Marte (planeta) CIENCIA

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Ciencia

Es el cuarto planeta (v.) del sistema solar y sigue a la Tierra en orden de distancia al Sol. Es visible a simple vista como una estrella de brillo muy variable, según su distancia a nuestro planeta y, en oposición media, tiene una magnitud aproximada de -2 mag. Posee dos pequeños satélites (v.), Phobos y Deimos, que fueron descubiertos por A. Hall en 1877.

Es, sin duda, el planeta mejor estudiado, no sólo por su proximidad, sino por la transparencia de su atmósfera. Con ayuda de un telescopio, se observan en su superficie numerosos detalles y, aunque más tarde serán descritos con cierta amplitud, puede señalarse la existencia de zonas más oscuras, de color verdoso azulado (mares de M.), alternando con otras más claras de color rosáceo (tierras de M.) y una mancha blanca o blanco-amarillenta (casquete polar). Estos detalles han permitido determinar con precisión la rotación del planeta, que se verifica con un periodo sidéreo de 24 h 37 m 23 5 análogo al terrestre, alrededor de un eje que tiene una inclinación de unos 64° 50’ con respecto al plano de la órbita (para la Tierra es 90°-e=66° 33’), lo que da lugar a la existencia de estaciones similares a las terrestres, si bien su duración es casi doble que la de éstas.

Órbita. M. describe su órbita en un periodo sidéreo de revolución igual a 686,98 días- y con una velocidad media orbital de 23,8 Km/seg. Contando el tiempo t en siglos julianos de 36.525 días, a partir de 1900 (enero 0 a 12h TE), los elementos orbitales de M., con sus variaciones seculares hasta el segundo orden, son los siguientes: Longitud media:Lo=293044’ 51",46+68.910.117",33 t+1",1184 t2 Longitud del perihelio:334113’Y’,53+6.626%73 t+0",4.675 t2 Longitud del nodo ascendente:48o47’ 11",19+2.775",57 t+0",005 t2 Excentricidade=0,0933129+0,000092064 t-0,000000077 t2 Inclinaciónz=1° 51’ 1",20-2",430 t+0",0454 t2 Semieje mayor:a=1,5236884Movimiento medio:n=1.886",5182Masa, forma y dimensiones. La masa del planeta ha sido determinada por medio de las órbitas de sus satélites. El resultado obtenido por A. Hall (1878),M=1/3.093.500de la masa solar, fue el adoptado por Newcomb. Van den Bosch (1927) obtuvoM-1=3.088.000+5.000y este valor fue confirmado posteriormente por Clemente en la formaM-1=3.088.000+3.000.

Otras determinaciones basadas en las perturbaciones producidas sobre otros planetas o asteroides, como la llevada a cabo por Rabe (1950) para el asteroide Eros, parecen menos seguras. TomandoM-1=3.088.000,resulta que la masa de M. es 0,1079 (aproximadamente la décima parte) de la terrestre.

Las medidas de los diámetros ecuatorial y polar efectuadas por Dollfus (1962) con micrómetro birrefringente, son 9",43 y 9",31, después de reducidas a la unidad de distancia (UA). Focas (1963) ha obtenido, respectivamente, 9",40 y 9",30. De estos datos resulta un achatamiento aproximado de 1/86, en contradicción con el valor 1/192, que se deduce por consideraciones dinámicas. Lamar (1962) sugiere que un manto superficial en equilibrio isostásico, de espesor nulo en los polos y de 176 Km. en el ecuador, explicaría esta discrepancia. Una atmósfera más transparente en los polos también explicaría el fenómeno, según C)pik (1962). Con estos datos, puede adoptarse un valor de 3.390 Km. como radio medio de M., o sea, aproximadamente, 0,532 del radio medio terrestre.

Otras magnitudes del planeta, que pueden deducirse fácilmente de las anteriores, se consignan en el siguiente cuadro:Volumen (Tierra=1) ... ... ... 0,15 Densidad (Tierra=1) ... ... ... 0,70 Densidad (agua=1) ... ... ... ... 3,9 Gravedad en la superficie ... ...0,38 g=384 cm/seg2Velocidad de escape ... ... ...5,06 Km/seg. Fotometría y polarización. La magnitud visual (v. ESTRELLAS) aparente del planeta a la UA de distancia de la Tierra y del Sol (en el sistema V, x=5.540 A), consignada por Harris (1961) como promedio de un conjunto de medidas de Zóllner, Müller, King, Kuiper, etc., es m?o=-1,52.

Por otra parte, la variación con arreglo al ángulo de fase a (v. PLANETAS), que puede llegar a 48°, es de 0,015 mag/grado, de donde la magnitud visual m? puede expresarse en la formam?= -1,52+5 logro RD+0,015 "0siendo R, D, las distancias en UA del planeta al Sol y a la Tierra, respectivamente. Calculando la magnitud visual correspondiente a la oposición media, se obtiene rno=-2,01 mag.

Variaciones de brillo entre 0,10 y 0,15 mag., debidas a la rotación del planeta, han sido establecidas por Guthnick y Prager (1918) y confirmadas posteriormente por Johnson, Gardiner, Kuiper, etc.

Las primeras medidas de polarización (v.) realizadas por Lyot (1922) sobre zonas brillantes de la superficie de M., han permitido comprobar que el ángulo de inversión es de unos 29°, notándose un cambio en la polarización con respecto a la observada en el centro del disco. La curva de polarización en estas desérticas regiones es muy parecida a la de la limonita (Fe203-3H20). La polarización de las zonas oscuras presenta una evidente variación con las estaciones, fenómeno que frecuentemente se ha asociado a variaciones de vapor de agua en su atmósfera y cambios en vegetación. Otras interesantes medidas de polarización concuerdan con la presencia de vapor de agua en la atmósfera de M., así como la existencia de nubes blancas, de estructura análoga a nuestros cirros, y de nubes amarillas, que hacen decrecer la polarización en todos los ángulos de fase y son atribuidas a la formación de tormentas de polvo de excepcional densidad.

Albedo y temperaturas. El albedo visual monocromático A (a), con sus factores p (X) (albedo geométrico) y q (a) (integral de fase), ha sido esquematizado por Woolley (1955) en la tabla siguiente: L(unidades A) 4.050 4.250 4.550 4.945 5.430 5.980 6.360 P(Á) 0,049 0,054 0,081 0,097 0,131 0,194 0,227 q()1) 0,95 0,99 1,04 1,09 1,19 1,25 1,31A(x) 0,047 0,053. 0,084 0,106 0,16 0,24 0,30 Adoptando para el albedo el valor A=0,15, las temperaturas (v.) teóricas que se deducen para su superficie son:T=218° K, Th=259° K, Tp=380° K.

Por otra parte, dentro de la imprecisión a que están sujetas, las medidas directas parecen conducir a las siguientes conclusiones:

1) Las temperaturas (v.) obtenidas con pares termoeléctricos para el punto subsolar son inferiores en unos 20° a las obtenidas teóricamente, esto es,Tp=286° K. 2) La temperatura en las zonas oscuras es de 8° a 10° más alta que en las zonas claras. 3) La variación de temperaturas con la latitud es muy marcada, de manera que en los casquetes polares puede llegar a unos 200"K en invierno y unos 2700K en verano. 4) Las temperaturas, medidas en el ecuador, para el borde en que amanece y el borde en que anochece, son respectivamente 254° K y 278° K. 5) La temperatura de medianoche se estima en unos 200° K. 6) Los máximos de iluminación se corresponden sin desfasaje con los máximos de temperatura, lo que parece indicar pobreza en vapor de agua.

La siguiente tabla (Pettit, 1961) resume las diferencias obtenidas de acuerdo con la distancia del planeta al Sol:Temperaturas de: Punto Limbo Casquetesubsolar polar Sur En perihelio 300° K 279° K 221° KEn afelio 2731 2541 2011 a A distancia media 286° 266° 211° >,tmósfera. La atmósfera de M. ha sido estudiada muy cuidadosamente, ya sea desde la superficie terrestre o por medio de globos estratosféricos, comprobándose de manera definitiva la existencia de anhídrido carbónico. También ha sido probada la presencia de la composición isotópica C130216 (Moroz y Kuiper) por observación de la banda de 2,11 micrones. Diferentes intentos para identificar otros componentes han dado dudosos resultados, aunque los recientes trabajos de Dollfus, Kaplan, Münch, Spinrad, etc., parecen abogar en favor de la existencia de vapor de agua, como se deduce de medidas de polarización de nubes y medidas espectrofotométricas. Sin duda, la identificación de los casquetes polares como compuestos por escarcha de H2O y no de COZ abogan también en favor de esta presencia. Otros componentes no identificados, pero cuya existencia se sospecha, son el nitrógeno molecular N2 y el argón Ar; no así el oxígeno, que, en caso de existir, se cree estaría en proporciones muy pequeñas, con un espesor total inferior a 250 cm. de atmósfera (a presión y temperatura normales).

En resumen, puede estimarse que la atmósfera de M. está mucho más enrarecida que la terrestre, como se deduce de su velocidad de escape y su albedo, con una presión sobre la superficie del planeta de unos 85 mb. (la media en la Tierra es de 1.013,2 mb.), que decrece más lentamente con la altitud que en la atmósfera terrestre (debido a su menor gravedad), de forma que a unos 30 Km. la presión es probablemente mayor en M.

Entre las diferentes clasificaciones que se han hecho de las nubes, tres tipos parecen bien definidos: nubes blancas, azules y amarillas. Las dos primeras son observadas principalmente hacia los bordes, donde amanece y anochece, o sobre los casquetes polares y cuando aparecen conectadas formaciones de ambas; las medidas de polarización indican un nivel más bajo de las nubes blancas.

Las nubes blancas, parecidas a nuestros cirros, se disipan sobre el disco en una o dos horas de exposición a la luz solar; en cambio, las formadas sobre los bordes suelen ser más grandes y brillantes. Frecuentemente aparecen sobre los mismos lugares, lo que parece debido a_ fenómenos convectivos por irregularidades del suelo.

Las nubes azules, observadas en luz azul y violeta e invisibles con luz roja o infrarroja, parecen estar formadas por tenues condensaciones de partículas de hielo de diámetros inferiores a 0,5 tt, resultando inexplicables hasta ahora sus bruscas desapariciones.

Las nubes amarillas comienzan generalmente en zonas claras del suelo marciano y frecuentemente a partir de una nube blanca, siendo sus apariciones más frecuentes en el hemisferio sur y en la primavera de M. Se consideran formadas por granos de 2 a 10 micrones de diámetro, de gran poder absorbente y probablemente debidas a limonita pulverizada. Su desplazamiento ha servido para constatar vientos de hasta 60 m/seg. durante las primeras fases de estas tormentas de polvo y para comprender mejor algunas de las características de la circulación atmosférica de M.

Superficie del planeta. Los primeros diseños de la superficie de M. fueron dados por Fontana (1636), Huyghens, Cassini, W. Herschell, etc.; pero el primer mapa científicamente concebido, con coordenadas que fijan la posición de cada detalle, fue efectuado por Schiaparelli (1877). Numerosos trabajos posteriores de Trumpler, Wright, Lowell, Flammarion, Antoniadi y otros autores más modernos, han permitido fijar la posición de más de 260 puntos sobre la superficie, trazar cartas de la misma y estudiar sus variaciones a lo largo de los años, a través de miles de fotografías.

Ya quedó indicada la neta separación entre regiones brillantes o claras, regiones más oscuras y casquetes polares. A éstas debemos, sin embargo, añadir la existencia de los llamados canales de M., consistentes en franjas estrechas, casi rectilíneas y de color similar al de las zonas oscuras, que resultan más visibles en la primavera marciana. Su regularidad casi geométrica ha servido para especular sobre la existencia de seres inteligentes y canales de riego sobre la superficie del planeta; pero aunque de momento dichos fenómenos carecen de una explicación plausible, lo cierto es que ninguna otra observación avala tales hipótesis.

Los cambios estacionales en los casquetes polares, así como las observaciones espectroscópicas, radiométricas y polarimétricas, concuerdan con la hipótesis de formaciones a base de cristales de hielo. Minuciosos estudios de la variación de los casquetes con las estaciones han demostrado la forma casi constante en que se verifica su regresión en primavera y verano, a causa de la topografía marciana y la circunstancia de que en tal fenómeno debe dominar el proceso de sublimación al de fusión.

Las regiones brillantes o claras cubren alrededor de las tres cuartas partes de la superficie y son probablemente vastos desiertos cubiertos por polvo fino de óxidos de hierro (limonita).

Las regiones más oscuras muestran una indudable influencia de las estaciones, con cambios de forma, albedo y polarización, aunque también presentan variaciones irrégulares. Una hipótesis volcánica y otra que asume la existencia de formas simples de vegetación (líquenes, bacterias, algas microscópicas, etc.) tratan de explicar estos fenómenos.

V. t.: COORDENADAS ASTRONÓMICAS; PLANETAS; RADIACIÓN; SATÉLITE

R. CID PALACIOS

BIBL.: E. M. ANTONIADI, La planéte Mars, París 1930; G. DE VAUCOULEURS, Physics of the planet Mars, Londres 1954; G. P. KUIPER y B. M. MIDDLEHURST, Planets and satellites, Chicago 1961