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 Agosto
7, 2003: No todos los días se tiene ocasión de ver
desaparecer una capa planetaria de hielo, pero En los próximos días
sera posible. Todo lo que se necesita es un cielo despejado, un
telescopio en el patio de atrás y un mapa astral apuntando a
Marte.
En realidad, no tendrá necesidad de un mapa
astral porque Marte es tan brillante que será fácil de
localizar.
Sólo mire hacia el sur (o al norte, si está en
el hemisferio sur), entre la medianoche y el amanecer en cualquier
noche clara de este mes. Marte es esa fulgurante estrella roja que
hace sombra a todo lo que hay a su alrededor. Marte logró su máximo
acercamiento a la Tierra en 60,000 años el pasado 27 de agosto.
Arriba:
El astrónomo aficionado Thomas Williamson de Nuevo México tomó
esta fotografía de Marte el día 1 de agosto del 2003 con un
telescopio de 8 pulgadas y una cámara digital para computadora.
[más información]
El tamaño de Marte aumentó
tanto en las últimas semanas que hasta un telescopio casero
mostraba detalles de la superficie del planeta: nubes de polvo,
terrenos volcánicos, y las cuencas de antiguos impactos. Lo mejor
de todo es la capa del Polo Sur compuesta de CO2 o
hielo seco; ésta refleja más luz solar que cualquier otra parte
del planeta. El hemisferio sur de Marte está inclinado hacia la
Tierra y la capa brillante es muy fácil de observar.
De todos modos, no espere demasiado para mirar,
ya que pronto el hielo se habrá derretido.
Al igual que la Tierra, Marte tiene estaciones
que hacen aumentar o disminuir el tamaño de sus casquetes.
"Es el final de la primavera en el Polo Sur de Marte"
afirma Dave Smith, científico planetario del Centro Goddard de
Vuelos Espaciales (Goddard Space Flight Center). "El casquete
polar se está reduciendo porque el sol primaveral incide
directamente sobre él".
A medida que el casquete se hunde, se van
abriendo grietas, hendiduras negras con un borde irregular.
Recientemente, por ejemplo, astrónomos aficionados usando
telescopios de 8 o más pulgadas han observado una cordillera que
emerge del hielo. Smith dice "estas son las Montañas de
Mitchel, llamadas así en honor al astrónomo de Ohio que las
descubrió hace 150 años. Al sur de estas montañas, un oscuro y
desolado despeñadero, denominado Rimas Australis, atraviesa el
hielo polar. (Estos rasgos son visibles en la fotografía de Marte
de Thomas Williamson mencionada al comienzo de este artículo).
 Algo
más que puede localizar es la "Región Enigmática",
una oscura zona con un ancho de cientos de kilómetros. Incluso
después de que disminuya el hielo de la zona superior, la Región
Enigmática permanecerá intensamente fría, tal como indican las
cámaras infrarrojas a bordo del Topógrafo Global Marciano (Mars
Global Surveyor) de la NASA.
Izquierda:
Un mapa de contraste del Polo Sur de Marte hace un año marciano.
La Región Enigmática es el área azul y verde alrededor de las 4
en punto, según las agujas del reloj. Los rojos y amarillos
denotan la presencia de CO2 congelado. Este mapa fue
creado por Dave Smith usando datos tomados por el detector de 1
micrón del altímetro láser a bordo del Topógrafo Global
Marciano. [ampliar imagen]
Hay un hecho impresionante: los casquetes
polares que cambian con las estaciones están compuestos de aire
marciano que se congela durante el invierno. Dependiendo de la época
del año, más de una cuarta parte de la atmósfera marciana se
encuentra reposando en el suelo alrededor de los polos. (La atmósfera
marciana está compuesta en un 95% de CO2; y por esta
razón los casquetes polares están formados por hielo seco).
A medida que pasan las estaciones, el dióxido
de carbono oscila hacia arriba y hacia abajo, flotando en el aire
durante los meses más cálidos. La presión global planetaria del
aire varía en un 25%.
En comparación, la presión del aire dentro de
un huracán terrestre es a menudo sólo unos puntos porcentuales más
baja que la del ambiente. Es posible experimentar una oscilación
de hasta un 25% en la presión desplazándose desde el nivel del
mar a lo alto de una montaña de 3000 metros (9000 pies). Sólo
intente correr 100 yardas allá arriba.
 Derecha:
Las subidas y bajadas de la presión de aire en Marte recogidas
por las naves Vikingo de la NASA. [más información]
Actualmente el casquete polar sur está en
evaporación, lo que significa que el CO2 se está
precipitando hacia la atmósfera. "Recuerde, sin
embargo", añade Smith "que existen casquetes polares
tanto en el norte de Marte como en el Sur. Mientras el casquete
sur se está evaporando, el casquete del Polo Norte está
creciendo: es un acto de compensación. La presión total del aire
será más alta cuanto más baja sea la cantidad de CO2
sobre la superficie. El siguiente pico con características
similares se espera para principios de octubre, es decir,
principios de verano en el sur de Marte.
El aumento en la presión tiene consecuencias
interesantes. No hará que la atmósfera en Marte sea tan densa
como la terrestre. La presión del aire en Marte en su punto máximo
es 100 veces menor que la de la Tierra, pero podría hacerse lo
suficientemente espesa en algunos lugares como para que fluya el
agua.
Naves espaciales de la
NASA han detectado agua congelada bajo la superficie de Marte. El
agua en estado líquido, por otra parte, es escasa. ¿Por qué razón?
En un día caluroso de verano el hielo no se derrite sino que se
evapora pasando directamente del estado sólido al gaseoso. Esto
sucede porque la presión del aire es realmente baja. Sin embargo,
un mínimo aumento en la presión podría ser suficiente para
hacer que el hielo se derritiera y el agua fluyera bajo el sol
veraniego. El verano sureño (de Marte) podría ser por tanto una
buena época para futuras visitas de exploradores. (Para más
información lea la historia de Science@NASA Salpicando el Agua en
Marte.)
Por otro lado, la densidad del aire favorece la
formación de tormentas de polvo, que son un grave problema en
Marte. Ocurre a veces que pequeñas nubes de polvo alimentadas por
vientos caldeados por el sol, se extienden hasta cubrir todo el
planeta. En 2001 una tormenta formada de esta manera duró meses y
frustró a los astrónomos, quienes no podían ver a través de la
neblina.
¿Ocurrirá de nuevo este año? Nadie lo sabe.
Cuando el casquete polar que aparece según las
estaciones desaparezca por completo, Smith recomienda la observación
del casquete polar permanente. "El casquete polar
permanente está compuesto de agua congelada que reside debajo del
casquete temporal formado de CO2", explica Smith.
Mientras el casquete temporal cubre una zona extensa(de 90o
a 60o de latitud) y superficial (de sólo un metro de
profundidad), el casquete permanente es compacto y de unos 3 kilómetros
de profundidad. "Aloja una masa de agua comparable a la masa
de la luna marciana Fobos". Para los astrónomos aficionados
que observan desde sus telescopios, el casquete de agua-hielo
parecerá un compacto nudo blanco a 10o (de latitud)
del polo.
Enclaves crípticos oscuros. Grietas montañosas.
Un tesoro de agua escondido. Hay mucho que observar en el Polo Sur
de Marte. Consiga un telescopio y contémplelo usted mismo.
Cabecera del Canal Ravi Vallis
Esta imagen de la cabecera del Ravi Vallis muestra una porción de
300 kilómetros (186 millas) de longitud de este canal. Como muchos
otros canales que desembocan en las llanuras del norte de Marte, el
Ravi Vallis nace en una región de terreno colapsado y roto
("caótico") situado en las tierras altas del planeta, más
antiguas y llenas de cráteres. Las estructuras de estos canales
indican que fueron cavados en la roca por corrientes de agua que se
movían a grandes velocidades. El abrupto comienzo del canal, sin
ningun tributario aparente, sugiere que el agua se liberada a gran
presión por debajo de un estrato de terreno congelado que la
confinaba. A medida que este agua manaba y fluía, la superficie
superior se colapsaba, dando lugar a las grietas y hundimientos que
se muestran en la imagen. Se pueden observar tres de estas regiones,
con material fracturado, conectadas por un canal cuyo cauce fue
cavado por la corriente de agua. La corriente en este canal iba de
oeste a este (izquierda a derecha). Este canal se une al final con
un sistema de canales que desembocan hacia el norte en la Cuenca
Chryse.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Islas Aeordinámicas
El agua que escavó los canales al norte y al este del sistema de cañones
Valles Marineris tenía un gran poder erosivo. Una consecuencia de
esta erosión fue la formación de islas aerodinámicas donde el
agua encontraba algún obstáculo a lo largo de su camino. Esta
imagen muestra dos de estas islas que se formaron a medida que el
agua era desviada por dos cráteres de 8-10 kilómetros (5-6 millas)
de diámetro cercanos a la boca del Ares Vallis en la Planicie
Chryse. El agua corría de sur a norte (de la parte inferior a la
superior de la imagen). La altura de la línea de acantilados que
rodea a la isla superior es de unos 400 metros (1,300 pies),
mientras que los acantilados que rodean a la isla situada al sur
tiene unos 600 metros (2,000 pies) de altura.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Red de Valles
Al contrario que los rasgos de Marte mostrados en las dos imágenes
anteriores, muchos de los sistemas del planeta no muestran
evidencias de riadas catastróficas. En vez de eso, muestran un
cierto parecido a los sistemas de drenaje de la Tierra, donde el
agua actua a bajas velocidades en largo períodos de tiempo. Como en
la Tierra, los canales mostrados aquí se unen para formar canales más
grandes.
Sin embargo, estas redes de valles están menos desarrolladas que
los típicos sistemas de drenaje terrestres, no existiendo en los
ejemplos Marcianos corrientes de pequeña escala que alimenten los
valles más grandes. Debido a la ausencia de estas corrientes en las
redes marcianas de valles, se piensa que los valles fueron escavados
primero por corrientes de agua más que por el agua de lluvia.
Aunque el agua líquida es inestable en la actualidad sobre la
superficie de Marte, estudios teóricos indican de las corrientes de
agua podrían ser capaces de formar redes de valles si el agua
fluyese debajo de una capa protectora de hielo. Por otro lado,
debido a que las redes de valles están confinadas a regiones de
Marte relativamente viejas, su presencia podría indicar que Marte
poseyó alguna vez un clima más caliente y húmedo al principio de
su historia.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Terrenos Laminados en los Polos
Uno de los descubrimientos de la nave espacial Mariner 9 fue que el
polo sur de Marte estaba formado for finas capas o láminas de hielo
y sedimento. Cuatro años más tarde, el 10 de Octubre de 1976, la
nave espacial Viking 2 tomó esta imagen del polo norte de Marte. El
bandeado visible se produjo como resultado de la deposición sobre
la cubierta polar del polvo transportado por el viento. A medida que
las cubiertas polares experimentan variaciones climáticas, se
expanden y se contraen. Las capas de polvo sedimentado se hacen más
gruesas cerca de los polos donde los depósitos de hielo se
conservan durante más tiempo. El grosor de los depósitos indica
que se formaron durante la cíclicas variaciones climáticas más
que por los cambios anuales. A medida que el hielo desaparece de un
región, el viento expone los estratos esculpiendo valles y cañones.
La formación de estos depósitos laminados es un proceso que continúa
activo en la actualidad. (Calvin J. Hamilton © 1997)
Atmósfera Marciana
Esta imagen oblícua tomada por la nave espacial orbital Viking
muestra una estrecha banda de la atmófera marciana. Esta imagen
mira hacia el noreste a través de la cuenca Argyre. La cuenca
Argyre tiene unos 600 kilómetros de sección con un escabroso perímetro
de unos 500 kilómetros de ancho.
(Calvin J. Hamilton © 1997)
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