El estudio de las características de la superficie (o propiedades y procesos de la superficie [1] ) es una categoría amplia de la ciencia de Marte que examina la naturaleza de los materiales que componen la superficie marciana . El estudio evolucionó a partir de técnicas telescópicas y de teledetección desarrolladas por astrónomos para estudiar las superficies planetarias. Sin embargo, se ha convertido cada vez más en una subdisciplina de la geología a medida que las naves espaciales automatizadas brindan una resolución y capacidades de instrumentos 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 composición química y física (por ejemplo, tamaño de grano, rugosidad de la superficie y 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 de la superficie de Marte representa una pequeña fracción del volumen total del planeta, pero juega un papel importante en la historia geológica del planeta. [2] Comprender las propiedades físicas de la superficie también es muy importante para determinar los lugares de aterrizaje seguros para las naves espaciales. [3]
Albedo y color
Como todos los planetas, Marte refleja una parte de la luz que recibe del sol. La fracción de luz solar reflejada es una cantidad llamada albedo , que varía desde 0 para un cuerpo que no refleja luz solar hasta 1,0 para un cuerpo que refleja toda la luz solar. Las diferentes partes de la superficie (y la atmósfera) de un planeta tienen diferentes valores de albedo dependiendo de la naturaleza química y física de la superficie.
No hay topografía visible en Marte desde los telescopios terrestres. Las áreas brillantes y las marcas oscuras en los mapas de Marte anteriores a la era de los vuelos espaciales son características del albedo. (Ver características del albedo clásico en Marte ). Tienen poca relación con la topografía. Las marcas oscuras son más claras en un cinturón ancho de 0 ° a 40 ° S de latitud. Sin embargo, la marca oscura más prominente, Syrtis Major Planum , se encuentra en el hemisferio norte, fuera de este cinturón. [4] La característica clásica del 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 limpiado de polvo, dejando un rezago de material rocoso oscuro. El color oscuro concuerda con la presencia de rocas máficas , como el basalto .
El albedo de una superficie generalmente varía con la longitud de onda de la luz que la golpea. Marte refleja poca luz en el extremo azul del espectro, pero mucha en el rojo y en longitudes de onda más altas. Es por eso que Marte tiene el familiar color naranja rojizo a simple vista. Pero las observaciones detalladas revelan una sutil gama de colores en la superficie de Marte. 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 aparecen de color gris oscuro. Un tercer tipo de área, de color intermedio y albedo, también está presente y se cree que representa regiones que contienen una mezcla del material de las áreas brillantes y oscuras. [5] Las áreas de color gris oscuro se pueden subdividir en las que son más rojizas y las que tienen un tono menos rojizo. [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 ("descomponer") cada una de estas contribuciones, los científicos pueden comparar los espectros resultantes con los espectros de laboratorio de minerales conocidos para determinar la probable identidad y abundancia de minerales individuales en la superficie. [7] [8]
Usando esta técnica, los científicos saben desde hace mucho tiempo que las áreas de ocre brillante probablemente contienen abundantes óxidos de hierro férrico (Fe 3+ ) típicos de los materiales que contienen hierro degradado (p. Ej., Óxido ). Los espectros de las áreas oscuras son consistentes con la presencia de hierro ferroso (Fe 2+ ) en minerales máficos y muestran bandas de absorción sugestivas de piroxeno , un grupo de minerales que es muy común en el basalto. Los espectros de las áreas oscuras más rojas son consistentes con materiales máficos cubiertos con capas de alteración delgadas. [9]
Inercia térmica
La medición de la inercia térmica es una técnica de detección remota que permite a los científicos distinguir áreas de grano fino de grano grueso en la superficie marciana. [10] La inercia térmica es una medida de qué tan rápido o lento se calienta o enfría algo. Por ejemplo, los metales tienen una inercia térmica muy baja. Una bandeja de aluminio para galletas sacada del horno se enfría al tacto en menos de un minuto; mientras que una placa de cerámica (alta inercia térmica) extraída del mismo horno tarda mucho más en enfriarse.
Los científicos pueden estimar la inercia térmica en la superficie marciana midiendo las variaciones en la temperatura de la superficie 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 rocas sólidas, como los afloramientos, tienen altas conductividades e inercias térmicas. El polvo y el material granular pequeño en el regolito tienen inercias térmicas bajas 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 que indican superficies que están cubiertas de polvo y otro material granular fino. Las superficies de bajo albedo de color gris oscuro 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 son 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 un número relativamente grande de bloques y rocas. [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 favorables características orbitales y rotacionales que permiten una buena cobertura en amplias áreas de la superficie del planeta. [17] Los ecos de radar de Marte se obtuvieron por primera vez a principios de la década de 1960, y la técnica ha sido vital para encontrar un terreno seguro para los módulos de aterrizaje en Marte.
La dispersión de los ecos de radar devueltos desde Marte muestra que existe una gran variación en la rugosidad de la superficie y la pendiente a lo largo de la superficie del planeta. Amplias áreas del planeta, particularmente en Siria y Sinai Plana, son relativamente lisas y planas. [18] Meridiani Planum, el lugar de aterrizaje del Mars Exploration Rover Opportunity , es uno de los lugares más planos y suaves (a escala decimétrica) jamás investigados por radar, un hecho confirmado por las imágenes de la superficie en el lugar de aterrizaje. [19] Otras áreas muestran altos niveles de rugosidad en el radar que no son discernibles en imágenes tomadas desde la órbita. La abundancia superficial promedio de rocas de escala centímetro a metro es mucho mayor en Marte que en otros planetas terrestres. Tharsis y Elysium, en particular, muestran un alto grado de rugosidad superficial a pequeña escala asociada con los volcanes. Este terreno extremadamente accidentado sugiere flujos de lava jóvenes, ʻaʻā . Una banda de 200 km de largo de albedo de radar bajo a cero (región "sigilosa") atraviesa el suroeste de Tharsis. La región corresponde a la ubicación de la Formación Medusa Fossae , que consiste en capas gruesas de materiales no consolidados, tal vez ceniza volcánica o loess . [20] [21] [22]
Los instrumentos de radar de penetración terrestre en el orbitador Mars Express ( MARSIS ) y el Mars Reconnaissance Orbiter ( SHARAD ) están proporcionando datos asombrosos de retorno de eco en materiales y estructuras del subsuelo a profundidades de hasta 5 km. Los resultados han demostrado que los depósitos de capas polares están compuestos de hielo casi puro, con no más del 10% de polvo en volumen [23] y que los valles erosionados en Deuteronilus Mensae contienen espesos glaciares cubiertos por un manto de escombros rocosos. [24]
Referencias
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- ^ Christensen, PK; Moore, HJ (1992). La capa de superficie marciana, en Kieffer, HH et al., Eds. Marte. Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, p. 686.
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- ^ Sitio web de NASA Mars Reconnaissance Orbiter. http://mars.jpl.nasa.gov/mro/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=979 . Consultado el 20 de septiembre de 2010.
enlaces externos
- Marte - Mapa geológico ( USGS , 2014) ( original / crop / full / video (00:56) ).