El planeta Marte es el más parecido a la Tierra y es el cuarto planeta del sistema solar por orden de proximidad al Sol. Marte forma parte de los cuatro planetas terrestres, siendo el último de ellos y el segundo más pequeño del sistema solar después de Mercurio. Por sus características y su proximidad con la Tierra, podría ser el único planeta sobre el cual aterrice el ser humano en un futuro no muy lejano.
Marte también es conocido por el nombre de planeta rojo y es visible a simple vista desde la Tierra. Este planeta tiene dos pequeños satélites, Deimos y Fobos, de forma irregular y con un aspecto similar a los asteroides. De hecho, es posible que se trate de asteroides capturados por la gravedad. Su período de rotación y sus ciclos estacionales son similares a los de la Tierra.
Si se observa el planeta Marte con unos prismáticos, éste no muestra características especiales, sino que se figura como un pequeño disco de color rojo. Si se observa con un telescopio se puede observar las principales formaciones de su superficie y los casquetes polares, que se muestran como manchas blancas.
La forma del planeta Marte es ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6780 km y un diámetro polar de 6750 km; por lo tanto, es un poco más ancho que alto. En comparación con la Tierra, Marte está tres veces más achatado (con un valor de 0,01) y es mucho más pequeño.
Siguiendo la comparación con las características de la Tierra, en proporción, Marte tiene un 53% de su diámetro, un 28% de su superficie, un 15% de su volumen y un 11% de su masa. Su densidad también es inferior a la de la Tierra. Un cuerpo en Marte pesaría un 1/3 de lo que pesa en nuestro planeta.
Características físicas de Marte:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Satélites | 2 |
| Diámetro medio | 6780 km |
| Diámetro (Tierra = 1,00) | 0,53 Tierras |
| Volumen | 1,63×1011 km3 |
| Volumen (Tierra = 1,00) | 0,15 Tierras |
| Masa | 6,42×1023 kg |
| Masa (Tierra = 1,00) | 0,11 Tierras |
| Densidad | 3,93 g/cm3 |
Datos de rotación:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Inclinación del eje de rotación | 25,19° |
| Período de rotación sideral | 24 h 37 min 22 s |
| Día solar (rotación sinódica) | 24 h 39 min 36 s |
| Velocidad de escape | 5,03 km/s |
Datos orbitales:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Excentricidad de la órbita | 0,0933 |
| Perihelio (distancia mínima al Sol) | 1,382 UA |
| Afelio (distancia máxima al Sol) | 1,666 UA |
| Semieje mayor | 1,523 UA |
| Velocidad orbital media | 24,08 km/s |
| Período orbital sideral | 686,97 días |
| Inclinación orbital respecto a la eclíptica | 1,850° |
| Cuerpo celeste anterior | La Tierra |
| Cuerpo celeste siguiente | Júpiter |
Órbita y rotación
La órbita de Marte tiene una excentricidad ligeramente pronunciada, con un valor de 0,0933. Cuando Marte está más cerca del Sol (perihelio) se encuentra a una distancia de 1,382 UA, y cuando está más lejos (afelio) la distancia es de 1,666 UA. La inclinación orbital de Marte es de 1,850° respecto a la eclíptica. Un año marciano (vuelta completa al Sol) dura 686,97 días terrestres.
La gran diferencia de distancias respecto al Sol entre la posición de Marte cuando se encuentra en su afelio o en su perihelio también provoca una diferencia de unos 30 °C de temperatura en el punto subsolar. Este punto es en el que el Sol está situado en el zenit del planeta, y por lo tanto se va desplazando de este a oeste.
Gracias a las manchas que se encuentran en la superficie de Marte se ha podido determinar su rotación con exactitud. Estas manchas son excelentes puntos de referencia, y fueron observadas por primera vez en 1659 por Christiaan Huygens. Tres siglos después se han establecido valores muy exactos.
Respecto a la rotación, un día marciano algo más duradero que un día terrestre: 24 h 37 min 22 s. Su eje de rotación está bastante inclinado, con un ángulo respecto a la eclíptica de 25,19°. Sus estaciones son parecidas a las de la Tierra, aunque más alargadas debido a que su año es mucho más duradero.
La estructura interna
Actualmente, la estructura interna de Marte es poco conocida. Sin embargo, ya hay misiones previstas para estudiar y comprender mejor el interior del planeta rojo. Se considera que Marte tiene un interior parecido al de los planetas terrestres, con un núcleo metálico, de un radio de unos 1800 km, compuesto principalmente de níquel y hierro, rodeado de capas externas menos densas.
| Capa | Espesor | Radio | Diámetro |
|---|---|---|---|
| Núcleo | - | 1800 km | 3600 km |
| Manto | 1530 km | 3330 km | 6660 km |
| Corteza | 60 km | 3390 km | 6780 km |
La densidad media de Marte es de 3,93 g/cm3, ligeramente superior a la de las rocas basálticas. Esto indica que su núcleo metálico debería ser mucho menor que el de nuestro planeta, pero también sólido.
El núcleo está rodeado por un manto de silicato, zona en la que se formaron muchas de las características volcánicas y tectónicas de Marte. Este manto debe tener un espesor cercano a los 1530 km, grueso y resistente, sin permitir una actividad geológica intensa. La corteza puede tener unos 60 km de espesor.
Geografía y superficie
Marte es un planeta que tiene una superficie parecida a la de nuestro satélite, la Luna, aunque tiene una morfología más compleja por la presencia de cráteres, llanuras, cañones y volcanes. Además en Marte hay agua, sobre todo en los casquetes polares, y está intercalada en las capas superficiales de las rocas (permafrost).
La corteza de su superficie no está dividida en placas, sino que está compuesta por una única placa. La evolución de Marte le ha dado esta característica debido al enfriamiento de su superficie y al consiguiente aumento del espesor de la corteza.
Existe una diferencia en la morfología de los dos hemisferios de Marte. El hemisferio septentrional tiene llanuras lisas y pocos cráteres, mientras que el hemisferio meridional muestra una cantidad de cráteres cinco veces mayor que la de la otra mitad del planeta. Esta diferencia viene delimitada por el ecuador del planeta, y a día de hoy se desconocen las razones de esta diferencia entre los dos hemisferios.
Uno de los cráteres más importantes y el más grande de la superficie de Marte es Hellas Planitia (o Planície de Hélade), que se localiza en el sureste del planeta rojo. Este cráter tiene un diámetro de cerca de 2300 km y una profundidad de 6 km.
Una característica que domina parte del hemisferio norte es la existencia de una gran zona que contiene el complejo volcánico Tharsis. En esta zona se encuentra el volcán más grande del sistema solar, el Olympus Mons (o Monte Olimpo), con una altura de 25 km (prácticamente, dos veces y media la altura del Everest) y una anchura de 600 km. La lava formó un “zócalo” de 6 km de altura.
En su superficie también hay varias estructuras en forma de canales que recuerdan los lechos de los ríos terrestres. Estos lechos son gigantescos y algunos de ellos pueden llegar a tener una anchura de cientos de km. El más grande de todos ellos es Valles Marineris, con una anchura de 500 km y una longitud de 2700 km. A su lado, el Gran Cañón del Colorado queda diminuto.
Geología y composición
Marte es un planeta rocoso cuya superficie está compuesta principalmente por basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro. Esta composición es la que le proporcionan el color rojo que tanto caracteriza a este planeta. Mientras que en la corteza de la Tierra predominan los silicatos y los aluminatos, en la superficie del planeta rojo predominan los ferrosilicatos.
Los tres componentes principales de Marte son el oxígeno (43,8%), el silicio (22,4%) y el hierro (12,1%). También tiene aluminio (5,5%), magnesio (4,3%), calcio (3,8%), titanio y otros componentes que se encuentran en menor cantidad. Existen zonas más ricas en sílice que en basalto. En las zonas montañosas del sur se han detectado piroxenos de alto contenido en calcio. La mayor parte de su superficie está cubierta de polvo de grano fino de óxido de hierro.
Marte carece de un campo magnético global. No obstante, la Mars Global Surveyor detectó campos magnéticos locales de baja intensidad en varias regiones de la corteza. Además, tampoco presenta una tectónica de placas que esté activa actualmente, y no hay pruebas de movimientos horizontales recientes en su superficie. No obstante, es posible que hubiera tenido actividad tectónica de placas durante su formación, hace unos 4000 millones de años.
Los casquetes polares
Los polos son una de las pocas características de Marte que pueden ser observadas desde nuestro planeta con un telescopio. Los polos de este planeta están cubiertos por casquetes de hielo seco. Durante la estación fría tienden a expandirse y llegan respectivamente a 60° de latitud N y 60° de latitud S. Cuando llega el calor, el dióxido de carbono se sublima y migra hacia el polo opuesto.
Océanos
Marte tiene un clima frío y seco, sin embargo hay evidencias en su superficie de la acción erosiva del agua y el hielo. Lechos fluviales enormes, llanuras periglaciales, permafrost y los casquetes polares helados demuestran que en el pasado el clima ha sido más templado y ha habido presencia de agua en la superficie. De hecho, la presencia de lechos fluviales hace pensar en un clima regulado, por lo que tuvo que producirse un ciclo hidrodinámico con circulación atmosférica de vapor de agua.
Una consecuencia de este ciclo es la posible existencia de océanos estables con ciclo completo del agua: evaporación del mar, condensación en nubes y precipitaciones sobre la superficie del planeta Marte. Se considera que la inestabilidad de la atmósfera y la menor masa del planeta son la causa principal del fin del ciclo hidrodinámico. Una gran parte de los gases que componían la atmósfera marciana pasaron al espacio.
Presencia de agua
La presencia de agua en Marte ha sido un campo de estudio muy importante en los últimos años, y ha dado un paso de gigante gracias a la exploración realizada por las sondas espaciales. Se estima que existe un 0,01% de agua en forma de vapor en la atmósfera marciana. Se sabe también que existe agua helada en el suelo.
En mayo de 2002 la sonda espacial Mars Odyssey detectó hidrógeno en la superficie marciana. Dos años más tarde, en enero de 2004, la sonda Mars Express de la ESA detectó presencia de agua por primera vez. En 2008, el vehículo explorador Phoenix de la NASA confirmó de forma oficial la existencia de agua en el planeta rojo. La fecha de la publicación fue el 31 de julio de 2008, aunque la detección se hizo el día anterior.
Atmósfera
La atmósfera de Marte es una fina capa que está compuesta en gran parte de dióxido de carbono. El cielo es de un color rojizo debido a la presencia constante de polvo en suspensión. Las nubes están formadas por dióxido de carbono y agua, y se parecen a los cirros de la Tierra pero con una apariencia ciclónica en las proximidades de los relieves de mucha altura.
| Elemento | Proporción |
|---|---|
| Dióxido de carbono | 95,32% |
| Nitrógeno | 2,6% |
| Argón | 1,9% |
| Oxígeno | 0,174% |
| Monóxido de carbono | 0,0747% |
| Vapor de agua | 0,03% |
La proporción de otros elementos es muy pequeña y su dosificación escapa de la sensibilidad de los instrumentos de análisis utilizados hasta ahora. Cabe señalar que Marte está siendo analizado e investigado de forma continua y progresiva, por lo que estos datos podrían cambiar.
Las estaciones de Marte
La inclinación del eje de Marte (de 25,19°) con respecto a su plano orbital determina la alternancia de las estaciones, tal y como ocurre en la Tierra. Esta inclinación también provoca los cambios de temperatura en su superficie. Por término medio, la temperatura es de -40 °C, con puntas de -14 °C en verano y de -120 °C en invierno.
Debido al hecho de que un año marciano dura 687 días (casi el doble que un año terrestre), las estaciones también también duran casi el doble. No obstante, la diferencia entre sus estaciones es mucho mayor porque la excentricidad de la órbita de Marte también es mucho mayor que la terrestre.
| Hemisferio norte | Hemisferio sur | Días en Marte | Días en la Tierra |
|---|---|---|---|
| Primavera | Otoño | 199 | 92,9 |
| Verano | Invierno | 183 | 93,6 |
| Otoño | Primavera | 147 | 89,7 |
| Invierno | Verano | 158 | 89,1 |
Los satélites Deimos y Fobos
Los dos satélites naturales de Marte son Deimos y Fobos, con órbitas muy cercanas al planeta. Deimos y Fobos fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Asaph Hall en el año 1877. Algunos científicos creen que estos dos satélites son asteroides capturados por la gravedad del planeta, sobre todo teniendo en cuenta que Marte se encuentra cerca del cinturón de asteroides.
Deimos es más pequeño que Fobos, y al igual que la Luna, sale por el este y se pone por el oeste. En cambio Fobos es más grande y se encuentra más cercano a su planeta, moviéndose tan rápido que por cada día marciano, sale dos veces por el oeste y se pone por el este (al revés de Deimos).
