Compuestos principalmente de silicatos y metales, los objetos del sistema solar interior Todo modelo de la formación del sistema solar debe estar en condiciones de explicar el estado actual de éste. Antes de ver cómo se formó nuestro sistema, recordemos, pues, algunas de sus características.
El sistema solar contiene ocho planetas. Estos pueden clasificarse en dos grupos: los planetas telúricos (planetas formados principalmente por silicatos), de dimensión y masa reducidas, pero de fuerte densidad (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte), y los gigantes gaseosos, de dimensión y masa mucho más grandes, pero de densidad baja (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).
Las órbitas de los planetas en torno al Sol están casi todas contenidas en el mismo plano, llamado el plano de la eclíptica (La Eclíptica es la línea que describe el Sol en su recorrido aparente a través del cielo). El plano de Eclíptica es el plano que incluye la orbita de la Tierra alrededor del Sol y, por tanto, visto desde la Tierra incluye la línea antes mencionada. Este plano se encuentra inclinado unos 23,5º con respecto al plano del Ecuador terrestre.
La Eclíptica está dividida convencionalmente en 12 zonas en las que están situadas otras tantas constelaciones que constituyen el Zodíaco, de forma que aproximadamente cada mes el Sol recorre una de estas constelaciones zodiacales.
La Eclíptica intersecta con el ecuador celeste en dos puntos opuestos denominados equinoccios. Cuando el sol aparece por los equinoccios, la duración del día y de la noche es aproximadamente la misma en toda la Tierra (12 horas). Esto se produce alrededor de los días 21 de Marzo y 23 de Septiembre.
El punto de la Eclíptica más al norte respecto del ecuador celeste se denomina en el hemisferio norte solsticio de verano, y el punto más al sur recibe la denominación de solsticio de invierno. Esto ocurre alrededor de los días 21 de Junio y 22 de Diciembre
Una característica importante, ya que es vinculante para los modelos de formación, es la distribución del momento angular. Esta magnitud caracteriza la rotación o la revolución de un cuerpo, y se obtiene combinando la masa, la velocidad de desplazamiento angular y la distancia al eje de rotación o revolución.
La teoría muestra que el momento angular de un sistema aislado debe ser invariable en el tiempo. El sistema solar, en el momento de su formación, tenía, pues, un momento angular idéntico al que todavía podemos medir en la actualidad. En cambio, la distribución del momento entre el Sol y los planetas puede muy bien haber variado.
Hoy día, mientras que nuestra estrella contiene por sí sola el 99 por ciento de la masa total del sistema solar, sólo contiene el 3 por ciento de su momento angular total. Esto es un punto muy importante que permite eliminar las teorías demasiado simplistas incapaces de explicar la distribución actual.
Pasemos, pues, a la historia de la formación de nuestro sistema. La descripción que sigue es un modelo globalmente admitido, aunque sus detalles son aún objeto de muchos debates.
Al principio, hace alrededor de diez mil millones de años, lo que pasará a ser un día el sistema solar no es más que una fracción minúscula de una gigantesca nube de hidrógeno y helio que prosigue su baile alrededor del centro galáctico.
A medida que el tiempo pasa, esta nube se contrae suavemente y se enriquece con elementos más pesados en el momento de la explosión de estrellas masivas a los alrededores, lo que explica que la abundancia actual de elementos pesados es aproximadamente del 2 por ciento.
Por último, hace 4,6 mil millones de años, bajo el efecto de su propia gravedad, esta nube se contrae sobre sí misma y se fragmenta en una serie de nubes de dimensiones más reducidas, una de las cuales se convertirá en el sistema solar.
Las diferentes etapas de la formación del sistema solar: contracción de una nube de hidrógeno y de helio, aplanamiento del sistema, la formación de planetesimales, puesta en marcha de las las reacciones nucleares al centro, aparición del sistema bajo su forma actual. Fuente desconocida.
El proto sistema, ahora bien definido, continúa contrayéndose cada vez más. Pero, según la ley de conservación del momento angular, si el tamaño de un cuerpo se reduce, su velocidad de rotación debe aumentar para compensar. La contracción del proto sistema se acompaña, por tanto, de un fuerte aumento de la velocidad de rotación.
Además, como el proto sistema no es rígido, se produce un fuerte aplanamiento en el plano perpendicular al eje de rotación. Nos encontramos así, finalmente, con una concentración de materia en el centro, la proto estrella, (se denomina proto estrella al período de evolución de una estrella desde que es una nube molecular formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell) rodeada de un disco de materia llamado disco protoplanetario.
Es aquí donde interviene nuestro conocimiento de la distribución del momento angular. En los modelos de formación más simples, el sistema solar es el resultado de una simple contracción de una nube de gas en rotación. Pero esto debería traducirse por una velocidad de rotación del Sol incompatible con el hecho de que sólo posee el 3 por ciento del momento angular total.
En realidad, la protoestrella va a ser ralentizada bajo la acción de fuerzas magnéticas. En las condiciones físicas que reinan en el momento, una variación del campo magnético provoca automáticamente una variación de la distribución de materia y viceversa —se dice que las líneas del campo magnético se congelan en la materia—.
Entonces, las líneas de campo magnético que atraviesan el proto sistema son deformables, pero solamente de forma limitada. Esta rigidez se transmite a la materia, lo que crea un vínculo entre la proto estrella y el disco protoplanetario. Es gracias a este vínculo, que la región central se frena y pierde poco a poco su momento angular en provecho del disco que gira cada vez más rápidamente.
Bajo el efecto de la desaceleración, baja la fuerza centrífuga sufrida por la proto estrella y, finalmente, se para la eyección de materia. A partir de este momento, ambos subsistemas anteriormente vinculados tienen una evolución independiente.
En el centro, la proto estrella continúa contrayéndose y su temperatura aumenta rápidamente. Finalmente, las reacciones nucleares de fusión se ponen en marcha, y aparece la estrella que nosotros conocemos.
En el disco protoplanetario, los átomos se aglomeran al mismo tiempo que sus encuentros para convertirse en polvo. Estos se reagrupan para formar pequeños cuerpos llamados planetesimales. Esta etapa dura algunos millones de años.
A causa de la turbulencia en el disco, aparecen fluctuaciones de densidad que evolucionan para acabar en cuerpos de gran dimensión, en un proceso llamado acreción. Estos cuerpos continúan capturando los planetesimales que encuentran en su camino y, finalmente, alcanzan el estado de planeta.
La principal fase de acreción se termina aproximadamente en 4,4 mil millones de años, aunque los intensos bombardeos continúan aún durante mil millones de años.
El aspecto final de los planetas depende de la distancia al Sol. Cerca de éste, los elementos ligeros reciben mucha energía y están demasiado calientes para condensarse. El material que constituye estos planetas es, así pues, rico en elementos pesados, como el hierro o el silicio, lo que explica su fuerte densidad.
Lejos del Sol, la acreción de planetesimales es el origen de un núcleo denso que constituye el punto de partida para un crecimiento posterior. Alrededor de este núcleo se acumula una envoltura de gas, y desemboca en un planeta muy voluminoso y masivo, pero esencialmente constituido por hidrógeno y, así pues, poco denso.
Una de las características más sorprendentes de los planetas del sistema solar es la gran diversidad en la composición de su atmósfera, desde los planetas gaseosos gigantes dominados por el hidrógeno y el helio, a Venus y Marte, cuya atmósfera está principalmente constituida por dióxido de carbono, pasando por el metano de Titán, y, por supuesto, el caso muy particular de la Tierra y su oxígeno.
Formación
La capacidad de un planeta o de un satélite para retener una atmósfera depende de varios parámetros. Los átomos o moléculas susceptibles de formar una atmósfera están sujetos a una agitación de origen térmico. Esto les da en cierto modo una velocidad media de desplazamiento que debe compararse a la velocidad de liberación del planeta, es decir, la velocidad mínima que un objeto debe superar para poder escapar a la atracción gravitacional (por ejemplo 11,2 kilómetros por segundo para la Tierra).
Como la atmósfera de un planeta está constituida por moléculas que no pueden escaparse, podemos mostrar, comparando agitación térmica y velocidad de liberación, que la composición de la atmósfera depende principalmente de la masa del cuerpo, de su medida y su temperatura, por lo tanto, de su distancia al Sol.
Tres tipos de forma
Para el sistema solar, aparecen tres tipos de forma. Primero, los cuerpos que no fueron capaces de conservar una atmósfera apreciable, generalmente a causa de una baja masa, así pues, de una escasa gravedad. Se trata de Mercurio, la Luna, Plutón y de todos satélites del sistema solar, con la excepción notable de Titán.
A continuación, los cuerpos muy masivos capaces de retener todos los tipos de gas, en particular el hidrógeno y el helio: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Finalmente, el caso más interesante, el de los planetas o satélites que tengan o una masa intermedia o una temperatura muy baja: Venus, la Tierra, Marte y Titán. Estos cuatro cuerpos perdieron el hidrógeno y el helio, pero consiguieron retener gases más pesados como el dióxido de carbono o el vapor de agua.
Las atmósferas de Venus, Marte y la Tierra encuentran su origen en el mismo fenómeno, la desgasificación volcánica, por la cual los gases aprisionados en las rocas durante la formación del planeta son progresivamente liberados a través de erupciones volcánicas.
Los tres principales gases involucrados son el vapor de agua (H2O), el dióxido de carbono (CO2) y el dióxido de azufre (SO2). Pero aunque las tres atmósferas hayan nacido del mismo mecanismo, divergieron rápidamente y dieron origen a condiciones muy diferentes, un infierno de CO2 a una temperatura de 460 grados sobre Venus, una atmósfera de CO2 muy ligera sobre Marte, y un un medio ambiente sobre la Tierra marcado por la presencia de la vida.
Un caso único: titán
Aparte de Venus, la Tierra, Marte y los planetas gigantes, Titán es el único cuerpo del sistema solar que posee una atmósfera significativa. Se compone principalmente por nitrógeno, y también una proporción de metano.
El nitrógeno proviene de la destrucción, bajo el efecto de los rayos ultravioletas del Sol, de moléculas de amoníaco (NH3), un compuesto abundante en las regiones externas del sistema solar.
La presencia de metano es más misteriosa. Este gas debería desaparecer en una decena de millones de años si no se renovara permanentemente. Debe, pues, existir una fuente de metano dentro del planeta , y este es uno de los temas de estudio de la misión Cassini-Huygens.
El factor más influyente en la evolución del planeta Venus ha sido una elevada aportación de energía debida a la proximidad del Sol.
Después de la fase inicial de desgasificación, Venus debía ser bastante similar a nuestro planeta. El vapor de agua probablemente pudo licuarse y dar origen a océanos. Más aún, cuando en aquella época remota el joven Sol emitía sólo el 70 por ciento de la energía que produce en la actualidad.
La temperatura debía ser superior a 100 grados Celsius, pero con una presión atmosférica superior a la nuestra, el agua podía existir bajo forma líquida. El dióxido de carbono también debía estar presente en la atmósfera, pero en cantidad limitada, ya que lluvias y océanos podían disolverlo e incorporarlo en las rocas sedimentarias.
Pero con tiempo, el Sol produjo cada vez más energía. Después de algunas centenas de millones de años, la temperatura en la superficie de Venus alcanzó los 374 grados, un umbral, encima del cual el agua no podía existir ya bajo forma líquida: los océanos comenzaron a evaporarse. Con la llegada de grandes cantidades de vapor de agua en la atmósfera, un nuevo fenómeno iba a intervenir: el efecto invernadero.
Efecto invernadero
Cuando la radiación del Sol alcanza un planeta como Venus o la Tierra, se concentra principalmente en el dominio visible, donde la atmósfera es transparente. Su energía alcanza, pues, la superficie del planeta sin ser molestada.
Esta energía es absorbida por el planeta y automáticamente reemitida hacia el exterior. Pero el planeta es mucho más frío que el Sol, y esta nueva radiación se concentra en consecuencia en el campo del infrarrojo en vez del visible. Entonces, el vapor de agua o el dióxido de carbono no son transparentes en luz infrarroja. Estos gases van, así pues, a absorber la energía reemitida por el planeta y recalentarse: es el efecto invernadero.
Sobre Venus, este nuevo fenómeno provocó un aumento de temperatura de la atmósfera y contribuyó a acelerar la evaporación de los océanos. Esto amplió aún el efecto invernadero, y así sucesivamente en un círculo vicioso.
El dióxido de carbono
El golpe de gracia para Venus se produjo cuando los océanos se hubieron evaporado completamente. Sin agua líquida para disolver el dióxido de carbono y azufre, estos gases también comenzaron a acumularse en la atmósfera y contribuir al efecto invernadero. La temperatura alcanza finalmente un nivel tal que hasta el dióxido de carbono ya aprisionado en las rocas fue liberado y soltado en la atmósfera.
El resultado de esta evolución es el infierno que observamos actualmente, una atmósfera dominada por el dióxido de carbono, con una temperatura de 460 grados.
La temperatura es ahora estable, ya que el círculo vicioso no está ya trabajando. Los rayos ultravioletas del Sol poco a poco disociaron las moléculas de agua en sus constituyentes, los átomos de oxígeno e hidrógeno, que se escapan hacia el medio interplanetario. Como el efecto invernadero principalmente se debía al vapor de agua, en adelante es estable.
El vulcanismo puede aún rechazar agua, pero ésta inmediatamente es disociada por los rayos ultravioletas del Sol, y sus constituyentes se combinan con el dióxido de azufre para formar nubes de ácido sulfúrico.
La Tierra
La Tierra, gracias a una órbita más alejada del Sol, conoció una evolución muy diferente a la de Venus.
Al principio, la atmósfera terrestre era probablemente muy similar, constituida principalmente de vapor de agua. Como sobre Venus, el enfriamiento del planeta después de su formación condujo al nacimiento de océanos.
Pero, gracias a una distancia superior al Sol, por lo tanto, una temperatura menor, estos océanos no estaban amenazados de evaporación. Al contrario, con un Sol más débil que hoy, estaban en peligro de solidificarse en hielo y transformar la Tierra en un mundo congelado que no vería nunca aparecer la vida.
El efecto invernadero
Afortunadamente para nosotros, la atmósfera también contenía dióxido de carbono, un compuesto capaz de permanecer bajo forma gaseosa a temperaturas más bajas que el vapor de agua. Este dióxido de carbono, presente en cantidad mucho más grande que hoy día, condujo a un efecto invernadero que permitió a la Tierra conservar una temperatura suficiente para que los océanos permanezcan bajo forma líquida.
Con el tiempo, la potencia del Sol aumentó hasta el nivel actual y aseguró una temperatura moderada a nuestro planeta. Paralelamente, la mayor parte del dióxido de carbono fue llevada poco a poco por las lluvias, disuelta en los océanos y capturada en las rocas sedimentarias de los fondos oceánicos.
Hoy día, el dióxido de carbono restante contribuye aún a aumentar la temperatura en una cuarentena de grados.
La aparición de la vida
La atmósfera de la Tierra a continuación fue afectada por un nuevo fenómeno, la aparición de la vida, en particular la instauración de la fotosíntesis, el proceso por el cual algunas células transforman la radiación solar en energía química consumiendo dióxido de carbono y emitiendo oxígeno.
El oxígeno comenzó a tener un impacto marcado sobre la atmósfera terrestre hace alrededor de dos mil millones de años. Gracias a él, un nuevo tipo de organismo pudo aparecer, que se apoyaba esta vez en la respiración, el proceso gracias al cual los animales producen energía consumiendo oxígeno y rechazando el dióxido de carbono.
El nivel de oxígeno se ha establecido hoy en aproximadamente el 21 por ciento, un valor de equilibrio entre fotosíntesis y respiración.
El resto de la atmósfera está principalmente formado por nitrógeno (N2), también debido a la presencia de la vida. Proviene de bacterias capaces de extraer el oxígeno de un tipo de rocas llamadas nitratos, un proceso que libera nitrógeno.
Marte
La evolución pasada de Marte está rodeada de más incertidumbre que la de la Tierra. En la teoría más extendida, la atmósfera marciana habría nacido en condiciones similares, con la desgasificación de grandes cantidades de vapor de agua y dióxido de carbono.
Gracias al efecto invernadero engendrado por estos gases, la temperatura habría sido suficiente para que el agua pueda existir bajo forma líquida durante un período muy largo.
La divergencia con la Tierra viene principalmente por el hecho de que Marte es un cuerpo más pequeño (una décima de la masa terrestre). En consecuencia, después de su formación, el planeta rojo contenía una cantidad de calor interno más bajo, y se enfría, así pues, más rápidamente. Por esta razón, la actividad geológica cesó bastante pronto en la historia de Marte.
Entonces, sin actividad volcánica a gran escala, el planeta no tenía ya los medios de reciclar en la atmósfera el dióxido de carbono aprisionado en las rocas. El fenómeno inverso, la absorción del gas, no se ve afectado, una cantidad cada vez más importante de dióxido de carbono atmosférico se encontró, pues, poco a poco incorporado a las rocas.
La caída de temperatura
La consecuencia directa de este fenómeno fue una bajada de intensidad del efecto invernadero, por lo tanto, una caída de temperatura. Se estableció un círculo vicioso, el enfriamiento, que provocaba más precipitaciones, y una disolución acelerada del dióxido de carbono, lo que implicaba a su vez una reducción de temperatura más pronunciada.
El agua, que no podía más existir bajo forma líquida, finalmente se transformó en hielo en una capa llamada permafrost situada bajo la superficie marciana.
es la capa de suelo permanentemente congelado —pero no permanentemente cubierto de hielo o nieve— de las regiones muy frías o periglaciares, como es la tundra. Puede encontrarse en áreas circumpolares de Canadá, Alaska, Siberia, Tíbet, Noruega y en varias islas del Océano Atlántico sur como las Islas Georgias del Sur y las Islas Sandwich del Sur. También se ha encontrado este fenómeno en la superficie del planeta Marte.
El permafrost se puede dividir en pergelisol, la capa helada más profunda, y mollisol, capa más superficial que suele descongelarse.
Durante cientos de miles de años, el permafrost del Ártico ha acumulado grandes reservas de carbono orgánico (se estima que de 1,4 a 1,85 billones de toneladas métricas).
El planeta acaba por presentar la cara que le conocemos actualmente, con una atmósfera baja, constituida principalmente de dióxido de carbono, y una ausencia total de agua bajo forma gaseosa o líquida.
Por supuesto, la descripción precedente es sólo una de las teorías que las misiones espaciales actuales tienen por objeto decidir. Es también posible que la cantidad de gas creada por la desgasificación haya quedado escasa. El efecto invernadero, pues, no habría sido suficiente para que se formen grandes extensiones de agua líquida.
El primer planeta del sistema solar es Mercurio, que se encuentra en una distancia media de 0,38 unidades astronómica del Sol (o sea, 58 millones de kilómetros). La órbita del planeta es una elipse relativamente plana, de modo que la distancia es en realidad muy variable, entre 0,31 y 0,47 unidades astronómicas.
La proximidad de Mercurio con nuestra estrella explica que, visto desde la Tierra, el planeta jamás se aleja mucho del astro del día. La separación angular máxima es sólo de 28 grados. Mercurio es, pues, visible desde la Tierra sólo durante un lapso de tiempo muy corto, en el momento de la subida o de la puesta del sol.
Además, Mercurio tiene un diámetro aparente muy bajo, lo que hace prácticamente imposible la observación del menor detalle en su superficie.
Una imagen de Mercurio tomada por la sonda Messenger en enero de 2008.
El período de rotación
Hubo que esperar los años 1960 y la utilización de un radar para medir el período de rotación del planeta. En esta época, los astrónomos enviaron ondas de radio hacia Mercurio y analizaron la señal reenviada. Las ondas reflejadas presentaban un desfase en longitud de onda vinculado al efecto Doppler inducido por el movimiento de rotación del planeta, lo que permitió medir su velocidad. El período de rotación fue así estimado en aproximadamente 59 días terrestres.
La particularidad de este valor es que corresponde exactamente a los dos tercios del periodo de revolución de Mercurio en torno al Sol, o sea, 88 días. No se trata de una coincidencia, sino del resultado de la influencia gravitacional del Sol sobre la rotación de Mercurio, un mecanismo también implicado en el caso de la Luna.
Observemos que para habitantes hipotéticos de Mercurio, la combinación de una rotación lenta y una revolución rápida tendría una consecuencia sorprendente. En efecto, sobre el mismo planeta, el intervalo entre dos pasos del Sol a la vertical de un punto determinado es igual al doble del período de revolución alrededor del Sol. ¡ Es decir, un día dura dos años!
Mercurio observado por la sonda Messenger el 14 de enero de 2008. El cráter Sullivan, a la derecha, tiene un diámetro de cerca de 135 kilómetros.
La atmósfera y la superficie
Con un diámetro de 4900 kilómetros, Mercurio es el segundo planeta más pequeño del sistema solar. Su masa y su gravedad son bajas, y el planeta, así pues, fue incapaz de retener una atmósfera. La sonda Mariner 10, que sobrevoló Mercurio en tres ocasiones, en 1974 y 1975, ha detectado, sin embargo, algunos rastros de gas raros como el argón, el neón y el helio.
La ausencia de atmósfera tiene como consecuencia una diferencia muy grande de temperatura entre el día y la noche. Mariner 10 mostró así que la temperatura sobre la cara expuesta al Sol era de cerca de 470 grados Celsius, mientras que desciende a -180 grados sobre la cara no alumbrada.
Mariner 10 aprovechó también sus sobrevuelos de Mercurio para fotografiar cerca del 45 por ciento de la superficie del planeta. Sus imágenes revelaron un mundo similar a la Luna, recubierto de una multitud de cráteres.
Ciertas formaciones son más originales, en particular escarpaduras muy largas, a veces longitudes de más de 500 kilómetros, que parecen trazar una cuadrícula enorme sobre el planeta. Estas escarpaduras probablemente se formaron cuando el planeta se enfrió después de su nacimiento y se estrechó agrietando su superficie.
Mariner 10 reveló también la presencia de un enorme cráter de 1300 kilómetros de diámetro, llamado Cuenca Caloris, nacido en la colisión con un gigantesco meteorito. Este acontecimiento fue tan catastrófico que creó ondas sísmicas que se propagaron y dieron origen a un macizo de montañas al otro lado del planeta, opuesto del cráter.
La sonda Messenger
A parte de Mariner 10 en los años 70, el planeta Mercurio sólo se visitó por otra sonda, Messenger, principalmente porque la proximidad del Sol hace la navegación muy delicada.
La sonda Messenger debió utilizar una órbita muy compleja con asistencia gravitacional de Venus y la Tierra para poder no sólo sobrevolar, sino también ponerse en órbita alrededor de Mercurio. Después de su lanzamiento, el 3 de agosto de 2004, la sonda en primer lugar volvió a pasar cerca de la Tierra en agosto de 2005, luego rozó Venus en octubre de 2006 y junio de 2007, antes de sobrevolar Mercurio en enero y octubre de 2008 y en septiembre de 2009, para ponerse finalmente en órbita alrededor del planeta en marzo de 2011.
El objetivo de la misión Messenger es comprender mejor un planeta que, a pesar de su relativa proximidad, es aún muy mal conocido. Los objetivos de la sonda son así estudiar la composición de la superficie, con el fin, en particular, de explicar la elevada densidad de Mercurio, de reconstruir su historia geológica a partir de observaciones topográficas, medir su campo magnético, determinar la estructura de su núcleo, analizar los materiales reflectantes cerca de los polos del planeta, así como los materiales raros volátiles de la atmósfera muy tenue de Mercurio.
Después de Mercurio, llegamos a Venus, a una distancia de cerca de 0,72 unidades astronómicas del Sol (108 millones de kilómetros). Visto desde la tierra, Venus jamás se aleja mucho del Sol, con una separación angular que alcanza como máximo 45 grados.
Venus es uno de los objetos más interesantes a observar, ya que, a causa de su revolución en torno al Sol, el planeta presenta, al igual que la Luna, un ciclo de fases visibles con ayuda de simples prismáticos. Además, cuando su revolución lo trae relativamente cerca de la Tierra, Venus es el objeto más luminoso del cielo después del Sol y la Luna.
Venus es muy semejante a la Tierra desde el punto de vista del tamaño (12.100 kilómetros de diámetro), de la masa y la composición química. La diferencia más aparente concierne a su aspecto exterior. En efecto, contrariamente a nuestro planeta, Venus presenta una atmósfera completamente opaca que nos impide observar su superficie.
Esta barrera fue un obstáculo principal en el estudio del planeta. Así pues, el periodo de rotación quedó desconocido hasta principios de los años sesenta, cuando los astrónomos se sirvieron de un radar para medirlo. Descubrieron entonces que Venus se distingue de otros planetas por una rotación en sentido opuesto del normal y por un período muy largo, de cerca de 243 días terrestres.
Venus comenzó verdaderamente a ser estudiado con la llegada de la era espacial. Fue el primer planeta del sistema solar que fue sobrevolado por una sonda, en este caso Mariner 2, en 1962. Toda una armada de sondas siguió, primero otras misiones americanas Mariner, que sobrevolaron el planeta, luego varias sondas soviéticas Venera y la americana Pioneer Venus Multiprobe, que se sumergieron en la atmósfera y se posaron en la superficie.
Finalmente, llegaron Pioneer Venus Orbiter, otras sondas Venera, así como la misión americana Magallanes, que se ponen en órbita alrededor del planeta y pueden cartografiar su superficie con la ayuda de radares.
La superficie
la topografía de Venus nos fue revelada principalmente por las sondas que se colocaron en órbita en torno al planeta y lo exploraron con ayuda de radares. Fue en primer lugar Pioneer Venus Orbiter, luego varias sondas Venera, y por fin la misión Magallanes que meticulosamente cartografió el 98 por ciento de la superficie del planeta en varios años, con una resolución del orden de 100 metros.
Las sondas revelaron que la superficie de Venus está dominada globalmente por inmensos llanos. Esta monotonía, sin embargo, está rota por dos enormes regiones de altas mesetas del tamaño de un continente, llamadas Aphrodite Terra e Ishtar Terra.
El suelo de Venus fotografiado por la sonda soviética Venera 13 en 1982
Los paisajes venusianos por su parte están dominados por formaciones volcánicas. Numerosos volcanes son visibles, en particular Maxwell Montes.
Maxwell Montes es una montaña de la superficie de Venus. Se encuentra en las coordenadas 65° de latitud norte y 6° de longitud este del planeta, en la altiplanicie de Ishtar Terra. Es el punto más alto de Venus, alcanzando casi los 11.000 m sobre el radio medio del planeta. Su base tiene un radio de 6051 kms. La vertiente occidental es muy empinada, mientras que la pendiente oriental desciende suavemente hacia la región de Fortuna Tessera.
También encontramos cúpulas extrañas en forma de crespón, probablemente debidas a una lava muy viscosa, así como numerosos rastros de antiguas corrientes de lava.
Todo parece, de hecho, mostrar que el planeta Venus fue muy activo desde el punto de vista volcánico hasta una época muy reciente, posiblemente apenas 10 millones de años antes de nuestra era. Las sondas no revelaron, sin embargo, ninguna actividad en la actualidad, y tampoco detectaron rastro de una tectónica de las placas como sobre Tierra.
Además de las formaciones volcánicas, la otra característica importante es la presencia de cráteres muy numerosos, todos ellos de diámetro superior a varios kilómetros, prueba de que la atmósfera muy densa ha hecho añicos todos los meteoritos de pequeño tamaño.
Por fin, el aspecto de la superficie ha sido revelado por algunas fotografías tomadas por las sondas Venera que se posaron con suavidad sobre el suelo. Estas imágenes muestran paisajes desérticos y rocosos, apareciendo anaranjados a causa de la atmósfera de Vénus.
La característica más notable de Venus probablemente es su atmósfera. Las sondas espaciales le encontraron una composición muy diferente a la de la Tierra, con más del 95 por ciento de gas carbónico, un poco de nitrógeno y rastros de otros gases.
También mostraron que la atmósfera no era opaca en conjunto. De hecho, son nubes concentradas en una capa relativamente fina situada entre 45 y 65 kilómetros de altitud que nos impiden observar la superficie.
Estas nubes están principalmente constituidas por gotitas de ácido sulfúrico, con un poco de agua y polvo de azufre. Se desplazan muy rápidamente, a 350 kilómetros por hora, y dan la vuelta al planeta en 4 días terrestres, lo que es 60 veces más rápido que la rotación del planeta.
Las condiciones atmosféricas en la superficie de Venus son muy hostiles. Hay una presión 90 veces más fuerte que sobre Tierra. La temperatura no es de permanecer allí, alcanzando 480 grados Celsius.
Es esta temperatura muy elevada que explica por qué Venus es tan diferente de la Tierra. Después de su formación, ambos planetas estaban rodeados de una atmósfera rica en gas carbónico y agua. Sobre la Tierra, el vapor de agua se condensó progresivamente para formar los océanos, y el gas carbónico atmosférico fue absorbido por las rocas. Sobre Venus, en cambio, a causa de la proximidad del Sol, la temperatura era demasiado alta para que estos dos procesos puedan producirse, y la atmósfera ha conservado más o menos su composición inicial.
Una fotografía de Venus tomada en 1990 por la sonda Galileo. La imagen ha sido colorizada para hacer aparecer detalles e indicar el color violeta del filtro utilizado. Se perciben numerosos detalles en las nubes de ácido sulfúrico que recubren el planeta.
El efecto invernadero
Aunque la proximidad del Sol es en parte responsable de la elevada temperatura sobre Venus, no explica por sí sola este valor de 480 grados. Ésta está vinculada a un fenómeno llamado efecto invernadero que se produce en la atmósfera.
Como su nombre lo indica, este fenómeno es de la misma naturaleza que el que causa el recalentamiento del aire en un invernadero de jardín. La luz que entra en un invernadero de jardín procedente del Sol y su máximo de intensidad se sitúa en visible, más concretamente en el color amarillo. Como el vidrio es transparente a la luz visible, la radiación solar no tiene ninguna dificultad para penetrar en el invernadero.
La materia presente en el interior puede, así pues, absorber la radiación y luego reemitirla. Pero la temperatura de esta materia es inferior a la del Sol, y la luz reemitida se produce en el dominio del infrarrojo. Sin embargo, el cristal es opaco al infrarrojo. La radiación reemitida por el interior del invernadero no puede, pues, ya escaparse hacia el exterior, la energía que transporta es atrapada y convertida en calor: el invernadero se calienta.
El fenómeno es similar en el caso de Venus, pero es el gas carbónico presente en la atmósfera el que desempeña el papel del vidrio. En efecto, como las paredes del invernadero de jardín, el gas carbónico es transparente a la luz visible, pero opaco al infrarrojo. Así pues, la luz solar atraviesa la atmósfera del planeta sin problema, pero una vez absorbida por el suelo, se reemite bajo forma infrarroja, se encuentra bloqueada por el gas carbónico y se pone a recalentar la atmósfera.
Es este mecanismo que hizo aumentar la temperatura de Venus poco a poco hasta alcanzar el valor actual. Observemos que el efecto invernadero existe también sobre la Tierra, pero de manera menos marcada, ya que la concentración en gas carbónico es mucho más escasa.
La Tierra con un diámetro de 12.800 kilómetros, ligeramente superior al de Venus, la Tierra es el planeta más grande del sistema solar interno. Ella orbita en torno al Sol a una distancia media de 150 millones de kilómetros en un año.
Esta distancia sirve de definición para la unidad astronómica, una unidad de distancia utilizada para medir las distancias en el sistema solar. El plano de la órbita de la Tierra en torno al Sol se llama el plano de la eclíptica, y sirve también de referencia en el sistema solar.
Una imagen de la Tierra tomada por la sonda Galileo en el momento de su primer sobrevuelo de nuestro planeta en 1990.
Las estaciones
La Tierra gira sobre sí misma en un poco menos de 24 horas, lo que da lugar a la alternancia de los días y las noches.
Su eje de rotación está inclinado 23 grados con relación a la dirección perpendicular al plano de la eclíptica. Este eje guarda una dirección más o menos fija con relación a las estrellas, pero, en el curso de la órbita terrestre, cambia su dirección con relación al Sol. Es esta particularidad que da lugar a las estaciones.
Así pues, a finales del mes de junio, el hemisferio norte de nuestro planeta está ligeramente inclinado hacia Sol y recibe más radiación: los días son más largos y las temperaturas más calientes, el verano comienza en el hemisferio norte.
Al contrario, a finales del mes de diciembre, es el hemisferio sur el que se inclina hacia el Sol. En el hemisferio norte, los días son más cortos y las temperaturas más bajas, es el invierno que comienza.
En los períodos de transición, ninguno de los hemisferios es privilegiado, las temperaturas son medias, al igual que la duración de los días, es la primavera o el otoño.
La atmósfera
Una de las características que distinguen nuestro planeta es la composición de su atmósfera. Esta última contiene el 78 por ciento de nitrógeno, el 21 por ciento de oxígeno, estando constituido el resto por gases raros como el argón, gas carbónico, vapor de agua y rastros de otros constituyentes, sin olvidar numerosas partículas en suspensión.
A modo de comparación, los planetas Venus y Marte tienen una atmósfera dominada por el gas carbónico, con un poco de nitrógeno y prácticamente ningún oxígeno.
La gran cantidad de oxígeno presente es una consecuencia directa del fenómeno terrestre más notable: la vida. Es en efecto el desarrollo de organismos vivos que transformó lentamente nuestra atmósfera inyectando oxígeno.
Una aurora austral fotografiada desde el cohete espacial en el momento del máximo solar de 1991.
Los límites de la atmósfera no están bien definidos. La densidad disminuye con la altitud, pero la atmósfera es todavía detectable a millares de kilómetros de altitud.
Las variaciones de temperatura con la altitud permitieron definir varias capas en la atmósfera.
A partir del suelo, la temperatura disminuye hasta alcanzar un mínimo de -55 grados Celsius a una altura de aproximadamente 10 kilómetros. Esta capa se llama la troposfera, y contiene las tres cuartas partes de la masa total de la atmósfera. Es allí donde se producen todos los fenómenos meteorológicos como las nubes o la lluvia.
Por encima de la troposfera, la temperatura sube hasta alcanzar cero grados Celsius hacia una altitud de 50 kilómetros: es la estratosfera. Encontramos allí, en particular las moléculas de ozono que desempeñan un papel esencial absorbiendo los rayos ultravioletas del Sol, impidiéndoles alcanzar el suelo. Es, por otra parte, esta absorción que produce el aumento de temperatura en la estratosfera.
Entonces, la temperatura empieza de nuevo a descender hasta los 85 kilómetros, esta es la mesosfera; después, al volver a subir, es la termosfera, la capa en la cual los pequeños cuerpos del sistema solar se consumen dando lugar a meteoros o estrellas fugaces.
Más allá de 500 kilómetros aproximadamente, se habla de la exosfera. A este nivel, los principales constituyentes son el hidrógeno y el helio. Éstos apenas están ya vinculados a la Tierra y pueden, pues, escaparse a su gravedad y huir hacia el medio interplanetario.
El magnetismo
Otro elemento igualmente importante en la cercanía de la Tierra es el campo magnético. Como podemos verificarlo todos los días con la ayuda de una brújula, la Tierra está provista de un campo magnético. Éste, probablemente encuentra su origen en las corrientes eléctricas que circulan en la parte líquida del núcleo de hierro de nuestro planeta.
El eje del campo magnético no está alineado sobre el eje de rotación, sino inclinado alrededor de 11 grados. Esto explica que el polo Norte magnético se encuentra en Canadá, relativamente lejos del polo Norte geográfico definido por el eje de rotación.
La acción del campo magnético da origen a una región del espacio, llamada magnetosfera, en la cual el movimiento de las partículas está dictado por el campo magnético terrestre.
La forma de la magnetosfera está definida por la interacción de las partículas del viento solar con nuestro campo magnético, y depende, pues, de la actividad de nuestra estrella. En la dirección del Sol, la magnetosfera se extiende por término medio hasta 60.000 kilómetros, pero, en la dirección opuesta, se estira formando una cola que puede extenderse hasta millones de kilómetros.
Una vista de artista de la interacción entre el viento solar y la magnetosfera terrestre (escala no respetada).
Cuando las partículas del viento solar alcanzan nuestro planeta, la inmensa mayoría son desviadas por el campo magnético y rodean la magnetosfera. Algunas partículas que consiguen penetrar son cogidas en la trampa y se ponen a girar en espiral alrededor de las líneas de campo, y a viajar alternativamente de un polo magnético al otro.
Este movimiento da origen a dos zonas ricas en partículas, los cinturones de radiación de Van Allen, del nombre de su descubridor. Cada una de estas zonas tiene la forma de un anillo que rodea la Tierra. La primera se encuentra aproximadamente a 5000 kilómetros de altitud y contiene sobre todo protones energéticos. La segunda se encuentra a 25.000 kilómetros y contiene electrones y protones de energía menor. Anotemos que los cinturones de Van Allen constituyen el primer gran descubrimiento hecho por los satélites artificiales.
De vez en cuando, en particular después de una erupción solar, electrones y protones energéticos consiguen penetrar en la alta atmósfera al nivel de las regiones polares. Ionizan entonces los átomos y las moléculas presentes y dan lugar a un fenómeno luminoso llamado aurora boreal o austral, según el polo en cuestión.
La estructura interna
La observación de los terremotos y de las ondas sísmicas que se producen nos permite estudiar la estructura interna de nuestro planeta. Observando en diferentes puntos del globo las vibraciones creadas por un terremoto, es posible reconstruir la trayectoria que las ondas sísmicas han recorrido en el globo. Como esta trayectoria depende de la naturaleza de los materiales encontrados, nos permite remontar a la estructura interna de nuestro planeta.
Otro medio de estudio es el análisis de las rocas expulsadas por los volcanes, que nos revela por su parte la composición química de las capas profundas.
Este tipo de estudio reveló que nuestro planeta está constituido de tres capas que difieren esencialmente por su composición química.
La primera capa hundiéndose en el globo es la corteza. Su espesor es de una decena de kilómetros bajo los océanos y de una cuarentena bajo los continentes. Esta capa está compuesta de rocas sedimentarias de granito y basalto, habiendo sido mezclados estos constituyentes más o menos bajo el efecto de la actividad geológica intensa de la Tierra.
Abajo se encuentra el manto, una capa sólida de cerca de 3000 kilómetros de profundidad formada de silicatos ricos en hierro y magnesio.
Por fin, en el centro, se encuentra el núcleo, esencialmente compuesto de hierro y un poco de níquel. Este núcleo está, de hecho, compuesto de dos capas: el núcleo externo, líquido, y el núcleo interno, sólido. En el centro, la temperatura es de cerca de 5000 grados Celsius, y la presión varios millones de veces la de la superficie.
La tectónica de placas
Una de las características que hace de la Tierra un planeta muy especial es la presencia de una tectónica de placas.
La corteza y la parte externa del manto forman una capa de algunas decenas de kilómetros, llamada la litosfera, que se distingue por su rigidez. Abajo, se encuentra la astenosfera, una capa menos rígida sobre la cual la litosfera puede desplazarse lentamente.
La litosfera no está hecha de un solo bloque, sino dividida en varias placas que pueden desplazarse ligeramente unas con relación a las otras deslizándose sobre la astenosfera.
Los montes Everest (a la derecha) y Makalu (a la izquierda), vistos desde la estación espacial internacional, en el corazón de uno de los resultados más espectaculares de la tectónica de placas, el macizo del Himalaya.
Estas placas se desplazan bajo el efecto de la convección en el manto. En efecto, la energía producida por la desintegración de núcleos radiactivos en el centro de la Tierra es transportada hacia el exterior por un fenómeno de convección: las rocas calientes remontando hacia la superficie, las rocas enfriadas sumergiéndose hacia las profundidades.
Estos movimientos de materia en la astenosfera provocan el desplazamiento de las placas de la litosfera, un fenómeno que se designa bajo el nombre de tectónica de placas. Así, por ejemplo, la placa que lleva América del sur se separa de la que lleva África a una velocidad de aproximadamente tres centímetros al año.
La tectónica de placas es responsable de la inmensa mayoría de las formaciones geológicas presentes sobre Tierra. Así, en el momento de la colisión de dos placas, puede nacer una cadena montañosa. Es, por ejemplo, la colisión de las placas que llevan la India y China que dio origen al Himalaya. También pasa que una placa se hunde bajo otra —hablamos de subducción— llevando al mismo resultado, como en el caso de los Andes.
Las consecuencias de la actividad geológica
Una de las consecuencias más importantes de la tectónica de placas es la renovación de la superficie terrestre. En medio del Océano Atlántico se encuentra una enorme cresta llamada dorsal oceánica. En este lugar, dos placas se separan y permiten a rocas fundidas del manto remontar a la superficie.
El fenómeno opuesto se produce en las zonas de subducción donde una placa vuelve a bajar hacia las profundidades.
Así por el juego de estos dos fenómenos, la materia del manto remonta permanentemente a la superficie antes de volver a sumergirse después de cientos de millones de años. La consecuencia es una renovación permanente de la superficie de la Tierra, sin equivalente en el sistema solar.
Esto explica en particular, que aunque la Tierra ha estado sometida a un intenso bombardeo meteoríticos en su juventud, todo rastro ha sido borrado hace mucho tiempo, y los cráteres meteoríticos son ahora raros en la superficie de nuestro planeta.
Una consecuencia de la actividad de nuestro planeta es la inyección de gas carbónico en la atmósfera.
En efecto, el gas carbónico atmosférico se disuelve fácilmente en las aguas de lluvia y es inyectado rápidamente en el suelo en forma de carbonatos, o bien se disuelve en los océanos. Si permaneciera aprisionado en las rocas o los océanos, el efecto invernadero sobre nuestro planeta disminuiría, y la temperatura se pondría a disminuir, como fue el caso de Marte.
La inyección en la atmósfera del gas aprisionado en las lavas volcánicas permite al nivel de gas carbónico ser estable, y asegura una temperatura moderada para nuestra atmósfera.
La temperatura media de la Tierra en su conjunto no es estable, sino que varía con el tiempo, como lo prueba el análisis de las capas geológicas. Nuestro planeta, por ejemplo, era una decena de grados más frío hace 20.000 años, durante el apogeo del último periodo glaciar.
Estas variaciones son, sin embargo, muy lentas, la temperatura solo ha fluctuado 0,2 grados entre el año mil y finales del siglo XIX. El hecho que inquieta a la comunidad internacional en la actualidad es la aceleración del fenómeno, que se produce desde ahora en adelante a un ritmo inigualado en el pasado.
Así pues, desde finales del siglo XIX, en apenas un centenar de años, la temperatura media del globo aumentó en 0.6 grados. Lo peor, las simulaciones por ordenador parecen indicar que el recalentamiento va a acelerarse, y la temperatura media podría en consecuencia aumentar de 1,4 a 5,8 grados de aquí a finales del siglo XXI.
Es este fenómeno que se llama el recalentamiento climático.
El efecto invernadero
Las variaciones de temperatura de la atmósfera están generalmente vinculadas a diferentes factores, como las fluctuaciones de la actividad del Sol o la velocidad de rotación de la Tierra. Pero la mayoría de los científicos piensan que la causa principal del recalentamiento actual del planeta es un fenómeno diferente, llamado «efecto invernadero».
Se trata de un proceso por el cual una gran parte de la energía del Sol que alcanza la Tierra es almacenada por la atmósfera de nuestro planeta, en vez de reflejada y reenviada hacia el espacio.
La naturaleza de la radiación que emite un cuerpo depende de su temperatura. El Sol, con una temperatura de superficie de 6000 grados, emite principalmente en el domino visible, y su energía atraviesa fácilmente nuestra atmósfera.
Pero, como la temperatura de la Tierra es mucho más baja que la del Sol, nuestro planeta reemite esta energía en forma de radiación infrarroja. Entonces, ciertos gases de la atmósfera como el dióxido de carbono, el metano y el protóxido de nitrógeno, aunque transparentes en el dominio visible, son opacos a la luz infrarroja. Bloquean, pues, la radiación reemitida, absorben su energía y se recalientan.
Una gran parte de la energía solar que nos alcanza es así absorbida por la atmósfera terrestre, un fenómeno que también se encuentra a una escala más espectacular sobre el planeta Venus.
La responsabilidad humana
La causa más probable de la aceleración del efecto invernadero y del recalentamiento climático desde finales del siglo XIX es el impacto del hombre en su medio ambiente.
Enormes cantidades de gas de efecto invernadero son, en efecto, soltadas en la atmósfera por distintas actividades modernas como la utilización de combustibles fósiles en la industria y los transportes, así como algunas prácticas agrícolas como la deforestación y la ganadería.
Consideramos así, por ejemplo, que la concentración del dióxido de carbono en la atmósfera aumentó un 30 por ciento desde el principio de la era industrial, lo que contribuye de manera no despreciable al efecto invernadero.
En los 150 últimos años, los glaciares alpinos como el de Aletsch en Suiza habrían perdido por término medio la mitad de su volumen.
Los efectos del recalentamiento
Los efectos del recalentamiento ya se hacen ver con, por ejemplo, la retirada de algunos glaciares, una subida de una decena de centímetros del nivel de los océanos por expansión térmica del agua, así como la reducción de grosor del casquete polar ártico.
La aceleración del fenómeno durante el curso del siglo XXI debería conducir a efectos más señalados, en particular un aumento más neto del nivel medio de los océanos y variaciones extremas en las condiciones meteorológicas, con la clave de olas de calor y períodos de fuertes precipitaciones.
Los efectos pronto se harán sentir sobre las poblaciones humanas con más inundaciones, más períodos de sequedad, problemas de abastecimiento de agua potable, desarrollo de enfermedades como la malaria, la desaparición de ciertas zonas costeras o de islas de baja altitud.
A más largo plazo, se pueden prever fenómenos como la fundición del casquete glaciar que cubre Groenlandia, lo que conduciría a una subida de 6 metros del nivel de los océanos, con un impacto en la mayoría de las regiones costeras del mundo.
La Luna posee un diámetro de 3480 kilómetros, o sea, alrededor de un cuarto del de la Tierra. Gira en torno a nuestro planeta a una distancia media de 384.000 kilómetros, en una órbita ligeramente inclinada con relación al plano de la eclíptica.
La Luna gira sobre sí misma en poco más de 27 días. Un fenómeno notable es el hecho de que este período de rotación es exactamente igual al período de revolución sideral de la Luna, es decir, el tiempo empleado por nuestro satélite para efectuar una vuelta completa alrededor de la Tierra y encontrarse en la misma posición en el cielo. La igualdad entre estos dos valores es la razón por la cual observamos siempre la misma cara de la Luna.
Esta igualdad se origina en el hecho de que la Luna no es perfectamente esférica, sino ligeramente alargada. La fuerza de gravitación de la Tierra está, en consecuencia, en condiciones de frenar o acelerar la rotación de la Luna sobre sí misma, y pudo en el pasado forzar al eje de alargamiento lunar alinearse en la dirección Tierra-Luna. Desde que se alcanzó este punto estable, el alargamiento de la Luna está bloqueado en nuestra dirección, y el satélite nos presenta siempre la misma cara.
Un mosaico de imágenes de la Luna tomadas por la sonda Galileo en 1992.
Señalemos que podemos, de hecho, observar ligeramente solo la mitad de la superficie. En efecto, la órbita de la Luna no es perfectamente circular, y su eje de rotación no es exactamente perpendicular a esta órbita. La Luna oscila, pues, ligeramente con relación a su punto de equilibrio, un fenómeno conocido bajo el nombre de «libración». Esto nos permite a largo plazo observar hasta el 59 por ciento de la superficie lunar sin dejar la Tierra.
Los eclipses
A causa de su revolución alrededor de nuestro planeta, la Luna cambia constantemente de posición con relación a la dirección Sol-tierra. La dirección de su parte iluminada con relación al eje Tierra-luna varía, pues, lo que explica que en el curso de un mes lunar su aspecto cambia y pasa por una serie de fases.
Así, por ejemplo, cuando la Luna se encuentra directamente entre el Sol y la Tierra, la parte alumbrada del satélite nos es invisible, y hablamos de Luna nueva. Al contrario, cuando la Luna se encuentra en la dirección opuesta al Sol, podemos observar la parte alumbrada en su totalidad, y es calificada de Luna llena.
Eclipse de Sol
Un eclipse de Sol se produce cuando la Luna se encuentra exactamente entre la Tierra y el Sol. Para un observador sobre la Tierra, tres casos hipotéticos son entonces posibles.
En el caso más favorable, el de un eclipse total, el disco lunar está bien centrado y esconde completamente la superficie del Sol. La oscuridad cae entonces justo en medio del día y puede durar varios minutos. Así como la superficie del Sol se oculta, su cromosfera y su corona son visibles y dan lugar a un espectáculo magnífico.
En un segundo caso, el disco lunar no se centra en el de Sol. Sólo se oculta entonces una parte de la superficie de nuestra estrella, y se habla de un eclipse parcial, un fenómeno mucho menos espectacular.
Por fin, el último caso se produce cuando las distancias relativas de los tres cuerpos son tales que el disco lunar es más pequeño que el del Sol. En este caso, sólo la parte central del Sol se esconde, y hablamos de un eclipse anular, ya que un anillo de luz parece rodear el disco de la Luna.
Los eclipses anulares se producen cada año (a veces cada dos o tres años), pero raramente son visibles desde nuestro país. El último que pasó por la Península Ibérica fue hace más de dos siglos, y el próximo pasará en 2026.
Eclipse Solar Total.
Eclipse de Luna
Un eclipse de la Luna se produce cuando la Tierra pasa exactamente entre el Sol y nuestro satélite. La luz solar entonces está bloqueada por la Tierra, y la Luna ya no está alumbrada completamente.
Incluso en el mejor caso, el de una alineación perfecta, la Luna no desaparece del cielo. En efecto, los rayos del Sol que pasan por los alrededores de la Tierra son desviados por nuestra atmósfera, y una fracción llega débilmente para alumbrar la Luna.
Tengamos en cuenta aún que, al pasar por nuestra atmósfera, la luz solar sufre un fenómeno de difusión que afecta sobre todo a su parte azul y menos su parte roja. La luz que alcanza nuestro satélite es, pues, más bien roja, lo que explica el aspecto rojizo de los eclipses de Luna.
Diagrama de un eclipse lunar.
Se producen entre cuatro y siete eclipses al año. Contamos por término medio tantos eclipses del Sol como de la Luna.
Los eclipses de la Luna parecen más corrientes, porque cuando se producen son observables por la mitad de los habitantes de la Tierra, mientras que los eclipses del Sol sólo pueden ser observados sobre una banda muy estrecha de la superficie de la tierra. Así, los habitantes de una región determinada del globo observarán muchos menos eclipses del Sol que de la Luna en un período dado.
La Luna, en el curso de las últimas décadas ha sido visitada por numerosas sondas espaciales. La primera, Lunik 1 (Luna 1), fue soviética y rozó nuestro satélite a una distancia de 6000 kilómetros, en 1959. Fue seguida por otras numerosas sondas, Luna, Zond o Ranger en los años 60. En particular, la sonda Luna 3 fue la primera, en 1959, en enviarnos imágenes de la cara oculta de la Luna.
La primera unidad en posarse con suavidad sobre la superficie fue Luna 9 en 1966, seguida rápidamente por otras sondas Luna y por las sondas americanas Surveyor. La primera sonda en ponerse en órbita fue Luna 10, en 1966, rápidamente imitada por las sondas americanas Lunar Orbiter (‘orbitador lunar’) que cartografiaron nuestro satélite.
Descripción: el astronauta Buzz Aldrin, piloto del módulo lunar, camina sobre la superficie de la Luna cerca de la pata del módulo lunar (LM) Eagle durante el paseo lunar del Apolo 11 (EVA). El astronauta Neil A. Armstrong, comandante, tomó esta fotografía con una cámara de 70mm. Mientras los astronautas Armstrong y Aldrin descendieron en el módulo lunar (LM) Eagle para explorar la región del Mar de la Tranquilidad, el astronauta Michael Collins, piloto del módulo de mando, se quedó con los módulos de mando y servicio (CSM) Columbia en la órbita lunar.
Esta es la fotografía original, tomada por Armstrong. En algunas versiones muy difundidas en los medios, se hicieron dos retoques: una pequeña rotación para alinear al astronauta verticalmente, y un agregado de cielo negro en la parte superior; esto último se comprueba observando que la fotografía original incluye el comienzo de una antena sobre el casco de Aldrin, que queda recortada cerca de su base. Véase una explicación completa del trucaje, con ilustraciones, en el Diario del Apolo sobre la superficie lunar.
El punto culminante de la exploración lunar fue, por supuesto, la llegada del hombre, el 20 de julio de 1969, durante la misión Apolo 11. En total, seis misiones habitadas se posaron sobre la superficie de la Luna entre 1969 y 1972. Estas misiones tenían ante todo un carácter simbólico y político en esta época de guerra fría, pero también fueron la oportunidad de numerosas experiencias, en particular sobre la atmósfera lunar, su campo magnético, su estructura interna o el viento solar.
Estas seis misiones también permitieron la recogida de rocas lunares que se trajeron a la Tierra para su análisis. Tengamos en cuenta que otras rocas también fueron traídas a la Tierra por sondas automáticas soviéticas, en particular Luna 24 que fue la última sonda lunar de los años 70.
La penúltima visita de la Luna se remonta a 1994 con la misión Clementine. Esta sonda, una colaboración entre la NASA e instituciones militares, pasó dos meses en órbita alrededor de nuestro satélite. Tomó en particular imágenes de la superficie lunar en 4 longitudes de onda y efectuó medidas altimétricas por láser.
Estas observaciones permitieron establecer una carta mineralógica de la superficie lunar, así como una carta topográfica. Un problema de ordenador desgraciadamente impidió a Clementina cumplir la segunda parte de su misión, el sobrevuelo del asteroide Geógrafo.
La última visita data de 1998 con la misión Lunar Prospector. Esta sonda estuvo en órbita lunar aproximadamente 18 meses, con el objetivo de estudiar la composición de la superficie, medir el campo magnético y analizar las variaciones del campo gravitacional de la Luna.
Uno de los resultados más importantes fue la detección de concentraciones fuertes de hidrógeno en ambos polos, signo de la presencia de cantidades significativas de hielo en algunos cráteres cuyo interior jamás está alumbrado y recalentado por el Sol.
La misión se acabó cuando la sonda fue forzada, de modo deliberado, para estrellarse dentro de un cráter cerca del polo Sur. Los científicos esperaban así provocar la aparición de vapor de agua a partir de posibles capas de hielo, pero las observaciones desde la Tierra no detectaron nada.
La atmósfera de la Luna es muy tenue, solamente con algunos rastros de gases raros como el argón, el neón o el helio. La gravedad de nuestro satélite es, en efecto, demasiado débil para retener una atmósfera significativa, y el viento solar barrió desde hace tiempo algunos rastros residuales.
Esta ausencia de atmósfera es responsable de una amplitud térmica muy grande, al pasar la temperatura de -170 grados Celsius sobre la cara nocturna a 120 grados sobre la cara expuesta al Sol.
El campo magnético de la Luna es muy débil y fuertemente variable según la región considerada. El análisis de las rocas lunares reveló, sin embargo, que la Luna había conocido un campo más fuerte en una época en la que su núcleo de hierro era líquido y en rotación. Este campo, sin embargo, desapareció casi enteramente, ya que el núcleo se enfrió finalmente y se solidificó.
Los cráteres
La superficie de la Luna nos es bien conocida hoy. Las sondas en órbita la cartografiaron de manera muy precisa, y fue efectuado un análisis detallado de sus rocas, o en el mismo lugar por algunas sondas, o sobre la Tierra gracias a las muestras traídas.
Los dos elementos que caracterizan la superficie lunar son la presencia de una multitud de cráteres de todas las medidas y las inmensas extensiones oscuras, llamadas mares lunares.
Misión Apollo 17 de diciembre de 1972.
El astronauta Eugene A. Cernan (comandante) hace una corta comprobación del LRV (vehículo todo terreno lunar) al principio de la primer salida del módulo Apollo 17 (EVA-1) sobre el lugar de aterrizaje de Taurus-Littrow. Esta vista muestra una versión “sin opciones” del LRV antes de la colocación de diferentes aparatos. Estos aparatos incluyeron una cámara de televisión, un canal de comunicación lunar, una antena a alta ganancia, otra de baja ganancia y otros equipamientos científicos. Foto tomada por el científico y astronauta Harrison H. Schmitt, el piloto del módulo lunar. La montaña en el fondo a la derecha es el extremo oriental del macizo del Sur.. Mientras que Cernan y Schmitt alunizaron a bordo del módulo lunar, Ronald E. Evans permaneció en órbita.
Desde la Tierra son visibles varias decenas de millares de cráteres de un diámetro superior al kilómetro. Las sondas por su parte revelaron millones de cráteres de más pequeña medida.
El origen de los cráteres suscitó mucho tiempo un debate entre adeptos de un origen volcánico y partidarios de un origen meteorítico, pero es finalmente esta última opción la que ha sido aceptada en la mayoría de los casos.
Cráteres de todas las medidas están presentes, porque ninguna atmósfera impide a los pequeños meteoritos alcanzar el suelo. Además, la superficie lunar no está sometida a la erosión ni a la tectónica de placas, y estos cráteres tienen, pues, miles de millones de años delante de ellos.
Los mares
La observación cercana de los mares mostró que este nombre era totalmente impropio, ya que simplemente se trata de grandes extensiones de roca oscura. Su tamaño es impresionante, el mar más grande alcanza un diámetro de más de 1100 kilómetros.
El origen de los mares tiene que buscarse en la historia de la Luna. Nuestro satélite nació hace 4,6 mil millones de años como los otros cuerpos del sistema solar. Durante los 800 primeros millones de años, estuvo sometido a un bombardeo intenso meteorítico que cubrió de cráteres la superficie sólida recién formada. En particular, los impactos más grandes dieron origen a llanuras inmensas.
Hace 3,8 mil millones de años, la inmensa mayoría de los pequeños cuerpos del sistema solar había sido capturada por los planetas, y la intensidad del bombardeo disminuyó, dejando el sitio a algunos impactos esporádicos.
Durante los 800 millones de años que siguieron, la Luna fue la sede de una gran actividad interna. El calor soltado por la desintegración de núcleos radiactivos contenidos en las rocas provocó la fusión de las rocas presentes bajo la superficie.
Estas remontaron entonces en forma de lava y vinieron a llenar las inmensas llanuras. Así es como se formaron los mares, cuyo color oscuro se debe a la naturaleza de sus rocas.
Durante los tres últimos miles de millones de años, la actividad interna o meteórica fue muy escasa, como lo demuestra la superficie de los mares que está muy poco caracterizada.
Tengamos en cuenta que la cara oculta está casi completamente desprovista de mares. Esto se debe al hecho de que la corteza allí es más espesa y pudo impedir a la lava remontar hacia la superficie.
La estructura interna
Los sismógrafos colocados en la superficie de la luna detectaron algunas sacudidas internas muy débiles. La inmensa mayoría son probablemente debidas a deformaciones del globo lunar bajo la acción de la gravedad de nuestro planeta. Otras son causadas por impactos meteoríticos. Algunas han sido creadas artificialmente durante las misiones americanas dejando caer sobre la superficie los cuerpos de cohete.
El análisis de todas estas sacudidas permitió estimar la estructura interna de la Luna. Mostró que nuestro satélite está cubierto de una capa gruesa de 60 kilómetros de espesor sobre la cara visible y de 100 kilómetros sobre la cara oculta. Abajo se encuentra un manto grueso de más de 1100 kilómetros. Por fin, en el centro se encuentra un pequeño núcleo de cerca de 700 kilómetros de diámetro.
Los polvos y rocas lunares
Se encuentran en la superficie de la Luna dos componentes diferentes: rocas y polvo. Un análisis muy preciso de las rocas lunares fue posible por la vuelta a la Tierra de alrededor 400 kilogramos de muestras.
Las rocas son de tamaños muy distintos y se clasifican en dos categorías principales. Los mares están así formados de basalto, una roca oscura similar a la lava terrestre, mientras que las otras regiones contienen anortosita, una roca clara formada de silicatos, y conteniendo mucho calcio y aluminio.
En la superficie, encontramos una capa de polvo de varios centímetros de espesor. Este polvo, principalmente constituido de pedazos de rocas, aparece grisáceo o parduzco según la iluminación. Se forma bajo el efecto del bombardeo incesante de micrometeoritos o partículas del viento solar, así como de las fuertes variaciones de temperatura que hacen estallar las rocas.
Directamente bajo la capa de polvo, encontramos un estrato de rocas quebrantadas, con un espesor de una decena de metros. Para evitar llamar este material como en la tierra, lo llamamos Regolito.
El problema del origen de la Luna todavía no ha sido resuelto de modo definitivo. Tres escenarios diferentes dominaron mucho tiempo el debate.
El primer escenario era el de la fisión. Justo después de su formación, la Tierra era una masa líquida en rotación relativamente rápida. A causa de la fuerza centrífuga, nuestro planeta habría eyectado una fracción de su masa que finalmente se habría aglomerado para dar origen a la Luna.
El segundo escenario era el de la creación simultánea: la Tierra y la Luna se habrían formado simultáneamente a partir de la misma fuente de polvo.
Por fin, el tercer escenario era el de la captura, según el cual la Luna se habría formado en una región diferente del sistema solar, pero habría sido capturada en cierto momento por el campo de gravedad de la Tierra.
El par Tierra-luna visto por la sonda Galileo en 1990 desde una distancia de 6 millones de kilómetros.
Tres escenarios con problemas
De hecho, ninguna de estas antiguas teorías es verdaderamente satisfactoria.
El análisis de las rocas lunares puso de manifiesto que su composición química era diferente de la de las rocas terrestres, en particular en lo que concierne a la proporción de hierro. La Luna no puede, por tanto, estar únicamente formada por materia arrancada de la Tierra, y tampoco pudo simplemente nacer en la misma región que la Tierra.
Además, el primer escenario exige una velocidad de rotación excesivamente grande, y el segundo es incapaz de explicar porqué la Luna posee un núcleo mucho más pequeño que la Tierra.
Por fin, el tercer escenario no es satisfactorio, porque es extremadamente difícil imaginar cómo la Tierra habría podido capturar un objeto tan masivo como la Luna y traerlo a una órbita estable.
Además, el análisis de la proporción de diferentes núcleos atómicos muestra una similitud muy fuerte entre la Tierra y la Luna, lo que es muy difícil de explicarse si los dos cuerpos se crearon independientemente.
Una colisión
Varios planetólogos propusieron así, en 1975, el cuarto escenario más complicado del origen de la Luna. Según ellos, muy pronto en la historia del sistema solar, una colisión se habría producido entre la Tierra y otro objeto del tamaño de Marte. Esta colisión habría provocado la eyección de una cantidad enorme de materia que se habría aglomerado para dar origen a la Luna.
Esta última teoría puede explicar todas las diferencias o similitudes entre la Tierra y la Luna, y es, pues, la teoría mejor aceptada hoy.
En la época del impacto, la mayor parte del hierro de la Tierra ya se había reunido en el núcleo. La materia eyectada provenía principalmente del manto, más pobre en hierro, lo que explica que la Luna contiene una proporción baja de este elemento.
La similitud en la proporción de diferentes núcleos atómicos es debida al hecho de que ambos cuerpos tienen un origen común.
Por fin, la naturaleza muy aleatoria de un impacto explica por qué la Tierra es el único planeta del sistema solar interno que posee un satélite tan grande.
Después de la Tierra, encontramos Marte, a una distancia media de cerca de 1,5 unidades astronómicas del Sol, o sea, 230 millones de kilómetros. Contrariamente a otros planetas, Marte tiene un período de rotación muy próximo al de la Tierra, la alternancia entre el día y la noche se hace, pues, al mismo ritmo que en nuestro planeta.
La inclinación del eje de rotación con relación al plano de la órbita también tiene un valor similar, lo que conduce al planeta a estar sometido a un ciclo de estaciones semejante al de la Tierra, ligeramente más lento, ya que el año marciano es más largo que el nuestro.
Visto desde la Tierra, el planeta aparece generalmente rojizo, con algunas zonas oscuras y regiones polares blanquecinas. Con la alternancia de las estaciones, su aspecto cambia mucho. En verano, las zonas polares se reducen y las zonas oscuras se extienden. En invierno, la cobertura blanca sobre los polos está muy marcada y las zonas oscuras se hacen más discretas.
Estas zonas oscuras son unas regiones de rocas más sombrías, y su cambio de aspecto es probablemente debido a una capa de polvo de espesor variable con las estaciones. El aspecto rojo del planeta es, por su parte, debido a la presencia de óxido de hierro.
Mosaico de Marte construido a partir de 102 imágenes tomadas en las misiones Viking. La imagen está centrada en la región Valles Marineris, un sistema de cañones de 3000 kilómetros de longitud y una profundidad máxima de 8 kilómetros. Se perciben a la izquierda los volcanes de Tharsis, todos de una altitud considerable.
La exploración de Marte por sondas espaciales comenzó en 1965 con un sobrevuelo por Mariner 4. Otras dos sondas Mariner hicieron lo mismo, luego fue Mariner 9 que se puso en órbita alrededor del planeta y tomó imágenes durante casi un año.
En 1976, fueron las dos sondas Viking que estudiaron Marte durante varios años. Cada una estaba compuesta de una sonda en órbita que tomaba imágenes de la superficie y estudiaba la atmósfera, y de una sonda que se posaba sobre la superficie, efectuaba medidas meteorológicas y sismológicas y analizaba algunas muestras del suelo, en particular para detectar posibles rastros de vida.
Junto a estos inmensos éxitos, Marte dio también lugar a grandes decepciones, en particular con el fracaso de la sonda Mars Observer en 1993 y del aterrizador Beagle 2 en 2003.
La atmósfera
El planeta Marte tiene un diámetro de 6800 kilómetros. Posee una atmósfera muy tenue con una presión inferior a un uno por ciento del valor terrestre. La atmósfera está constituida de gas carbónico en más del 95 por ciento, un poco de nitrógeno, argón y oxígeno, y rastros de otros gases. También hay un poco de vapor de agua, en cantidad suficiente para dar origen a nubes de hielo o a niebla.
Las imágenes tomadas desde la superficie muestran que el cielo parece anaranjado, lo que probablemente es debido a finas partículas de polvo presentes en la atmósfera.
La temperatura en la superficie de Marte es muy variable, entre un mínimo de cerca de -140 grados Celsius por la noche y un máximo diurno de 0 grados en invierno y 20 grados en verano.
La atmósfera de Marte está a veces animada por tempestades formidables que engloban todo el planeta y pueden durar varios meses. La superficie, así pues, está totalmente escondida por el polvo levantado por el viento. Esto se produjo, por ejemplo, al principio de la misión Mariner 9, habiendo estado la sonda en la imposibilidad de observar la superficie durante varias semanas.
La superficie
Las diferentes sondas revelaron una superficie fascinante y rica en formaciones de tipos diferentes: volcanes apagados, cráteres, cañones y lechos de ríos secos. Estas formaciones diversas no están repartidas uniformemente sobre el planeta, sino más bien reagrupadas en un hemisferio dado.
El hemisferio norte de Marte está dominado por formaciones de origen volcánico. En particular, encontramos allí dos regiones donde se concentran numerosos volcanes: los Tharsis Montes, con 3 volcanes cuya altura sobrepasa los 20 kilómetros, y al otro lado del planeta, Elysium Planitia.
Cerca de Tharsis Montes se encuentra el Monte Olimpo, el volcán más grande del sistema solar que culmina a 26 kilómetros de altitud con una base de 600 kilómetros de diámetro.
El Monte Olimpo (en latín Olympus Mons, designación oficial de la Unión Astronómica Internacional) es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar. Se encuentra en el hemisferio occidental del planeta Marte, en las coordenadas aproximadas de 18º N, 133º W.
El Monte Olimpo es el más joven de los grandes volcanes de Marte, pues se formó durante el llamado periodo amazónico. Su naturaleza de montaña era conocida antes de que las sondas espaciales visitaran el planeta gracias a su albedo, siendo conocido por los astrónomos como Nix Olympica.
Los volcanes marcianos son del mismo tipo que los volcanes de Hawái, con costados en pendiente muy suave. Son debidos a la presencia de un punto caliente en el manto que eyecta la lava hacia el exterior a través de la corteza.
Su tamaño desmesurado está probablemente vinculado a la ausencia de tectónica de placas. Sobre la Tierra, a causa de la tectónica, la corteza se desplaza con relación al punto caliente, produciendo una sucesión de pequeños volcanes. Sobre Marte, la corteza es fija, y la acumulación de lava en un mismo punto forma poco a poco volcanes enormes.
A partir de un estudio del número de cráteres en estas regiones volcánicas, fue posible datarlos de manera aproximada: Tharsis Montes, por ejemplo, es relativamente joven, solamente con algunas centenas de millones de años.
El hemisferio sur es muy diferente, dominado por cráteres de impacto viejo de varios miles de millones de años. Contrariamente a los cráteres lunares cuyo aspecto no cambia con el tiempo, los cráteres marcianos están sometidos a una erosión de origen atmosférico que altera su forma, redondea sus bordes y recubre su interior de una capa espesa de polvo.
Cercano al Ecuador y con una longitud de 2700 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.
Una de las formaciones más notables de la superficie marciana se encuentra cerca del ecuador: se trata de un cañón gigantesco, llamado Valles Marineris en honor de la sonda Mariner, que se extiende sobre más de 3000 kilómetros con una profundidad que puede alcanzar 8 kilómetros. Él mismo, está rodeado de todo un sistema de cañones de tamaño más modesto. Los planetólogos piensan que estas formaciones son el resultado del hundimiento de enormes mesetas.
El último tipo de estructura puesto en evidencia sobre Marte, en particular en la cercanía del Valles Marineris, está constituido de pequeños valles que presentan numerosos meandros y se asemejan a lechos de río desecados, lo que deja pensar que el agua líquida debió fluir sobre la superficie de Marte en el pasado.
Acabemos este sobrevuelo rápido del planeta Marte, observando que el planeta posee dos pequeños satélites, Phobos y Deimos, con una dimensión del orden de 10 kilómetros. Estos satélites aparecen muy irregulares y están recubiertos de cráteres. A causa de la proximidad del cinturón de asteroides y de su aspecto irregular, los astrónomos sospechan fuertemente que sean asteroides capturados por Marte.
Hoy día, el agua bajo forma líquida no puede existir sobre Marte, ya que la presión atmosférica es demasiado baja y todo líquido se evaporaría instantáneamente.
En una época lejana, que el estudio de los cráteres de impacto sitúa allí hace alrededor de 4 mil millones de años, la atmósfera de Marte era probablemente similar a la de la Tierra y permitía la existencia de agua líquida.
La ausencia de tectónica de placas
Los planetólogos piensan que la divergencia entre ambos planetas está vinculada a la tectónica de placas. Para todos los planetas telúricos, el origen de la atmósfera es la liberación, a través de las erupciones volcánicas, de los gases contenidos en las rocas después de la fase de formación.
Se trata principalmente del gas carbónico (CO2), nitrógeno (N2) y vapor de agua (H2O). El gas carbónico va a través del efecto invernadero a recalentar el planeta, lo que puede permitir que exista el agua líquida
Una imagen de la cuenca de Hellas sobre Marte, tomada por el instrumento HRSC de la sonda europea Mars Express. Percibimos un canal llamado Reull Vallis. Se cree que Reull Vallis, la estructura similar a un río que puede verse en estas imágenes, se formó cuando el agua fluía en Marte en un pasado distante, hace mil millones de años, cortando un canal de laderas empinadas que atraviesa las montañas de Promethei Terra, antes de perderse en el fondo de la vasta cuenca de Hellas.
Pero otro fenómeno se produce que puede ponerlo todo en entredicho: las lluvias. Como el agua de lluvia disuelve fácilmente el gas carbónico presente en la atmósfera, puede arrastrarlo con ella y reinyectarlo rápidamente en el suelo.
El agua puede ser así la causa de su propia pérdida. En efecto, el nivel de gas carbónico atmosférico va entonces a bajar, lo que implica una caída de la temperatura, ya que el efecto invernadero pierde en intensidad, y la atmósfera se vuelve finalmente demasiado fría para permitir la existencia de agua bajo forma líquida.
En el caso de la Tierra, la tectónica de placas y el vulcanismo activo reintroducen permanentemente el gas carbónico en la atmósfera, garantizando así el equilibrio y la estabilidad que conocemos.
Para Marte, por el contrario, la ausencia de tectónica de placas impide el reciclaje del gas carbónico. La actividad volcánica original produjo probablemente una atmósfera que subsistió durante algunas decenas de millones de años, y permitió al agua líquida formar ríos y valles, pero la ausencia de tectónica de placas limitó la duración de este período.
El estado actual del agua en Marte
Hoy día, el agua existe aún sobre Marte, pero no bajo forma líquida. Existe primero en el subsuelo marciano una capa de hielo de agua sólida llamada permafrost. Las sondas, por ejemplo, nos han enviado las imágenes de la superficie mostrando residuos de deslizamientos de terreno y los signos de antiguos flujos líquidos bastante importantes.
Estas formaciones debieron aparecer cuando este hielo ha sido recalentado localmente, sea por volcanes, o sea por impactos de meteoritos, luego se derritió y se precipitó a la superficie provocando el hundimiento de las capas superiores.
Hay también agua en forma de hielo en las regiones polares. Estas últimas están recubiertas por casquetes blancos, cuyo tamaño varía con las estaciones.
En realidad, estos casquetes de un grosor del orden del metro están constituidos por dos capas diferentes: un casquete de hielo de agua y un casquete de hielo de gas carbónico (o nieve carbónica). Incluso en verano, la temperatura de Marte es demasiado baja para que el agua se funda, y hay, así pues, un primer casquete permanente constituido de hielo de agua. A eso se añade el segundo casquete constituido de nieve carbónica, cuyo grosor varía con las estaciones.
En verano el gas carbónico está bajo forma gaseosa y no participa en la cobertura de los polos. En invierno el gas se solidifica y recubre el primer casquete. Es allí el origen de las variaciones que los astrónomos observan desde hace tiempo.
La búsqueda de agua en Marte
El estudio del agua sobre Marte conoció recientemente una aceleración fulminante gracias a la sonda europea Mars Express, puesta en órbita el 25 de diciembre de 2003, y a los dos rovers americanos Spirit y Opportunity, llegados respectivamente el 3 y el 25 de enero de 2004.
Un mes después de su puesta en órbita, Mars Express, gracias a su detector infrarrojo OMEGA, estuvo en condiciones de confirmar directamente la presencia de hielo de agua en el casquete polar meridional y medir precisamente su concentración, 15 por ciento del hielo total.
Un poco más tarde, también descubrió la existencia de una zona de permafrost alrededor del casquete polar que podía extenderse sobre centenas de kilómetros cuadrados.
Una imagen tomada por el rover americano Opportunity de un afloramiento rocoso sobre Marte.
Los dos rovers americanos pudieron emprender la búsqueda de rastros de agua sobre su superficie. El éxito más espectacular fue el de Opportunity, que llegó por suerte a un pequeño cráter que presentaba afloramientos rocosos y proporcionaba, pues, un acceso directo al subsuelo marciano.
Opportunity estuvo rápidamente en condiciones de encontrar indicios muy concluyentes sobre la presencia pasada de agua por indicios químicos y físicos.
Gracias a su espectrómetro, el rover consigue primero detectar la presencia de sulfatos, elementos que generalmente indican que una roca se formó en agua o, por lo menos, ha sido alterada por una exposición larga al agua. El rover también detectó rastros de bromo y cloro, elementos que aparecen cuando se acumulan sedimentos durante de la evaporación de un agua estancada.
La segunda línea de indicios se apoya en tres aspectos físicos de las rocas del afloramiento: la existencia de numerosas microcavidades, la presencia de esférulas y la dirección particular de ciertas arrugas en la superficie de las rocas.
Las microcavidades observadas son habitualmente la consecuencia de cristales que se desarrollan sobre rocas en presencia de agua salada, y que desaparecen luego por erosión o disolución, para dejar finalmente sólo microcavidades.
Las esférulas marcianas, pequeñas partículas con forma de esfera, podrían resultar de distintos procesos, pero es su distribución en las capas del afloramiento que parece indicar un origen líquido.
Por fin, el último indicio físico es la presencia de arrugas en la roca que forman un ángulo con la dirección de las capas principales. Varios orígenes son también posibles, pero la forma de las arrugas sugiere que las rocas se formaron en presencia de agua, por ejemplo, al borde de un antiguo mar.
El rover Spirit se puso al otro lado del planeta, cerca del cráter Gusev. Su éxito en la búsqueda de antiguos rastros de agua ha sido más limitado, pero consiguió, a pesar de todo, detectar fracturas en una roca volcánica y depósitos probablemente dejados allí por el paso de una pequeña cantidad de agua.
Mars Odyssey
La sonda Mars Odyssey fue lanzada el 7 de abril de 2001, puesta en órbita alrededor de Marte el 24 de octubre de 2001, y está siempre operativa. Su misión principal es estudiar la distribución de los minerales sobre la superficie del planeta (en particular los minerales que podrían haberse formado en presencia de agua), identificar la presencia de una veintena de elementos químicos y estudiar las radiaciones solares al nivel de Marte.
Uno de los primeros resultados de esta misión fue detectar, en 2002, anchos depósitos de hidrógeno en el subsuelo del planeta, probablemente del hielo de agua.
Mars Express
La sonda europea Mars Express despegó el 2 de junio de 2003 y alcanzó Marte el 25 de diciembre de 2003. Su misión consiste en cartografiar la superficie de Marte, estudiar allí la distribución de los minerales, analizar la estructura del subsuelo marciano a una profundidad de algunos kilómetros, pero también estudiar la atmósfera de Marte, en particular su circulación global, su interacción con el suelo y el viento solar.
Su primer gran descubrimiento fue demostrar directamente la presencia de hielo de agua durante sus primeras observaciones del casquete del polo Sur, en 2004.
Una imagen obtenida en febrero de 2005 por la sonda Mars Express del ESA, donde se ve un lago de hielo de agua en el centro de un cráter de 35 kilómetros de diámetro. Este lago está presente permanentemente porque la temperatura y la presión locales no permiten al hielo de agua sublimarse. (La sublimación (del latín sublimāre) o volatilización, es el proceso que consiste en el cambio de estado de sólido al estado gaseoso sin pasar por el estado líquido).
Spirit y Opportunity
Los rovers Spirit y Opportunity, lanzados respectivamente el 10 de junio y 7 de julio de 2003, aterrizaron el 4 y 25 de enero de 2004.
Spirit llegó dentro del cráter Gusev, un cráter de 160 kilómetros de diámetro formado hace tres o cuatro mil millones de años, a 15 grados al sur del ecuador de Marte. El cráter fue escogido porque podría tratarse del lugar de un antiguo lago.
Opportunity aterriza en un pequeño cráter de 22 metros de diámetro llamado Eagle, en la llanura Meridiani Planum, a dos grados al sur del ecuador, pero del lado opuesto del planeta. Este sitio fue escogido porque las observaciones en órbita habían detectado allí la presencia de hematita, un mineral que generalmente se forma en presencia de agua. Está todavía operativo.
Los dos rovers acumularon una cantidad impresionante de datos e imágenes. Spirit no encontró pruebas de la existencia pasada de un lago en su punto de aterrizaje, justo una llanura simple y basáltica. Pero después de una expedición hacia colinas, a tres kilómetros de allí, descubrió pruebas químicas y morfológicas de una historia geológica más compleja que probablemente había implicado la presencia de agua.
Opportunity fue más afortunado, y cayó desde su llegada sobre afloramientos, cuyo análisis indicó que las rocas habían sido modificadas por una exposición a cantidades significativas de agua. Más tarde, el rover descendió en el cráter Endúrense (130 kilómetros de diámetro), y descubrió una sección vertical de 10 metros que reveló también cambios graduales en la composición química y la morfología de las rocas.
Mars Reconnaissance Orbiter
La sonda Mars Reconnaissance Orbiter fue lanzada el 12 de agosto de 2005 y puesta en órbita alrededor del planeta el 10 de marzo de 2006. Su misión consiste en cartografiar la superficie de Marte con una resolución hasta allí inigualada, estudiar la estructura de los casquetes polares, buscar pruebas de la presencia de agua en el subsuelo, y estudiar la atmósfera y la meteorología global de Marte.
Phoenix
El aterrizador Phoenix se lanzó el 4 de agosto de 2007, aterriza a una latitud de 68 grados en la región polar norte, el 25 de mayo de 2008, y queda operativo hasta el 10 de noviembre de 2008. Sus dos objetivos principales consistían en estudiar la historia geológica del agua en esta región, y determinar si el suelo tenía o era capaz de soportar la presencia de una forma de vida.
A pesar de su estancia bastante corta, Phoenix recogió una cosecha impresionante de datos. En particular cavó una trinchera y observó un material blanco vaporizarse en cuatro días, probablemente hielo de agua subterránea que se sublimó lentamente (pues pasó directamente del estado sólido al estado gaseoso).
Algunas imágenes de los pies del aparato también revelaron lo que podría ser gotas de agua liberadas del subsuelo durante el aterrizaje, pero no se obtuvo ningún consenso sobre esta interpretación. La misión incluía también estudios de la química del suelo y las experiencias meteorológicas.
La Mars Science Laboratory (abreviada MSL), conocida como Curiosity, del inglés ‘curiosidad’, es una misión espacial que incluye un astro móvil de exploración marciana dirigida por la NASA. Programada en un principio para ser lanzada el 8 de octubre de 2009, fue finalmente lanzada el 26 de noviembre de 2011, y aterrizó en Marte exitosamente en el cráter Gale el 6 de agosto de 2012.
La misión se centra en situar sobre la superficie marciana un vehículo explorador (tipo rover). Este vehículo lleva instrumentos científicos más avanzados que los de las otras misiones anteriores dirigidas a Marte. Una vez en el planeta, el rover tomó fotos para mostrar que aterrizó con éxito. En el transcurso de su misión tomará docenas de muestras de suelo y polvo rocoso marciano para su análisis. La duración prevista de la misión es de 1 año marciano (1,88 años terrestres). Con un radio de exploración mayor que los de los vehículos enviados anteriormente, investigará la capacidad pasada y presente de Marte para alojar vida.
Una vista de artista de la llegada sobre Marte del módulo de aterrizaje que transporta el rover Curiosity.
Un autoretrato del rover Curiosity sobre Marte a finales de 2012. Se trata de un mosaico de imágenes tomadas por la cámara MAHLI colocada en la extremidad del brazo robótico del rover. En la parte trasera del plano, se perciben la base del Monte Sharp a la derecha y el borde norte del cráter Gale a la izquierda. Esta clase de imagen permite a los ingenieros de la NASA supervisar el estado general del rover, y en particular la acumulación de polvo marciano sobre sus distintos elementos
Mars Science Laboratory es la misión robótica más ambiciosa de la NASA, y ya ha costado 2.5 mil millones de dólares. El rover Curiosity es un verdadero laboratorio de análisis: 900 kilogramos, de los cuales 80 kilogramos para diez instrumentos científicos, tres metros de longitud, 2,7 metros de ancho, 2,1 metros de alto. El rover podrá desplazarse gracias a seis ruedas y a un generador de energía nuclear de plutonio, lo que le dará más autonomía que los paneles solares de otras misiones.
Curiosity dispone de un brazo teledirigido de 2.1 metros de longitud que le permitirá analizar el suelo y las rocas a los alrededores, y también perforar y recoger muestras para los otros instrumentos. Posee un mástil con una cámara color estéreo y alta definición, así como un láser capaz de vaporizar la superficie del suelo hasta una distancia de siete metros. Podrá así hacer un análisis espectroscópico a distancia y elegir los mejores objetivos. El rover contiene otros numerosos instrumentos como cámara microscópica, espectrómetro de rayos X, detector de neutrones, detector de radiación, estación meteorológica, espectrómetro de masa, cromatografía, en fin, una verdadera maravilla.
Curiosity sobre Marte
El objetivo de Mars Science Laboratory es el cráter Gale, una formación de 154 kilómetros de diámetro con un pico central de cinco kilómetros de altura, cerca de la región volcánica Elysium Planitia. Las sondas espaciales en órbita en torno a Marte han revelado en este cráter indicios de una presencia de agua bajo forma líquida hace dos mil millones de años y formaciones de origen probablemente sedimentario.
La llegada sobre Marte está prevista para agosto de 2012, después de un viaje de ocho meses y medio. El rover es demasiado pesado para utilizar el método de los airbags de las misiones Spirit y Opportunity. Una técnica mucho más compleja y precisa es, pues, necesaria. El frenado comenzará con los medios habituales, escudo térmico hasta siete kilómetros de altitud, luego paracaídas hasta una altitud de dos mil de metros. En ese momento, un módulo de aterrizaje colocado sobre el rover como una grúa volante va a encender retrocohetes para ralentizar la caída del conjunto. Descenderá aún hasta una decena de metros del suelo antes de estabilizarse y depositar lentamente el rover, desplegadas las ruedas, con ayuda de un torno. Una maniobra compleja y espectacular sobre otro planeta, a la que deseamos pleno éxito.
Los primeros días en Marte
Mientras que el rover Curiosity está poniendo al día sus programas informáticos para pasar de la fase de aterrizaje sobre Marte a la fase de exploración de su superficie, volvamos de nuevo sobre algunas de las fantásticas imágenes de su primera semana sobre el planeta rojo.
El cráter Gale
El cráter Gale, destino del rover Curiosity. Una pequeña elipse arriba a la izquierda indica la región donde Curiosity aterrizó. El cráter Gale tiene un diámetro de 154 kilómetros y se creó en el transcurso de un impacto hace más de tres mil millones de años. En el centro, se percibe el Monte Sharp, con una altitud de 5,5 kilómetros con relación al fondo del cráter, el destino del rover cuando comience su misión en el suelo. Esta imagen está compuesta por datos recogidos por las sondas Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter y Viking Orbiter.
Una visión global de todos los elementos de la misión después de su aterrizaje: en el centro el rover; a la derecha el escudo térmico, aproximadamente a 1200 metros; arriba a la izquierda la grúa aerotransportada, a 650 metros; abajo a la izquierda el escudo trasero y el paracaídas supersónico, a 615 metros. La imagen fue tomada por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter.
La pared norte del cráter Gale fotografiada el 8 de agosto por una de las cámaras del mástil de Curiosity, a una distancia de aproximadamente 18 kilómetros. Se percibe una red de valles probablemente formados gracias a la erosión por el agua. La misión de Curiosity se concentra hacia el Sur, pues el rover no irá a explorar estos valles.
Una imagen tomada por una de las cámaras del mástil de Curiosity hacia el Sur, en la dirección del Monte Sharp. Los colores se alteraron para dar a las rocas el aspecto que tendrían bajo una luz terrestre. Se percibe en primer plano una superficie cubierta con pequeñas rocas, luego un campo de dunas oscuras, y a lo lejos las primeras capas sedimentarias del Monte Sharp.
Después de numerosas pruebas de sus instrumentos y su conducción, el rover Curiosity está finalmente dispuesto a comenzar su exploración científica de Marte. Su primer destino es un punto llamado Glenelg, donde se encuentran tres zonas geológicas diferentes, situado a 400 metros del lugar de aterrizaje.
Las primeras capas geológicas del Monte Sharp
El suelo cerca de Curiosity y las primeras capas geológicas del Monte Sharp, por la cámara de 100 milímetros del instrumento MastCam, el 23 de agosto. Las distancias en distintos puntos de la imagen están indicadas y se han calculado a partir de datos de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Después de 230 metros, se observa una depresión; luego, a algunos kilómetros, el borde de un cráter de impacto y sus grandes rocas (en medio de la imagen). Más lejos aparecen dunas oscuras; después, las primeras capas rocosas del Monte Sharp. La pequeña colina a 9,3 kilómetros del rover tiene una altura de cerca de 100 metros y una base de cerca de 300 metros. Los colores se modificaron para mostrar el paisaje tal como aparecería bajo condiciones de luz terrestres.
Los rastros de los primeros desplazamientos de Curiosity fotografiados por la cámara HiRISE de la sonda Mars Reconnaissance Orbitar. Los colores se han manipulado para evidenciar mejor los detalles de la superficie. Los rastros del rover son bien visibles, ya que sus ruedas remueven el polvo del suelo desplazándose y revelan una capa más oscura. Los rastros que parecen azules en torno al inicio de Curiosity se deben al polvo desplazado por los retrocohetes de la grúa aerotransportada durante el aterrizaje.
Dos afloraciones rocosas observadas por Curiosity
La NASA anunció el jueves 27 de septiembre que su Rover Curiosity encontró sus primeras pruebas de un flujo pasado de agua líquida en el cráter Gale sobre Marte. Otras sondas y robots ya pusieron de manifiesto que el agua había existido bajo forma líquida en un pasado lejano, pero es la primera vez que observamos rocas claramente formadas a partir de gravas transportadas por un curso de agua.
Este resultado procede del análisis de dos afloramientos rocosos observados por Curiosity: Hottah y Link. Un afloramiento es un lugar donde las rocas del subsuelo son visibles, ya que no estan recubiertas por el suelo. Los afloramientos observados por Curiosity son conglomerados, es decir, rocas compuestas de gravas unidas entre sí gracias a un cemento natural.
Una imagen del afloramiento Hootah tomado por Curiosity el 14 de septiembre. Hottah es el nombre de un lago en los Territorios del Noroeste en Canadá. El afloramiento se presenta roto y en un ángulo bastante elevado, probablemente el resultado del impacto de un meteorito en los alrededores.
El elemento esencial en el anuncio de la NASA es el análisis de la forma y el tamaño de estas gravas. Son visibles formas angulares, pero también muchas piedras redondas, lo que indica que las gravas se transportaron antes de formar rocas. La gama de medidas es muy extensa, algunas de estas gravas tienen varios centímetros de diámetro; son, por lo tanto, demasiado grandes para haber podido ser desplazadas por el viento; fueron, pues, transportadas por agua bajo forma líquida.
Según el análisis de la NASA, el curso de agua podía tener una profundidad de algunas decenas de centímetros y una velocidad de flujo de alrededor de un metro por segundo. Este curso de agua se originaba en los bordes del cráter Gale, no en el Monte Sharp que se encuentra en el centro de este último. El rover Curiosity va, pues, a proseguir su ruta hacia el centro, donde son mayores las posibilidades de encontrar rastros de un antiguo entorno capaz de producir vida.
Una imagen del afloramiento Link tomada el 2 de septiembre. Link es igualmente el nombre de un lago y de una formación rocosa en los Territorios del Noroeste. Las gravas visibles a la izquierda en un principio debían formar parte del afloramiento, pero la erosión las hizo recaer sobre el suelo.
Curiosity halla indicios de agua salada líquida en Marte
El instrumento REMS (Rover Environmental Monitoring Station) de Curiosity incluye sensores de temperatura y humedad montados en el mástil del vehículo robótico. En la imagen puede verse uno de los sensores del instrumento que sale en perpendicular y hacia la izquierda del mástil.
Los percloratos del suelo de Marte identificados por Curiosity, y previamente por la misión Phoenix, también de NASA, tienen la propiedad de absorber el vapor de agua de la atmósfera y bajar el punto de congelación del agua. Este ha sido propuesto durante años como un mecanismo para explicar la posible existencia de agua líquida muy salada (salmuera) de forma transitoria en las latitudes altas de Marte en el presente, a pesar de las condiciones frías y secas del Planeta Rojo.
Curiosity, por medio del instrumento REMS, ha obtenido datos de la humedad relativa y la temperatura cerca de la superficie durante todo un año marciano (687 días terrestres). También se han obtenido datos del instrumento DAN para conocer la hidratación del subsuelo, y de SAM para medir la cantidad de vapor de agua en la atmósfera. Todas estos datos juntos indican que las condiciones de la zona cercana al ecuador en la que se encuentra Curiosity son favorables para que se formen pequeñas cantidades de salmuera algunas noches a lo largo del año, evaporándose de nuevo después del amanecer. Las condiciones serían incluso más favorables a latitudes mayores, donde las temperaturas son más frías y habría más vapor de agua. Es necesario destacar que Curiosity no ha detectado explícitamente esas salmueras, sino que los datos obtenidos hacen posible que se pueda formar.
“El agua líquida es un requisito para la vida tal y como la conocemos, y un objetivo para las misiones de exploración de Marte”, declaró Javier Martin-Torres, investigador del Instituto Andaluz de Ciencias de la Tierra (CSIC-Universidad de Granada) y autor de un artículo publicado en la revista Nature Geoscience. Este artículo científico defiende que las condiciones ambientales medidas por Curiosity en el cráter Gale son favorables para la formación de agua líquida transitoria en forma de salmueras, concretamente en los primeros 5 centímetros del suelo y, sobre todo, durante las noches del invierno.
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