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.
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 clisés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23º 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.

Órbita

La órbita de Marte es muy excéntrica: entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol aumenta 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 30ºC en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.
Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5"; durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25". Durante la oposición alcanza una magnitud de -2,0 y en las oposiciones perihélicas -2,8 siendo el planeta más brillante con excepción de Venus y Júpiter. Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente en los períodos que preceden y siguen a las oposiciones

Superficie de Marte

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren el 71% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie.
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. Su composición es fundamentalmente balsalto 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. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

[[imagen:Marte_49594main_MM_Image_Feature_85_rs4.jpg|right|thumb|300px|Marte observado por el Telescopio espacial Hubble.]]

Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen manchas oscuras si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Estos pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major que simplemente es una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable.
La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta dándole esa coloración rojiza característica o, mejor dicho, el de un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.
Un enorme escalón, cercano al ecuador divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas, un Norte llano, joven y profundo y un Sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio Norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
Hay distribuidos cráteres de impacto por todo Marte, pero en el hemisferio Sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejantes a los «mares» de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de una atmósfera. En particular, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destaca en el hemisferio Sur el crater de impacto Hellas Planitia tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes, tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
El campo magnético marciano es muy débil, unas 2 milésimas del terrestre y con una polaridad invertida respecto a la Tierra.

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:

thumb|250px|Mapa topográfico de Marte, cortesia NASA/JPL-Caltech. Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo Olympus Mons), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio Sur.

Una característica que domina parte del hemisferio Norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.

Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km. una anchura de hasta 500 km. y una profundidad de entre 2 y 7 km. Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.

Hay clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de 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 dichos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período de tiempo.
Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones de Marte extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global activo en el pasado y hoy desaparecido puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta. Las magnetizaciones residuales de las rocas ocurren en bandas alternativas, similares a las observadas en las dorsales marinas donde se forma nueva superficie terrestre. Aunque hay varias posibles explicaciones una de ellas es que el planeta Marte pudo haber tenido una tectónica de placas en su historia incial.

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 milibares frente a los 1033 milibares de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud desde casi 9 milibares en las depresiones más profundas hasta 1 milibar en la cima del Olympus Mons. Su composición es fundamentalmente dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km. de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.
La atmósfera, 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. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La 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 estan compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. 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.

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.
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.
La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable siendo una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigínea, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. Así, el volcanismo vierte a la atmófera 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. Por el contrario, 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 en el espacio interplanetario 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 interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos; así se va acumulando con el tiempo.
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.
No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km. de altura.
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 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 en tiempo en desaparecer en la atmósfera de Marte, ello supone que hay una fuente que lo produce. Lo más probable es que la actividad volcánica del Olumpus Mons no terminase de golpe hace 100 millones de años. Es necesario recalcar que 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.

El agua en Marte

En la Tierra, y al nivel del mar, el agua hierve a 100ºC. Pero el punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir al 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, al 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. La sonda Mars Express estudiará también la presencia de hielos de agua en el subsuelo marciano.
Cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavan una ranura en el suelo polvoriento de Marte, los bordes de esa excavación debieran desmoronarse como cuando practicamos un surco en la arena o en un suelo terroso. En realidad, los bordes de las ranuras practicadas en Marte no se desmoronan, como si el suelo estuviese húmedo.
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 donde, desde las grandes glaciaciones del cuaternario, el suelo está profundamente helado. 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: el calor producido por el impacto del meteorito ha debido provocar la vaporización del hielo y al vapor en expansión se debería cierta sustentación de la materia proyectada en el impacto la formación del referido relieve de lóbulos o guimaldas. 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 de depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones. Parece que en la zona de la depresión el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo; el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie; como la evaporación del líquido, aunque ineluctable, no es instantánea el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo como para que el curso del agua así creado por la fusión del permafrost haya excavado un lecho.

En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó 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. Este acuífero estaría situado entre 100 y 400 metros de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y formaría una presa de hielo que teminaría por romperse y produciendo un breve torrente activo hasta que el agua se evapora.
En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó la firma de hidrógeno superficial. Este hidrógeno podría estar combinado formando agua helada. El hielo formaría una capa bajo la superficie, entre 30 y 60 cm. y comprendería desde los casquetes hasta los 60º de latitud. En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detecta agua en el polo Sur del planeta. La observación se hizo al final del verano cuando el "hielo seco" sublima y deja un casquete residual de agua. En el polo Norte su presencia estaba ya confirmada. Parece que los europeos han detectado líneas espectrales de vapor de agua y no iones de hidrógeno. Se trata por lo tanto de una medida directa y no indirecta como la que hicieron las sondas norteamericanas en 2002. Existe por lo tanto cierta polémica sobre la autoría de este descubrimiento.
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 sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80ºC. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso conviertiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

Casquetes polares

thumb|right|Polo Norte de Marte. (Cortesia NASA/JPL-Caltech.)

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Así como el vapor de agua se sublima en Marte aproximadamente a –80ºC, el gas carbónico lo hace a –120ºC. Esa diferencia confiere a los casquetes polares de Marte un carácter singular. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida, como ya se ha dicho, a la condensación del vapor de agua atmosférico; luego, al seguir bajando la temperatura y pasar a ser la misma inferior a –120ºC, desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60º. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO₂.
Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120ºC, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80ºC, se sublima, a su vez, la escarcha; sólo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante. La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 kilómetros de diámetro y unos 10 metros de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO₂ ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En el verano austral el dióxido de carbono se sublima por completo, dejando una capa residual de hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca. Se desconoce si existe una capa similar de hielo de agua bajo el casquete polar Norte dado que la capa de dióxido de carbono nunca desaparece por completo. Ello se debe a que aunque el clima en el hemisferio Sur es más riguroso, las cortas estaciones de la primavera y verano del hemisferio Austral ocurren cuando el sol está en el perihelio, así las máximas temperaturas ocurren en el hemisferio Sur y el casquete sufre por ello. A la vez las temperaturas mas bajas también ocurren en el Sur porque el otoño e invierno son largos y el Sol está en el afelio.

Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro. No se sabe a ciencia cierta el mecanismo causante de la estratificación pero puede ser debida a cambios climáticos relacionados con variaciones a largo plazo de la inclinación del ecuador marciano respecto al plano de la órbita. También podría haber agua oculta bajo la superficie a menores latitudes. Los cambios estacionales en los casquetes producen cambios en la presión atmoférica global de alrededor de un 25% (medidos en los lugares de aterrizaje de los Viking).
La Mars Global Surveyor determinó a finales de 1998 que la masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco". Los nuevos rasgos topográficos sugieren que el casquete Norte marciano muestra un gran montículo de hielo, cortado por un remolino semicircular que podría ser obra del viento. El casquete helado parece elevarse abruptamente desde el terreno adyacente con laderas empinadas y acabando en una meseta de hielo. El hielo presenta en los bordes del casquete bandas claras y oscuras que parecen indicar procesos de sedimentación. No hay huellas de impacto, lo que significa que se trata de un casquete y sus depositos podrían tener sólo 100.000 años. En cambio el casquete del hemisferio Sur formado al parecer sólo de CO₂ ("hielo seco") muestra cráteres de impacto que podría indicar una antigüedad de 1.000 millones de años.

Climatología

Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales. Tampoco resulta cómoda la comparación de las temperaturas registradas por las diferentes sondas que han explorado el planeta ya que estas observaciones se han realizado mediante instrumentos muy diferentes y con objetivos distintos (temperatura de superficie, atmósfera, regiones específicas, etc).

Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La duración del día y de la noche Marte es aproximadamente la misma que en la Tierra.
La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218ºK (-55ºC). 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 ºC o más, mientras las máximas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80ºC. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130ºC.
En una de esas ocasiones Marte se hallaba lo más cerca posible del Sol y entonces se registró en el ecuador, en pleno verano, la temperatura de 27ºC, de tanto que en el polo del otro hemisferio, donde imperaba entonces el invierno, se median 128ºC. En 1976, Marte se hallaba, por el contrario, a su máxima distancia del Sol cuando llegaron e ese planeta las sondas Viking. La primera de éstas aterrizó a una latitud (22,46ºN.) que es aproximadamente la de La Habana o de La Meca; allí, a pesar de hallarse el hemisferio en verano, la máxima temperatura diurna registrada fue de -13ºC (a las 15 horas) y la mínima de –86ºC (a las 6, antes de la salida del Sol). Por su parte, el segundo Viking se posó a la latitud de 47,89ºN. (aproximadamente la de Viena) y midió allí, también en pleno verano, temperaturas máximas y mínimas que, en promedio, fueron respectivamente de -38 y –89ºC.
Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente (aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta) y en el hemisferio Sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 km/h. Así como en la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte, dada la ínfima densidad del aire, sólo un vendaval de unos 200 km/h puede producir el mismo efecto, aunque admitiendo que el suelo esté seco (y ya hemos visto que, por su consistencia, está cargado de humedad congelada). Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiónes planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita, la temperatura se eleva en el hemisferio Sur por ser finales de primavera y por el mayor acercamiento al Sol. Ello causa que el suelo pierde su humedad. En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, por ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no sólo todo un hemisferio sino incluso la casi totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera causa una neblilla amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta. Al interferir la entrada de energía solar las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente. Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (dos Mars soviéticas y dos Mariner americanas) que acababan de llegar al planeta rojo. Esos velos de polvo que se trasladan de una parte a otra, que cubren y descubren estacionalmente regiones de otro color o matiz, y esos vientos que orientan las partículas del suelo y las dunas, explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.
Durante un año marciano parte del CO₂ de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmósferica tiene una variación anual.

Las estaciones en Marte

Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25º,19. Ambos planos se cortan señalando una dirección que se llama punto Aries (Vernal) en la Tierra o punto Vernal de Marte cuando la órbita corta ascendentemente el ecuador del planeta. Ambos puntos se toman como origen de las longitudes solares (aerocéntricas, en honor al dios Ares). Las medidas sobre la órbita o de las Ascensiones Rectas As medidas sobre el Ecuador. La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90º solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur.

Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones. La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. He aquí la duración de las cuatro estaciones en Marte:

ESTACIÓN		DURACIÓN EN MARTE		DURACIÓN TIERRA
hemisferio boreal	hemisferio austral	Soles	Días	Días
primavera	otoño	194	199	92,9
verano	invierno	178	183	93,6
otoño	primavera	143	147	89,7
invierno	verano	154	158	89,1

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.

Estaciones de Marte|400px
Estaciones en Marte.

Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños (143 días) e inviernos (154 días) 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 (194 días) y el verano (178 días) 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.
En 2.940 años terrestres el perihelio se alineará al solsticio de invierno. Carl Sagan propuso en 1971, para conciliar la evidente erosión hídrica con la actual escasez de vapor de agua, la teoría del "largo invierno". Con la alineación del perihelio al solsticio de invierno, tendremos para el hemisferio Norte, cortos inviernos y muy benignos (por su proximidad al perihelio) y largos veranos. Al revés en el hemisferio Sur. Ello provocaría que el extenso y grueso casquete polar Norte, sea transferido a través de la atmósfera, al casquete polar Sur. En la operación, la mayor parte de los hielos de agua y CO₂ se encontrarían en forma de vapor en la atmósfera, produciendo un efecto invernadero. Se elevaría la temperatura superficial, aumentaría la presión y durante unos pocos miles de años se interrumpiría el "largo invierno" para dar lugar a una "corta primavera". Al cabo de 27.850 años la situación se invertiría.

Astronomía desde Marte

Observación del Sol

Visto desde Marte, el Sol tiene un diámetro aparente de 21' (en lugar de 31,5' a 32,6' que tiene visto desde la Tierra). Los científicos que manejaron al Spirit y Opportunity le hicieron observar una puesta solar. Se pudo observar como desaparece oculto entre el polvo en suspensión en la atmósfera.

Observación de los satélites

Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km. 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.

Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h 39 min 14 s. 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 invierte 30 h 17 min 55 s en recorrer su órbita. 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: Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82º y Fobos desde las latitudes de más de 69º. Dadas sus pequeñas dimensiones, estas lunas minúsculas apenas pueden disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante cortos períodos de tiempo, 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.
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). Esa aceleración no ha podido ser explicada hasta ahora. 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.

[[Imagen:Eclipse_Marte.jpg|thumb|Tránsitos de Fobos y Deimos por el Sol, tal como los vió Opportunity el 10 Marzo de 2004 a Fobos (izquierda) y 4 de Marzo de 2004 a Deimos (derecha)]]

Observación de los eclipses solares de Fobos

Las cámaras de la nave Opportunity captaron el 10 de Marzo de 2004 el eclipse parcial de Sol causado por el satélite Fobos. El satélite tapa una gran parte del Sol a causa de que es más grande que Deimos y orbita mucho más cerca de Marte. El eclipse de Deimos captado el 4 de Marzo de 2004 es comparable a un tránsito de un planeta.

Observación de la Tierra

Vista desde Marte por los futuros astronautas, la Tierra sería un magnífico lucero azulino y tan brillante como Júpiter, por lo menos durante los períodos favorables (conjunciones inferiores de la Tierra), ya que nuestro globo presentará, visto desde Marte, las mismas fases que Venus vista desde la Tierra. También, al igual que Venus y Mercurio, la Tierra es un astro alternativamente matutino y vespertino. Con un telescopio instalado en Marte podrían apreciarse el espectáculo resultante de la conjugación de los movimientos de la Tierra y de la Luna, así como de la combinación de las fases de ambos astros: paso de la media luna sobre la mitad oscura del disco terrestre; paso del sistema Tierra-Luna ante el disco solar durante los eclipses.

Tránsitos de la Tierra por el disco solar

El 10 de Noviembre de 2084 ocurrirá el próximo tránsito de la Tierra por el disco solar visto desde Marte. Estos tránsitos se repiten aproximadamente cada 79 años. Los tránsitos de octubre-noviembre ocurren cuando el planeta Marte está en oposición y cerca del nodo ascendente. Los transitos de abril-mayo cuando está en el nodo descendente. El tránsito de 11 de mayo de 1984 previsto por J. Meeus sirvió de inspiración al escritor Arthur C. Clarke para escribir Transit of Earth en el cual un astronauta dejado sólo en Marte describe el raro fenómeno astronómico poco antes de morir debido a la falta de oxígeno.

Exploración espacial de Marte

La primera sonda en visitar Marte fue la Mariner 4 en 1965. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 sólo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9, la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una expectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente. Las primeras naves en aterrizar en Marte fueron las Viking I y II en 1976. Los resultados negativos en sus experimentos biológicos propiciaron un parón de 20 años en la exploración. El 4 de Julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas a analizar las rocas en busca de agua encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado.
La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzo la sonda Mars Express en Junio del 2003 que actualmente orbita en Marte.

Meteoritos de origen marciano

Los meteoritos denominados SNC son originarios de Marte. Se sabe con seguridad su origen porque se han encontrado en su interior pequeñas burbujas de gas cuya composición isotópica coincide con la medida por las sondas Viking.
El 6 de agosto de 1996, David McKay, anunció la primera identificación de compuestos orgánicos en el meteorito marciano ALH84001. El meteorito se había desprendido de Marte hace 15 millones de años, había caído sobre la Antartida hace 13000 años y fue encontrado en 1984. Procede de una roca marciana solidificada hace unos 4500 millones de años cuando se formó el planeta. Muchos científicos no estuvieron desde el inicio de acuerdo con el anuncio al que calificaron de prematuro y probablemente equivocado. La mera presencia de restos como los que crea el material orgánico no significa que tenga relación con la vida, aunque una explicación no biológica es improbable. En diciembre de 1997 un grupo de científicos desmintió el origen biológico de las estructuras encontradas en el meteorito demostrando que en la roca había minerales de apariencia similar a algunos microorganismos (lamelas), pero que podían tener un origen puramente químico sin ninguna relación con la vida.

Véase también

Imagen no existente
Commons_without_text-35px.png

Vea las imágenes de Commons sobre Marte.

Sistema Solar

Cinturón de asteroides | Cinturón de Kuiper | Nube de Oort