EL PLANETA Y SISTEMA SOLAR

INTRODUCCIÓN 

Sistema Solar, sistema formado por el Sol, ocho planetas (después de la recalificación de Plutón como planeta enano en agosto de 2006), planetas enanos, satélites, asteroides, cometas y meteoroides, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 millones de kilómetros. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar —llamada heliopausa— se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los cuerpos más alejados del Sol, con órbitas muy excéntricas, que se extienden hasta 50.000 UA o más. 

El Sistema Solar era el único sistema planetario existente conocido hasta 1995, año en que los astrónomos descubrieron un planeta con una masa comparable a la de Júpiter, orbitando en torno a la estrella 51 Pegasi, semejante al Sol. Más tarde, los astrónomos detectaron otros dos planetas, de masas superiores a la de Júpiter, que giraban alrededor de sendas estrellas: 70 Virginis y 47 Ursae Maioris. En 1999, dos equipos de astrónomos que trabajaron independientemente anunciaron el descubrimiento del primer sistema multiplanetario distinto del nuestro; se trataba de tres planetas gaseosos orbitando alrededor de la estrella Ípsilon Andromedae. En enero de 2000 se anunció el descubrimiento de otros dos sistemas planetarios extrasolares. El sistema planetario más parecido al Sistema Solar descubierto hasta el momento es el formado por al menos dos planetas que giran en torno a la estrella 55 Cancri. En junio de 2002 se anunció el descubrimiento del segundo de estos planetas, que se encuentra a una distancia de su estrella similar a la que existe entre Júpiter y el Sol. Su órbita es algo elíptica, también semejante a la de Júpiter. Desde que en 1995 se descubrió el primer planeta fuera de nuestro Sistema Solar, se han detectado ya más de doscientos de estos planetas. 

 


LOS PLANETAS 

Después de la definición de planeta dada por la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006, el Sistema Solar tiene, en la actualidad, ocho planetas. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio. 

Mercurio 

Es el planeta más cercano al Sol. Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de kilómetros, tiene un diámetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de la Tierra y su densidad media es aproximadamente igual a la de la Tierra. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 días (año del planeta). Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58,7 días o cada dos terceras partes de su periodo orbital; por tanto, gira una vez y media sobre su eje durante cada periodo orbital. 


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En 1631 se realizó la primera observación de un tránsito de Mercurio, el paso del planeta por delante del disco del Sol. Se producen unos 13 tránsitos cada 100 años. El 7 de mayo de 2003 tuvo lugar el primer tránsito de este siglo. 

El perihelio de Mercurio (el punto de su órbita más cercano al Sol) avanza muy despacio. Uno de los primeros logros de la teoría de la relatividad fue la explicación detallada de este movimiento. 

Como su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar. Los estudios espectroscópicos del planeta nos muestran una tenue atmósfera que contiene sodio y potasio; en apariencia, sus átomos proceden de la corteza. Sus colisiones con otros planetas de nueva formación en los orígenes del Sistema Solar pudieron despojarle de los materiales más ligeros, lo que explica la relativamente alta densidad de Mercurio. La fuerza de gravedad de la superficie del planeta es más o menos una tercera parte de la de la Tierra. Observaciones de radar realizadas sobre la rotación de Mercurio en su órbita permitieron a un equipo de científicos estadounidenses deducir que el núcleo del planeta es líquido, con una dinámica independiente de la capa exterior. 

La sonda espacial de la NASA Mariner 10 sobrevoló Mercurio dos veces en 1974 y una en 1975. Las fotografías del planeta lo muestran muy parecido a la Luna, con una superficie llena de cráteres; sus temperaturas podían ser de 430 ºC en el lado iluminado por el Sol y de -180 °C en el lado oscuro. La Mariner 10 detectó también un campo magnético con una fuerza del 1% del de la Tierra. La superficie de Mercurio, a diferencia de la de la Luna, está atravesada por grandes fracturas quizá procedentes del periodo de contracción que experimentó en sus primeros tiempos, cuando el planeta se enfrió. En 1991 radiotelescopios terrestres de gran potencia revelaron señales de enormes extensiones de hielo en las regiones polares de Mercurio que la Mariner 10 no había cubierto. 

 

El 3 de agosto de 2004 la NASA lanzó una nueva misión hacia Mercurio, la sonda Messenger, que está previsto que entre en órbita del planeta en marzo de 2011. La sonda, además de un sistema de cámaras que fotografiará la superficie del planeta, porta siete instrumentos científicos que permitirán estudiar tanto su campo magnético como su corteza, su núcleo y su tenue atmósfera. 
Estudio con grandes telescopios 

    Mercurio según Schiaparelli.

Cartografía de Mercurio realizada por Percival Lowell en enero de 1896.

Las primeras observaciones con telescopio de Mercurio datan de Galileo en el siglo XVII. Aunque él observara las fases planetarias cuando miraba a Venus, su telescopio no era lo suficientemente potente para distinguir las fases de Mercurio. En 1631 Pierre Gassendi realizó las primeras observaciones del tránsito de Mercurio cruzando el Sol cuando vio el tránsito de Mercurio predicho por Johannes Kepler. En 1639 Giovanni Zupi usó un telescopio para descubrir que el planeta tenía una fase orbital similar a la de Venus y la Luna. La observación demostró de manera concluyente que Mercurio orbitaba alrededor del Sol. 

 

Un hecho extraño en la astronomía es que un planeta pase delante de otro (ocultación), visto desde la Tierra. Mercurio y Venus se ocultan cada varios siglos, y el 28 de mayo de 1737 ocurrió el único e histórico registrado. El astrónomo que lo observó fue John Bevis en el Real Observatorio de Greenwich.22 La próxima ocultación ocurrirá en 2133. 
En 1800 Johann Schröter pudo hacer algunas observaciones de la superficie, pero erróneamente estimó que el planeta tenía un periodo de rotación similar a la terrestre, de unas 24 horas. En la década de 1880 Giovanni Schiaparelli realizó un mapa de Mercurio más correcto, y sugirió que su rotación era de 88 días, igual que su período de traslación (Rotación síncrona).23 
La teoría por la cual la rotación de Mercurio era sincrónica se hizo extensamente establecida, y fue un giro de 180° cuando los astrónomos mediante observaciones de radio en los años 1960 cuestionaron la teoría. Si la misma cara de Mercurio estuviera dirigida siempre hacia el Sol, la parte en sombra estaría extremadamente fría, pero las mediciones de radio revelaron que estaba mucho más caliente de lo esperado. En 1965 se constató que definitivamente el periodo de rotación era de 59 días. El astrónomo italiano Giuseppe Colombo notó que este valor era sobre dos terceras partes del período orbital de Mercurio, y propuso una forma diferente de la fuerza de marea que hizo que los períodos orbitales y rotatorios del planeta se quedasen en 3:2 más bien que en 1:1 (resonancia orbital).24 Más tarde la Mariner 10 lo confirmó. 


 

Las observaciones por grandes telescopios en tierra no arrojaron mucha luz sobre este mundo difícil de ver, y no fue hasta la llegada de sondas espaciales que visitaron Mercurio cuando se descubrieron y confirmaron grandes e importantes propiedades del planeta. No obstante, recientes avances tecnológicos han llevado a observaciones mejoradas: en 2000, el telescopio de alta resolución del Observatorio Monte Wilson de 1500 mm proporcionó las primeras imágenes que resolvieron algunos rasgos superficiales sobre las regiones de Mercurio que no fueron fotografiadas durante las misiones del Mariner.26 Imágenes recientes apuntan al descubrimiento de una cuenca de impacto de doble anillo más largo que la Cuenca de Caloris, en el hemisferio no fotografiado por la Mariner. Es informalmente conocido como Cuenca de Shinakas. 




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Venus 

Es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, al lucero de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso. 


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Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos (con ocho años de diferencia), en intervalos de poco más de un siglo. El último tránsito de Venus se produjo el 8 de junio de 2004, y los tres próximos serán en 2012, 2117 y 2125. 

Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquellos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. 

El primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner 2, lanzado por Estados Unidos en 1962, seguido por el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10 en 1974. La antigua Unión Soviética desarrolló varias sondas de entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores: Venera 4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8 (1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 (1983); Vega 1 y 2, enviadas hacia el cometa Halley en 1984, también volaron hacia Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas llegaron con éxito a la superficie del planeta. Estados Unidos lanzó dos misiones Pioneer Venus en 1978. Pioneer Venus 2 envió cuatro sondas a la superficie, al tiempo que la nave exploraba la atmósfera superior. Pioneer Venus 1, un orbitador, realizó medidas de la atmósfera superior durante casi 14 años. La sonda Magallanes, lanzada hacia Venus en 1989, transmitió imágenes de radar de la superficie del planeta desde 1990 hasta 1994. Las imágenes fueron procesadas por computadora hasta formar espectaculares figuras tridimensionales del terreno. 

En julio de 2002, el Comité de Programas Científicos (SPC, siglas en inglés) de la Agencia Espacial Europea inició los planes de construcción de una sonda con destino a Venus. Cuatro meses más tarde el Comité aprobó definitivamente esta misión, la Venus Express, que fue lanzada el 9 de noviembre de 2005 desde el cosmódromo de Baikonur, en Kazajstán. En abril de 2006 entró en órbita de Venus y un mes después alcanzó su órbita definitiva, una trayectoria elíptica sobre los polos, a una altitud de entre 250 y 66.000 km, que tarda 24 horas en recorrer. La sonda, de unos 1.200 kg, cuenta con siete instrumentos de investigación destinados principalmente al estudio detallado de la composición, estructura y dinámica de la atmósfera venusiana. 

La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible. 

Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua. 

El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta. 

En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora. 

La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 °C y las del lado nocturno de -170 °C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un ‘engrosamiento’ del lado nocturno. 


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En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida. 

Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra. 

En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Istar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados. 

El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes descubrió volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km). La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del planeta. 

El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión. 


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Tierra 

Tierra (planeta), tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los nueve planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. 


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La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros. 

Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a razón de unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. La Tierra y su satélite, la Luna, también giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h. 

Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación (una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna). 

Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa. 

La hidrosfera se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes. La masa de los océanos es de 1.350.000.000.000.000.000 (1,35 × 1018) toneladas, o el 1/4.400 de la masa total de la Tierra. 


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Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno (46,60% del total), seguido por el silicio (27,72%), aluminio (8,13%), hierro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potasio (2,59%), magnesio (2,09%) y titanio, hidrógeno y fósforo (totalizando menos del 1%). Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades del 0,1 al 0,02%. Estos elementos, por orden de abundancia, son: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre. 

La litosfera comprende dos capas (la corteza y el manto superior) que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas . La corteza misma se divide en dos partes. La corteza siálica o superior, de la que forman parte los continentes, está constituida por rocas cuya composición química media es similar a la del granito y cuya densidad relativa es de 2,7. La corteza simática o inferior, que forma la base de las cuencas oceánicas, está compuesta por rocas ígneas más oscuras y más pesadas como el gabro y el basalto, con una densidad relativa media aproximada de 3. 


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La litosfera también incluye el manto superior. Las rocas a estas profundidades tienen una densidad de 3,3. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse. 

El denso y pesado interior de la Tierra se divide en una capa gruesa, el manto, que rodea un núcleo esférico más profundo. El manto se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y la parte inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio. 

La investigación sismológica ha demostrado que el núcleo tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10. Esta capa es probablemente rígida y los estudios demuestran que su superficie exterior tiene depresiones y picos, y estos últimos se forman donde surge la materia caliente. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Se cree que ambas capas del núcleo se componen en gran parte de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y se considera que su densidad media es de 13. 

El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. Se cree que la fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de su energía térmica desde la profundidad de la Tierra a la superficie y son la fuerza conductora de la deriva de los continentes. El flujo de convección proporciona las rocas calientes y fundidas al sistema mundial de cadenas montañosas oceánicas y suministra la lava que sale de los volcanes. 

La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar . 

Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra habría sido casi homogénea y relativamente fría. Pero la continuada contracción de estos materiales hizo que se calentara, calentamiento al que contribuyó la radiactividad de algunos de los elementos más pesados. En la etapa siguiente de su formación, cuando la Tierra se hizo más caliente, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad. Esto produjo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, sumergiéndose hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo. Al mismo tiempo, la erupción volcánica, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros de manto y corteza. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos del mundo. 


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Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América). 

Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con instrumentos especiales. 

Las mediciones de la variación muestran que todo el campo magnético tiene tendencia a trasladarse hacia el Oeste a razón de 19 a 24 km por año. El magnetismo de la Tierra es el resultado de una dinámica más que una condición pasiva, que sería el caso si el núcleo de hierro de la Tierra estuviera compuesto por materia sólida magnetizada. El hierro no retiene un magnetismo permanente a temperaturas por encima de los 540 °C, y la temperatura en el centro de la Tierra puede ascender a los 6.650 °C. La teoría de la dinamo sugiere que el núcleo de hierro es líquido (excepto en el mismo centro de la Tierra, donde la presión solidifica el núcleo), y que las corrientes de convección dentro del núcleo líquido se comportan como las láminas individuales en una dinamo, creando de este modo un gigantesco campo magnético. El núcleo sólido interno gira más despacio que el núcleo exterior, explicándose así el traslado secular hacia el Oeste. La superficie irregular del núcleo exterior puede ayudar a explicar algunos de los cambios más irregulares en el campo. 

Estudios de antiguas rocas volcánicas muestran que al enfriarse se ‘congelaban’ con sus minerales orientados en el campo magnético existente en aquel tiempo. Mediciones mundiales de estos depósitos minerales muestran que a través del tiempo geológico la orientación del campo magnético se ha desplazado con respecto a los continentes, aunque se cree que el eje sobre el que gira la Tierra ha sido siempre el mismo. Por ejemplo, el polo norte magnético hace 500 millones de años estaba al sur de Hawai y durante los siguientes 300 millones de años el ecuador magnético atravesaba los Estados Unidos. Para explicar esto, los geólogos creen que diferentes partes de la corteza exterior de la Tierra se han desplazado poco a poco en distintas direcciones. Si esto fuera así, los cinturones climáticos habrían seguido siendo los mismos, pero los continentes se habrían desplazado lentamente por diferentes ‘paleolatitudes’. 

Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas. 


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Marte 

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Marte un planeta que recibe su nombre del dios romano de la guerra, es el cuarto desde el Sol y el séptimo en cuanto a masa. Marte tiene dos pequeños satélites con cráteres, Fobos y Deimos, que algunos astrónomos consideran que son asteroides capturados por el planeta muy al comienzo de su historia. 

A simple vista, sin la utilización de un telescopio, Marte es un objeto rojizo (se le conoce también como el ‘planeta rojo’) de brillo muy variable. Cuando se halla más cerca de la Tierra (55 millones de kilómetros), es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando está en oposición (cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte) y cuando se encuentra cerca de la Tierra. La concurrencia de ambas circunstancias se produce cada 15 años, cuando el planeta llega al perihelio (su mayor acercamiento al Sol) casi en oposición. 

Mediante un telescopio se puede ver que la superficie tiene regiones brillantes de color rojizo y otras zonas más oscuras, cuyo contorno y tono cambia con las estaciones marcianas. El tono rojizo se debe a la oxidación o corrosión de su superficie. Se cree que las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero menos erosionado y oxidado, y en apariencia contienen partículas más finas, como el polvo, que las zonas oscuras. La escapolita, mineral relativamente raro en la Tierra, parece estar muy extendido; quizá sirva de reserva para el dióxido de carbono (CO2) de la atmósfera. 


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A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta. Se ha seguido su ciclo estacional durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente. Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno; es la parte estacional del casquete. Al final del invierno, el casquete polar puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente. Los límites del casquete polar retroceden hacia el polo cuando la luz del Sol evapora la escarcha acumulada. En pleno verano, la recesión de la parte permanente se detiene y permanece un sedimento de hielo y escarcha hasta el otoño siguiente. Se piensa que esta parte permanente está compuesta sobre todo por agua helada. Mide 300 km de diámetro en el polo sur y 1.000 km en el norte. Aunque no se conoce su espesor real, debe contener hielo y gases helados de un espesor aproximado de 2 kilómetros. 

Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos. 

El conocimiento más detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas a cabo por naves espaciales estadounidenses entre 1964 y 1976. Las primeras imágenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en 1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron, proporcionaron mayor información en 1969. El primer satélite artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudió el planeta durante casi un año, proporcionando a los científicos su primera visión global y las primeras imágenes detalladas de sus dos lunas. En 1976, dos sondas Viking se posaron con éxito en la superficie y llevaron a cabo las primeras investigaciones directas de la atmósfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dejó de funcionar en abril de 1980; la primera sonda operó hasta noviembre de 1982. La misión también incluía dos satélites que estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos. 

En 1988 la Unión Soviética envió dos sondas, Phobos 1 y 2, para posarse en la luna Fobos; ambas misiones fracasaron, aunque una difundió algunos datos y fotografías antes de perder contacto por radio. 

A finales de 1996 la NASA lanzó dos naves no tripuladas (Mars Global Surveyor y Mars Pathfinder) a Marte, lo que supuso el inicio de una nueva serie de expediciones al planeta vecino. La Mars Global Surveyor entró en órbita de Marte en septiembre de 1997. La sonda proporcionó el primer mapa de alta resolución de la superficie del planeta en junio de 1999; también reveló, en marzo de 2000, marcadas diferencias entre sus casquetes polares, y en mayo de 2003 tomó fotografías de la Tierra, las primeras de nuestro planeta realizadas desde Marte. En noviembre de 2006 se perdió el contacto con la Mars Global Surveyor debido, probablemente, a problemas de orientación en uno de sus paneles solares. La Mars Pathfinder alcanzó la superficie marciana el 4 de julio de 1997 y durante tres meses envió datos a la Tierra sobre la atmósfera, el suelo, las rocas y el polvo del planeta. La sonda transportaba un vehículo todoterreno, el pequeño robot Sojourner, el primero en rodar sobre la superficie del planeta, que recorrió más de 90 m alrededor del módulo de aterrizaje, analizando rocas y muestras del suelo. Los datos obtenidos por los tres sistemas con los que contaba la Mars Pathfinder para determinar la composición y características de las rocas indican que la sonda se asentó en lo que fue un entorno marciano húmedo. En general, esta misión proporcionó a los científicos importantes informaciones sobre el presente y el pasado de Marte. 

La segunda fase del programa de exploración marciana incluía las sondas Mars Climate Orbiter y Mars Polar Lander. La primera, lanzada el 11 de diciembre de 1998, desapareció el 23 de septiembre de 1999, cuando intentaba entrar en órbita de Marte. La Mars Polar Lander fue lanzada el 3 de enero de 1999 y once meses después, cuando intentaba aterrizar en la superficie de Marte, se perdió todo contacto con ella. 

La siguiente misión de la NASA al planeta vecino, la Mars Odyssey 2001, despegó de cabo Cañaveral el 7 de abril de 2001 y, tras un viaje de unos 460 millones de kilómetros, entró en órbita de Marte seis meses más tarde. Los primeros datos obtenidos por la sonda, en diciembre de 2001, revelaron la existencia de hidrógeno en la superficie del planeta. En febrero de 2002, tras alcanzar su órbita definitiva y desplegar una antena de largo alcance que mejoraba su comunicación con la Tierra, comenzó su verdadero trabajo científico. A comienzos de marzo se dieron a conocer las primeras imágenes de la superficie marciana obtenidas por la sonda. Dos meses más tarde, las señales enviadas por el espectrómetro de rayos gamma de la nave mostraban la existencia de hidrógeno a menos de un metro de profundidad, en una zona próxima al polo Sur; este hidrógeno indicaría la presencia de hielo bajo la superficie del planeta. 

Una nueva misión de la NASA, la Mars Exploration Rover (MER), formada por dos vehículos todoterreno gemelos destinados a explorar la superficie marciana, se inició el 10 de junio de 2003 con el lanzamiento del primero de ellos, Spirit; el segundo, Opportunity, fue lanzado el 28 de junio del mismo año. Ambos se posaron sobre la superficie de Marte en enero de 2004. Con una misión inicial prevista de 90 días, dos años después continuaban con su trabajo de exploración sobre la superficie marciana. 

El 12 de agosto de 2005 la NASA lanzó hacia Marte la Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), una misión que se espera esté operativa orbitando el planeta hasta 2010. El 10 de marzo de 2006 la sonda fue capturada por la gravedad de Marte, entrando en una órbita provisional elíptica. A los seis meses alcanzó una órbita baja en torno a Marte, desde la que desarrolla su misión principal: el estudio de la atmósfera y la superficie del planeta rojo, incluida la búsqueda de agua. En noviembre de 2006 la sonda comenzó su fase científica; durante las dos primeras semanas de observación, su cámara de alta definición HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) obtuvo unas 100 imágenes de muy alta resolución de la superficie del planeta. El avanzado sistema de comunicaciones de la MRO sirve también para enviar información a la Tierra desde otras sondas marcianas. 

La NASA lanzó una nueva misión hacia Marte en agosto de 2007: la nave Phoenix. Está previsto que aterrice en la región polar norte del planeta en mayo de 2008, y una vez allí se mantenga operativa durante unos tres meses. Phoenix estudiará principalmente el clima, el suelo y el subsuelo marcianos, para lo que utilizará, además de un brazo robótico, diversos instrumentos como cámaras, microscopios, un espectrómetro de masas y una pequeña estación meteorológica. 

La primera misión de la Agencia Espacial Europea (ESA) a Marte, la nave no tripulada Mars Express, fue lanzada el 2 de junio de 2003 desde el cosmódromo de Baikonur (Kazajstán). La misión incluía un módulo de descenso, el Beagle 2, destinado a recoger información sobre la atmósfera, el suelo y el subsuelo del planeta. El 19 de diciembre de 2003 el Beagle 2 se separó de la Mars Express en dirección a la superficie marciana. Seis días después, el 25 de diciembre, la Mars Express entró en órbita de Marte, y el módulo debía posarse sobre el planeta y enviar una señal hacia la sonda estadounidense Mars Odyssey 2001; pero la señal no llegó y los posteriores intentos de comunicación con el Beagle 2 tampoco tuvieron éxito. Una comisión de investigación creada para analizar lo sucedido emitió un informe que incluía diversas recomendaciones sobre gestión, financiación y mejoras técnicas para misiones futuras, pero en el que no se señalaba ningún problema técnico concreto como causa del accidente. 

Japón lanzó, en julio de 1998, la sonda Nozomi, también con destino a Marte. En el proyecto intervinieron otros cinco países, que contribuyeron al desarrollo de los instrumentos de investigación. Su principal objetivo era el estudio de la atmósfera superior del planeta y su interacción con el viento solar. En diciembre del mismo año, un problema técnico provocó un consumo excesivo de combustible, que obligó a redefinir la trayectoria de la sonda y, en abril de 2002, partículas altamente energéticas procedentes del Sol alcanzaron la sonda, provocando una paralización temporal de sus sistemas. Estaba previsto que la Nozomi entrara en órbita de Marte en diciembre de 2003, pero la agencia japonesa JAXA anunció entonces el abandono de la misión tras confirmarse la imposibilidad de que la sonda entrara en órbita por falta de combustible. 

 

La atmósfera de Marte está formada por dióxido de carbono (95%), nitrógeno (2,7%), argón (1,6%), oxígeno (0,2%), y trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y gases nobles diferentes del argón. La presión media de la superficie es de 0,6% la de la Tierra, equivalente a la presión de la atmósfera terrestre a una altura de 35 km. La temperatura de la superficie varía mucho según el día, la estación y la latitud. Las temperaturas máximas en verano pueden alcanzar los 17 °C, pero las temperaturas medias en la superficie no sobrepasan los –33 °C. Debido a la poca consistencia de la atmósfera, son normales las variaciones de temperatura de 100 °C. A unos 50° de latitud hacia el polo, las temperaturas son aún más frías (menos de –123 °C) durante todo el invierno porque el componente fundamental de la atmósfera, el dióxido de carbono, se congela en los sedimentos blancos que constituyen los casquetes polares. La presión atmosférica total de la superficie fluctúa en un 30% debido al ciclo estacional de los casquetes polares. 

La cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera es muy pequeña y variable. La concentración es más alta cerca de los extremos de los casquetes polares cuando se retiran en primavera. Marte es como un desierto muy frío, de gran altitud. Las temperaturas y las presiones de la superficie son demasiado bajas en la mayor parte del planeta para que exista agua en estado líquido. Sin embargo, se cree que puede haber agua bajo la superficie en determinados lugares. 



 



En ciertas estaciones, algunas zonas de la superficie son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra y lanzan polvo a la atmósfera. En el hemisferio sur, entre primavera y el comienzo del verano, se produce un acontecimiento climático importante cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en volver a posarse. 





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La superficie de Marte puede dividirse en dos zonas más o menos hemisféricas por un gran círculo inclinado unos 30° respecto al ecuador. El hemisferio sur muestra terrenos antiguos horadados por cráteres que datan de la historia más temprana del planeta, cuando los planetas estaban sujetos a un bombardeo meteórico más intenso que el que sufren en la actualidad. Desde entonces se han producido considerables erosiones de los cráteres y muchos de ellos (incluso los tres más grandes) han sido parcial o totalmente rellenados. 

El hemisferio norte presenta menos cráteres; es, por tanto, más joven y se supone que su superficie está constituida por coladas volcánicas. Se han identificado los dos centros más importantes de actividad volcánica: la meseta Elísea y el engrosamiento de Tharsis. Algunos de los mayores volcanes del Sistema Solar se dan en Tharsis. Olympus Mons, una estructura que muestra todas las características de un volcán basáltico, se eleva por encima de los 25 km y mide más de 600 km de diámetro en su base. No hay pruebas concluyentes de que exista actividad volcánica habitual en ninguna parte del planeta. 





                               



Extendidas por Marte aparecen fallas y otras formaciones que recuerdan a la fractura de la corteza provocada por el engrosamiento y por la expansión locales. Por otra parte, no se han encontrado accidentes provocados por una compresión a gran escala. Los cinturones montañosos tan habituales en la Tierra no existen en el planeta, indicando la ausencia de tectónica de placas. Esto sugiere que tiene una corteza más espesa y una historia térmica más fría que la Tierra. Sin embargo, una escarpadura cercana al ecuador podría ser una falla de desplazamiento horizontal, lo que indicaría, después de todo, alguna actividad de tectónica de placas. 



Hay evidencias que indican la posible existencia de hielo subterráneo, como las capas en forma de pétalo que rodean algunos cráteres, las extensas áreas de terrenos colapsados y los suelos cuarteados de las latitudes más septentrionales. Los descubrimientos geológicos más espectaculares han sido, con mucho, los canales que recuerdan las cuencas de los ríos secos. Se conocen dos tipos principales: los grandes canales de desagüe y los canales pequeños. Los grandes canales de desagüe se han podido formar por el repentino desbordamiento de grandes cantidades de agua de las áreas de terrenos colapsados. Estos canales discurren desde el hemisferio sur, que presenta mayores altitudes, hasta el hemisferio norte, de terrenos más bajos. La causa del derretimiento localizado en las áreas de origen sigue siendo incierta, pero este proceso probablemente date del primer tercio de los 4.600 millones de años de historia del planeta. En los canales pequeños, los rastros de la erosión por el agua son menores. Como en la actualidad no hay agua en la superficie, los canales han servido como prueba de que en el pasado Marte tenía presiones más altas y temperaturas más cálidas. 



 



Sin embargo, hoy es un desierto azotado por el viento. Existen grandes extensiones de dunas de arena y otras formas de erosión creadas por el viento, que atestiguan la eficacia de los procesos de sedimentación y de erosión en el actual medio ambiente del planeta. 

Poco se conoce sobre el interior de Marte. La densidad media relativamente baja del planeta indica que no puede tener un núcleo metálico extenso. Más aún, el núcleo que podría estar presente no será fluido, ya que Marte no tiene un campo magnético medible. A juzgar por su capacidad de soportar formas topológicas tan enormes como Tharsis, la corteza de Marte debe tener un grosor de unos 200 km (cinco o seis veces el grosor de la corteza terrestre). Un sismómetro a bordo del Viking 2 no consiguió detectar “martemotos”. 


La idea de que podría haber existido, o incluso de que exista, vida en Marte, tiene una larga tradición. En 1877 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli reivindicó haber visto un sistema de canales por todo lo ancho del planeta. El astrónomo estadounidense Percival Lowell postuló entonces que las débiles líneas eran canales y probaban que seres inteligentes se habían esforzado por construir un sistema de irrigación imprescindible en un planeta árido. Posteriores observaciones de naves espaciales han demostrado que no hay canales en Marte. Además, las zonas oscuras que una vez se creyeron oasis, no son verdes, como los efectos de contraste les habían hecho parecer a los observadores terrestres, y sus espectros no contienen vestigios de materiales orgánicos. Los cambios estacionales que experimenta el aspecto de estas zonas no se deben a ningún ciclo vegetativo, sino a los vientos estacionales que levantan arena y polvo. Es probable que el agua sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de la superficie, o como rastros de vapor o cristales de hielo en la atmósfera. Sin embargo, la prueba más evidente en contra de la existencia de vida es la ligereza de la atmósfera y el hecho de que la superficie está expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino también a los efectos químicos de sustancias muy oxidantes (como el peróxido de hidrógeno) producidas por fotoquímica. 


 




Una pregunta más difícil es si ha existido vida alguna vez, dadas las incontestables pruebas de cambio climático y los indicios de una atmósfera anterior más cálida y más densa. Para responderla habría que recoger muestras del subsuelo y trasladarlas a la Tierra para un análisis detallado. La comunidad internacional estudia la posibilidad de realizar un viaje tripulado a Marte en este siglo. Probablemente sería un proyecto internacional (NASA, ESA, Japón, Rusia y otros países).