De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Yogi Rock , analizado por el rover Sojourner (4 de julio de 1997)

La superficie del planeta Marte parece rojiza desde la distancia debido al polvo oxidado suspendido en la atmósfera . [1] De cerca, parece más un caramelo , [1] y otros colores de superficie comunes incluyen dorado, marrón, bronceado y verdoso, dependiendo de los minerales. [1]

El color aparente de la superficie marciana permitió a los humanos distinguirla de otros planetas al principio de la historia humana y los motivó a tejer fábulas de guerra en asociación con Marte. Uno de sus primeros nombres registrados, Har decher, significaba literalmente "Rojo Uno" en egipcio . [2] Su color también pudo haber contribuido a una asociación maligna en la astrología india , ya que se le dio los nombres Angaraka y Lohitanga , ambos reflejando el color rojo distintivo de Marte visto a simple vista. [2] Los exploradores robóticos modernos han demostrado que no solo las superficies, sino también los cielos de arriba pueden aparecer rojos en condiciones de luz solar en Marte.

Razón del rojo y su extensión [ editar ]

Las observaciones modernas indican que el enrojecimiento de Marte es superficial. La superficie marciana se ve rojiza principalmente debido a una capa de polvo ubicua (las partículas tienen típicamente entre 3 μm y 45 μm de ancho [3] [4] ) que típicamente tiene un grosor del orden de milímetros. Incluso donde se producen los depósitos más gruesos de este polvo rojizo, como el área de Tharsis, la capa de polvo probablemente no tenga más de 2 m (7 pies) de espesor. [5] Por lo tanto, el polvo rojizo es esencialmente una capa extremadamente delgada en la superficie marciana y no representa la mayor parte del subsuelo marciano de ninguna manera.

La curiosidad 's vista de Marte suelo y rocas después de cruzar el 'Dingo Gap' duna de arena (9 de febrero de 2014; de color crudo ).

Polvo marciano es de color rojizo debido principalmente a las propiedades espectrales de nanofase óxidos férricos (npOx) que tienden a dominar en el espectro visible. Los minerales npOx específicos no han sido completamente restringidos, pero la hematita roja nanocristalina (α-Fe 2 O 3 ) puede ser la volumétricamente dominante, [6] al menos en la profundidad de muestreo de menos de 100 μm [7] de sensores remotos infrarrojos como como el instrumento Mars Express OMEGA. El resto del hierro en el polvo, quizás hasta el 50% de la masa, puede estar en magnetita enriquecida con titanio (Fe 3 O 4 ). [8]La magnetita suele ser de color negro con una raya negra, [9] y no contribuye al tono rojizo del polvo.

La fracción de masa de cloro y azufre en el polvo es mayor que la que se ha encontrado (por el Mars Exploration Rovers Spirit y Opportunity ) en los tipos de suelo del cráter Gusev y Meridiani Planum . El azufre en el polvo también muestra una correlación positiva con npOx. [10] Esto sugiere que una alteración química muy limitada por películas delgadas de salmuera (facilitada por la formación de escarcha a partir del H 2 O atmosférico ) puede estar produciendo algo de npOx. [10]Además, las observaciones por teledetección del polvo atmosférico (que muestra ligeras diferencias de composición y tamaño de grano con respecto al polvo de la superficie), indican que el volumen total de los granos de polvo consiste en plagioclasa feldespato y zeolita , junto con componentes menores de piroxeno y olivino . [11] Este material fino se puede generar fácilmente mediante la erosión mecánica de basaltos ricos en feldespato , como las rocas de las tierras altas del sur de Marte. [11] En conjunto, estas observaciones indican que cualquier alteración química del polvo por actividad acuosa ha sido muy pequeña.

La aparición de óxidos férricos nanofásicos (npOx) en el polvo [ editar ]

Hay varios procesos que pueden producir npOx como producto de oxidación sin la participación de oxígeno libre (O 2 ). Uno o más de esos procesos pueden haber dominado en Marte, ya que el modelado atmosférico sobre escalas de tiempo geológicas indica que el O 2 libre (generado principalmente a través de la fotodisociación del agua (H 2 O)) [12] puede haber sido siempre un componente traza con un presión parcial no superior a 0,1 micropascal (μPa). [13]

Superficie cubierta de rocas fotografiada por Mars Pathfinder (4 de julio de 1997)

Un proceso independiente de oxígeno (O 2 ) implica una reacción química directa de hierro ferroso (Fe 2+ ) (comúnmente presente en minerales ígneos típicos) o hierro metálico (Fe) con agua (H 2 O) para producir hierro férrico (Fe 3+ (aq)), que normalmente conduce a hidróxidos como goethita (FeO • OH) [12] en condiciones experimentales. [14] Aunque esta reacción con agua (H 2 O) está desfavorecido termodinámicamente, puede ser sostenida sin embargo, por la rápida pérdida del hidrógeno molecular (H 2 ) subproducto. [13] La reacción se puede facilitar aún más con dióxido de carbono (CO 2 ) disuelto y dióxido de azufre (SO2 ), que bajan el pH de las películas de salmuera aumentando la concentración de los iones de hidrógeno más oxidativos (H + ). [14]

Sin embargo, generalmente se necesitan temperaturas más altas (c. 300 ° C) para descomponer los hidróxidos de Fe 3+ (oxi) como la goethita en hematita. La formación de tefra palagonítica en las laderas superiores del volcán Mauna Kea puede reflejar tales procesos, en consonancia con las intrigantes similitudes espectrales y magnéticas entre la tefra palagonítica y el polvo marciano. [15] A pesar de la necesidad de tales condiciones cinéticas, las condiciones prolongadas de aridez y pH bajo en Marte (como las películas de salmuera diurnas) pueden conducir a la eventual transformación de la goetita en hematita dada la estabilidad termodinámica de esta última. [14]

Fe y Fe 2+ también pueden oxidarse por la actividad del peróxido de hidrógeno (H 2 O 2 ). Aunque la abundancia de H 2 O 2 en la atmósfera marciana es muy baja, [13] es temporalmente persistente y un oxidante mucho más fuerte que el H 2 O. Oxidación impulsada por H 2 O 2 a Fe 3+ (generalmente como minerales hidratados) , se ha observado experimentalmente. [14] Además, la omnipresencia de la firma espectral α-Fe 2 O 3 , pero no del Fe 3+ hidratadominerales refuerza la posibilidad de que se pueda formar npOx incluso sin los intermediarios termodinámicamente desfavorecidos como la geotita. [6]

También hay evidencia de que la hematita podría formarse a partir de la magnetita en el curso de los procesos de erosión. Los experimentos en el Laboratorio de Simulación Marte de la Universidad de Aarhus en Dinamarca muestran que cuando una mezcla de polvo magnetide, cuarzo arena, y partículas de polvo de cuarzo se voltea en un matraz, algunos de los convertidos de magnetita a hematita, colorear la muestra de color rojo. La explicación propuesta para este efecto es que cuando el cuarzo fructifica por la molienda, ciertos enlaces químicos se rompen en las superficies recién expuestas; cuando estas superficies entran en contacto con la magnetita, los átomos de oxígeno pueden transferirse de la superficie del cuarzo a la magnetita, formando hematita. [dieciséis]

Cielos rojos en Marte [ editar ]

Las imágenes in situ de aproximadamente color verdadero de las misiones Mars Pathfinder y Mars Exploration Rover indican que el cielo marciano también puede parecer rojizo para los humanos. La absorción de la luz solar en el rango de 0,4-0,6 μm por partículas de polvo puede ser la razón principal del enrojecimiento del cielo. [17] Una contribución adicional puede provenir del predominio de la dispersión de fotones por partículas de polvo en longitudes de onda del orden de 3 μm, [4] que está en el rango del infrarrojo cercano, sobre la dispersión de Rayleigh por moléculas de gas. [18]

Referencias [ editar ]

  1. ^ a b c NASA - Marte en un minuto: ¿Es Marte realmente rojo? ( Transcripción )
  2. ^ a b Kieffer, Hugh H., Bruce M. Jakosky y Conway W. Snyder (1992), "El planeta Marte: desde la antigüedad hasta el presente", en Marte, University of Arizona Press, Tucson, AZ, p. 2 [1] Archivado 2011-06-04 en Wayback Machine ISBN  0-8165-1257-4
  3. ^ Fergason; et al. (11 de febrero de 2006). "Propiedades físicas de los sitios de aterrizaje del Mars Exploration Rover según se infiere de la inercia térmica derivada de Mini-TES". Revista de Investigaciones Geofísicas . 111 (E2): n / a. Código Bibliográfico : 2006JGRE..111.2S21F . CiteSeerX 10.1.1.596.3226 . doi : 10.1029 / 2005JE002583 .  
  4. ^ a b Limón; et al. (3 de diciembre de 2004). "Resultados de imágenes atmosféricas de los exploradores de exploración de Marte: espíritu y oportunidad". Ciencia . 306 (5702): 1753–1756. Código Bibliográfico : 2004Sci ... 306.1753L . doi : 10.1126 / science.1104474 . PMID 15576613 .  
  5. ^ Ruff; Christensen (11 de diciembre de 2002). "Regiones brillantes y oscuras en Marte: tamaño de partícula y características mineralógicas basadas en datos del espectrómetro de emisión térmica" . Revista de Investigaciones Geofísicas . 107 (E12): 2–1–2–22. Código bibliográfico : 2002JGRE..107.5127R . doi : 10.1029 / 2001JE001580 .
  6. ^ a b Bibring; et al. (21 de abril de 2006). "Historia global mineralógica y acuosa de Marte derivada de OMEGA / Mars Express Data" . Ciencia . 312 (5772): 400–404. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 312..400B . doi : 10.1126 / science.1122659 . PMID 16627738 .  
  7. ^ Poulet; et al. (18 de julio de 2007). "Mineralogía de la superficie marciana del Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité a bordo de la nave espacial Mars Express (OMEGA / MEx): mapas minerales globales". Revista de Investigaciones Geofísicas . 112 (E8): E08S02. Código Bibliográfico : 2007JGRE..112.8S02P . doi : 10.1029 / 2006JE002840 . S2CID 16963908 .  
  8. ^ Goetz; et al. La naturaleza del polvo en el aire marciano. Indicación de períodos secos prolongados en la superficie de Marte (PDF) . Séptima Conferencia Internacional sobre Marte . Consultado el 12 de noviembre de 2017 .
  9. ^ "Magnetita" . mindat.org . Consultado el 4 de noviembre de 2017 .
  10. ^ a b Yen; et al. (7 de julio de 2005). "Una visión integrada de la química y mineralogía de los suelos marcianos". Naturaleza . 436 (7047): 49–54. Código Bib : 2005Natur.436 ... 49Y . doi : 10.1038 / nature03637 . PMID 16001059 .  
  11. ^ a b Hamilton; et al. (7 de diciembre de 2005). "Mineralogía del polvo atmosférico marciano inferido de espectros infrarrojos térmicos de aerosoles". Revista de Investigaciones Geofísicas . 110 (E12): E12006. Código bibliográfico : 2005JGRE..11012006H . doi : 10.1029 / 2005JE002501 .
  12. ^ a b Ganado; Moore (octubre de 2003). "La naturaleza de la hematita cristalina de grano grueso y sus implicaciones para el medio ambiente temprano de Marte". Ciencia . 165 (2): 277–300. doi : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00173-8 .
  13. ^ a b c Chevrier; et al. (5 de julio de 2007). "Ambiente geoquímico temprano de Marte determinado a partir de la termodinámica de filosilicatos". Naturaleza . 448 (7149): 60–63. Código Bibliográfico : 2007Natur.448 ... 60C . doi : 10.1038 / nature05961 . PMID 17611538 .  
  14. ^ a b c d Chevrier; et al. (15 de agosto de 2006). "Productos de meteorización de hierro en una atmósfera de CO2 + (H2O o H2O2): implicaciones para los procesos de meteorización en la superficie de Marte". Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (16): 4295–4317. Código bibliográfico : 2006GeCoA..70.4295C . doi : 10.1016 / j.gca.2006.06.1368 .
  15. ^ Morris; et al. (1 de marzo de 2001). "Polvo palagonítico pobre en filosilicatos del volcán Mauna Kea (Hawai): ¿un análogo mineralógico del polvo marciano magnético?". Revista de Investigaciones Geofísicas . 106 (E3): 5057–5083. Código Bibliográfico : 2001JGR ... 106.5057M . doi : 10.1029 / 2000JE001328 .
  16. ^ Moskowitz, Clara (septiembre de 2009). "Cómo Marte se volvió rojo: nueva teoría sorprendente" . Noticias de Yahoo . Archivado desde el original el 25 de septiembre de 2009 . Consultado el 21 de septiembre de 2009 .
  17. ^ Campana III; et al. (28 de septiembre de 2006). "Cromaticidad del cielo marciano según lo observado por los instrumentos de Mars Exploration Rover Pancam" . Revista de Investigaciones Geofísicas . 111 (E12): n / a. Código Bibliográfico : 2006JGRE..11112S05B . doi : 10.1029 / 2006JE002687 .
  18. ^ Thomas; et al. (1 de abril de 1999). "El color del cielo marciano y su influencia en la iluminación de la superficie marciana" . Revista de Investigaciones Geofísicas . 104 (E4): 8795–8808. Código Bibliográfico : 1999JGR ... 104.8795T . doi : 10.1029 / 98JE02556 .

Enlaces externos [ editar ]

  • NASA - Marte en un minuto: ¿Marte es realmente rojo?
  • ContactInContext - ¿ Marte, el planeta "marrón dorado" (no rojo)?