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Superficie marciana

Mapa de la superficie de Marte generado a partir de un mapa de colores y un mapa de alturas de la NASA. El estudio de las características de la superficie (o propiedades y proce...

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Mapa de la superficie de Marte generado a partir de un mapa de colores y un mapa de alturas de la NASA.

El estudio de las características de la superficie (o propiedades y procesos de la superficie [ 1 ] ) es una amplia categoría de la ciencia marciana que examina la naturaleza de los materiales que componen la superficie de Marte . Este estudio evolucionó a partir de técnicas telescópicas y de teledetección desarrolladas por astrónomos para estudiar superficies planetarias. Sin embargo, se ha convertido cada vez más en una subdisciplina de la geología a medida que las naves espaciales automatizadas ofrecen una resolución y capacidades instrumentales cada vez mejores. Mediante el uso de características como el color, el albedo y la inercia térmica , y herramientas analíticas como la espectroscopia de reflectancia y el radar , los científicos pueden estudiar la química y la composición física (por ejemplo, el tamaño de los granos, la rugosidad de la superficie y la abundancia de rocas) de la superficie marciana. Los datos resultantes ayudan a los científicos a comprender la composición mineral del planeta y la naturaleza de los procesos geológicos que operan en la superficie. La capa superficial de Marte representa una pequeña fracción del volumen total del planeta, pero desempeña un papel significativo en su historia geológica. [ 2 ] Comprender las propiedades físicas de la superficie también es muy importante para determinar lugares de aterrizaje seguros para las naves espaciales. [ 3 ]

Albedo y color

Animación de Marte en 360 grados

Como todos los planetas, Marte refleja una parte de la luz que recibe del sol. La fracción de luz solar reflejada se denomina albedo , cuyo valor oscila entre 0 para un cuerpo que no refleja luz solar y 1,0 para un cuerpo que la refleja por completo. Las distintas partes de la superficie (y la atmósfera) de un planeta presentan diferentes valores de albedo, dependiendo de la naturaleza química y física de la superficie.

Proyección de Mollweide de las características de albedo en Marte, obtenida con el Telescopio Espacial Hubble. Las áreas ocres brillantes a la izquierda, en el centro y a la derecha corresponden a Tharsis, Arabia y Elysium, respectivamente. La región oscura en la parte superior izquierda es Acidalium Planitia. Syrtis Major es la zona oscura que se proyecta hacia arriba en la parte central derecha. Nótese la presencia de nubes orográficas sobre Olympus y Elysium Montes (a la izquierda y a la derecha, respectivamente).

No se observa topografía en Marte desde telescopios terrestres. Las áreas brillantes y las marcas oscuras en los mapas de Marte de la era anterior a los vuelos espaciales son todas características de albedo. (Véase Características clásicas de albedo en Marte ). Tienen poca relación con la topografía. Las marcas oscuras son más distintivas en un amplio cinturón de 0° a 40° de latitud sur. Sin embargo, la marca oscura más prominente, Syrtis Major Planum , se encuentra en el hemisferio norte, fuera de este cinturón. [ 4 ] La característica clásica de albedo Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ) es otra área oscura prominente que se encuentra al norte del cinturón principal. Las áreas brillantes, excluyendo los casquetes polares y las nubes transitorias, incluyen Hellas , Tharsis y Arabia Terra . Ahora se sabe que las áreas brillantes son lugares donde el polvo fino cubre la superficie. Las marcas oscuras representan áreas que el viento ha barrido de polvo, dejando un rastro de material rocoso oscuro. El color oscuro es consistente con la presencia de rocas máficas , como el basalto .

El albedo de una superficie suele variar con la longitud de onda de la luz que incide sobre ella. Marte refleja poca luz en el extremo azul del espectro , pero mucha en el rojo y longitudes de onda más altas. Por eso, a simple vista, Marte tiene el familiar color rojo anaranjado. Sin embargo, observaciones detalladas revelan una sutil gama de colores en la superficie marciana. Las variaciones de color proporcionan pistas sobre la composición de los materiales de la superficie. Las áreas brillantes son de color ocre rojizo , y las áreas oscuras parecen gris oscuro. También está presente un tercer tipo de área, de color y albedo intermedios, que se cree que representa regiones que contienen una mezcla del material de las áreas brillantes y oscuras. [ 5 ] Las áreas gris oscuro se pueden subdividir aún más en aquellas que son más rojizas y aquellas menos rojizas. [ 6 ]

Espectroscopia de reflectancia

La espectroscopia de reflectancia es una técnica que mide la cantidad de luz solar absorbida o reflejada por la superficie marciana en longitudes de onda específicas. Los espectros representan mezclas de espectros de minerales individuales en la superficie, junto con contribuciones de líneas de absorción en el espectro solar y la atmósfera marciana. Al separar ("desconvolucionar") cada una de estas contribuciones, los científicos pueden comparar los espectros resultantes con espectros de laboratorio de minerales conocidos para determinar la probable identidad y abundancia de minerales individuales en la superficie. [ 7 ] [ 8 ]

Mediante esta técnica, los científicos saben desde hace tiempo que las zonas de color ocre brillante probablemente contienen abundantes óxidos de hierro férrico (Fe³⁺ ) , típicos de materiales ferrosos erosionados (por ejemplo, óxido ). Los espectros de las zonas oscuras son consistentes con la presencia de hierro ferroso (Fe²⁺ ) en minerales máficos y muestran bandas de absorción que sugieren la presencia de piroxeno , un grupo de minerales muy común en el basalto. Los espectros de las zonas oscuras más rojizas son consistentes con materiales máficos cubiertos por finas capas de alteración. [ 9 ]

inercia térmica

Inercia térmica global basada en datos del espectrómetro de emisión térmica (TES) a bordo de la sonda Mars Global Surveyor.

La medición de la inercia térmica es una técnica de teledetección que permite a los científicos distinguir entre áreas de grano fino y grueso en la superficie marciana. [ 10 ] La inercia térmica es una medida de la velocidad a la que algo se calienta o se enfría. Por ejemplo, los metales tienen una inercia térmica muy baja. Una bandeja de aluminio para hornear galletas, recién sacada del horno, se enfría al tacto en menos de un minuto; mientras que un plato de cerámica (con alta inercia térmica) sacado del mismo horno tarda mucho más en enfriarse.

Los científicos pueden estimar la inercia térmica en la superficie marciana midiendo las variaciones de la temperatura superficial con respecto a la hora del día y ajustando estos datos a modelos numéricos de temperatura. [ 11 ] La inercia térmica de un material está directamente relacionada con su conductividad térmica , densidad y capacidad calorífica específica . Los materiales rocosos no varían mucho en densidad y calor específico, por lo que las variaciones en la inercia térmica se deben principalmente a variaciones en la conductividad térmica. Las superficies de roca sólida, como los afloramientos, tienen altas conductividades e inercias térmicas. El polvo y el material granular pequeño en el regolito tienen bajas inercias térmicas porque los espacios vacíos entre los granos restringen la conductividad térmica al punto de contacto entre los granos. [ 12 ]

Los valores de inercia térmica para la mayor parte de la superficie marciana están inversamente relacionados con el albedo. Por lo tanto, las áreas de alto albedo tienen bajas inercias térmicas, lo que indica superficies cubiertas de polvo y otros materiales granulares finos. Las superficies de color gris oscuro y bajo albedo tienen altas inercias térmicas, más típicas de la roca consolidada. Sin embargo, los valores de inercia térmica no son lo suficientemente altos como para indicar que los afloramientos generalizados sean comunes en Marte. Incluso las áreas más rocosas parecen estar mezcladas con una cantidad significativa de material suelto. [ 13 ] Los datos del experimento de mapeo térmico infrarrojo (IRTM) en los orbitadores Viking identificaron áreas de alta inercia térmica en todo el interior de Valles Marineris y el terreno caótico, lo que sugiere que estas áreas contienen una cantidad relativamente grande de bloques y cantos rodados. [ 14 ] [ 15 ]

investigaciones de radar

Los estudios de radar proporcionan una gran cantidad de datos sobre elevaciones, pendientes, texturas y propiedades de los materiales de la superficie marciana. [ 16 ] Marte es un objetivo atractivo para las investigaciones de radar terrestres debido a su relativa proximidad a la Tierra y sus características orbitales y rotacionales favorables que permiten una buena cobertura sobre amplias áreas de la superficie del planeta. [ 17 ] Los primeros ecos de radar de Marte se obtuvieron a principios de la década de 1960, y la técnica ha sido vital para encontrar terreno seguro para los módulos de aterrizaje marcianos.

Radargrama de depósitos estratificados del polo norte obtenido mediante el radar de penetración terrestre superficial SHARAD a bordo del orbitador de reconocimiento de Marte.

Dispersion of the returned radar echoes from Mars shows that a lot of variation exists in surface roughness and slope across the planet's surface. Wide areas of the planet, particularly in Syria and Sinai Plana, are relatively smooth and flat.[18] Meridiani Planum, the landing site of the Mars Exploration RoverOpportunity, is one of the flattest and smoothest (at decimeter-scale) locations ever investigated by radar—a fact borne out by surface images at the landing site.[19] Other areas show high levels of roughness in radar that are not discernible in images taken from orbit. The average surface abundance of centimeter- to meter-scale rocks is much greater on Mars than the other terrestrial planets. Tharsis and Elysium, in particular, show a high degree of small-scale surface roughness associated with volcanoes. This extremely rough terrain is suggestive of young, ʻaʻā lava flows. A 200-km-long band of low to zero radar albedo ("stealth" region) cuts across the southwest Tharsis. The region corresponds to the location of the Medusa Fossae Formation, which consists of thick layers of unconsolidated materials, perhaps volcanic ash or loess.[20][21][22]

Ground-penetrating radar instruments on the Mars Express orbiter (MARSIS) and the Mars Reconnaissance Orbiter (SHARAD) are currently providing stunning echo-return data on subsurface materials and structures to depths of up to 5 km. Results have shown that the polar layered deposits are composed of almost pure ice, with no more than 10% dust by volume[23] and that fretted valleys in Deuteronilus Mensae contain thick glaciers covered by a mantle of rocky debris.[24]

References

  1. ↑Kieffer, H.H. et al. (1992). Mars. University of Arizona Press: Tucson, Part IV.
  2. ↑Christensen, P.K.; Moore, H.J. (1992). The Martian Surface Layer, in Kieffer, H.H. et al., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, p. 686.
  3. ↑Golombek, M.P.; McSween, H.Y. (2007). Mars: Landing site Geology Mineralogy and Geochemistry, in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.333-334
  4. ↑Carr, M.H. (2007) The Surface of Mars; Cambridge University Press: New York, p. 1.
  5. ↑ Arvidson, RE et al. (1989). Naturaleza y distribución de los depósitos superficiales en Chryse Planitia y alrededores, Marte. J. Geophys. Res., 94 (B2), 1573–1587.
  6. ↑ Barlow, NG (2008) Marte: Una introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, pág. 73.
  7. ↑ Golombek, MP; McSween, HY (2007). Marte: Geología, mineralogía y geoquímica del lugar de aterrizaje, en Enciclopedia del Sistema Solar, 2.ª ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 339
  8. ↑ Barlow, NG (2008). Marte: Una introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, págs. 81.
  9. ↑ Barlow, NG (2008). Marte: Una introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, pp. 81-82.
  10. ↑ Cattermole, PJ (2001). Marte: el misterio se revela; Oxford University Press: Nueva York, pág. 24.
  11. ↑ Mellon, MT; Fugason, Rl; Putzig, NE (2008). La inercia térmica de la superficie de Marte, en La superficie marciana: composición, mineralogía y propiedades físicas, Bell, Bell, J. Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, pág. 406.
  12. ↑ Carr, MH (2006). La superficie de Marte; Cambridge University Press: Nueva York, pág. 9.
  13. ↑ Carr, MH (2006). La superficie de Marte; Cambridge University Press: Nueva York, pág. 9.
  14. ↑ Kieffer, HH et al. (1977). Cartografía térmica y de albedo de Marte durante la misión principal Viking. J. Geophys. Res., 82 (28), pp. 4249–4291.
  15. ↑ Cattermole, PJ (2001). Marte: el misterio se revela; Oxford University Press: Nueva York, pág. 24.
  16. ↑ Barlow, NG Marte: Una introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, págs. 75-76.
  17. ↑ Ostro, SJ (2007). Radar planetario, en Enciclopedia del Sistema Solar, 2.ª ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 754
  18. ↑ Simpson, RA et al. (1992). Determinación por radar de las propiedades de la superficie de Marte, en Marte, HH Kieffer et al., Eds; University of Arizona Press: Tucson, AZ, págs. 652-685.
  19. ↑ Golombek, MP; McSween, HY (2007). Marte: Geología, mineralogía y geoquímica del lugar de aterrizaje, en Enciclopedia del Sistema Solar, 2.ª ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 337
  20. ↑ Ostro, SJ (2007). Radar planetario, en Enciclopedia del Sistema Solar, 2.ª ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p. 754
  21. ↑ Barlow, NG Marte: Una introducción a su interior, superficie y atmósfera; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, págs. 75-76.
  22. ↑ Edgett, KS et al. (1997). Contexto geológico de la región "invisible" del radar de Marte en el suroeste de Tharsis. J. Geophys. Res., 102 (E9), 21,545–21,567.
  23. ↑ Byrne, S. (2009). Los depósitos polares de Marte. Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 37, p. 541.
  24. ↑ Sitio web del Orbitador de Reconocimiento de Marte de la NASA. http://mars.jpl.nasa.gov/mro/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=979 . Consultado el 20 de septiembre de 2010.
  • Marte - Mapa geológico ( USGS , 2014) ( original / recortado / completo / vídeo (00:56) ).