El Interior de Marte
El conocimiento que ho se tiene del interior de Marte sugiere que puede ser modelado como una estrecha cáscara, similar a la de la Tierra, un manto y un núcleo. Utilizando cuatro parámetros se puede determinar el tamaño y la masa del núcleo de Marte. Sin embargo, solo se conocen tres de los cuatro: la masa total de Marte, su tamaño y el momento de inercia. La masa y el tamaño del planeta se determinaron con precisión en misiones anteriores. El momento de inercia se determinó a partir de los datos obtenidos por la nave Viking y los datos Doppler del Pathfinder, registrados durante las mediciones de la velocidad de precesión de Marte. El cuarto parámetro, necesario para completar el modelo del interior, se obtendrá en misiones futuras. Con los tres parámetros conocidos, el modelo está bastante limitado. Si el núcleo marciano es denso (compuesto de hierro) como el de la Tierra o de los meteoritos SNC que supuestamente proceden de Marte, entonces el radio mínimo del núcleo es de unos 1300 kilómetros. Si el núcleo está compuesto por materiales menos densos como una mezcla de azufre y hierro, entonces el radio máximo serí probablemente inferior a los 2000 kilómetros. (Calvin J. Hamilton © 1998)
Mapa Sinusoidal de Marte
Esta imagen es un mapa sinusoidal de Marte. Fue generado a partir de un mapa creado con aerógrafo que fue digitalizado y se le asignó códigos de color para representar la altitud.
(Calvin J. Hamilton ©)
Topografía Marciana
Esta imagen es un mapa cilíndrico sencillo de Marte. El color representa la altura y varía desde -4 kilómetros hasta 27 kilómetros. (Cortesía A.Tayfun Oner)
Hemisferio de Schiparelli
Esta imagen es un mosaico del hermisferio de Schiparelli de Marte. El centro de esta imagen está cerca del cráter de impacto Schiparelli, con un diámetro de 450 kilómetros (280 millas). Las estrías oscuras con márgenes brillantes que emanan desde los cráteres de la Región Oxie Plaus, en la imagen arriba a la izquierda, son causadas por la erosión y/o la deposición por el viento. Las áreas blancas brillantes hacia el sur, incluyendo la cuenca de impacto Hellas en el extremo inferior derecho, están cubiertas por escarcha de dióxido de carbono.
(Cortesía USGS)
Valles Marineris
Esta imagen es un mosaico del hemisferio de los Valles Marineris de Marte. Es una vista similar a la que uno vería desde una nave espacial. El centro de la imagen muestra el sistema completo de cañones denominado Valles Marineris, con más de 3,000 kilómetros (1,860 millas) de longitud y hasta 8 kilómetros (5 millas) de profundidad, que se extiende desde el Laberinto Noctis, el sistema en forma de arco de fosas tectónicas (graben) al oeste, hasta el caótico terreno dal este. Muchos canales de antiguos ríos empiezan en este terreno caótico y en los cañones del norte-centro y corren hacia el norte. Muchos de los canales fluyen hacia una depresión denominada Planicie Acidalia, que es una de las áreas oscuras del extremo norte de esta imagen. Los tres volcanes Tharsis (puntos rojo oscuro), cada uno de unos 25 kilómetros (16 millas) de altura, son visibles hacia el oeste. Hacia el sur de los Valles Marineris existen terrenos muy antiguos cubiertos con multitud de cráteres de impacto.
(Cortesía USGS)
La Sima Candor Central - Vista Oblícua
Esta imagen muestra parte de la Sima Candor en los Valles Marineris. Esta centrada en una Latitud -5.0, Longitud 70.0. La vista se tomó desde el norte hacia la sima. La geomorfología de la Sima Candor es compleja, modelada por los movimientos tectónicos, mass wasting, el viento, y quizás por el agua y el volcanismo.
(Cortesía USGS)
La Sima Candor Occidental (Color Mejorado)
Esta imagen (centrada a una latitud 4° S, longitud 76° W) muestra varias áreas del centro de los Valles Marineris, incluyendo la Sima Candor (abajo izquierda), la Sima Ophir (abajo derecha), y la Sima Hebes (arriba derecha). Los complejos depósitos que recubren los cañones podrían haber sido realizados en lagos, y en ese caso, tienen gran interés para las futuras investigaciones sobre la vida fósil en Marte. Los depósitos de color rosado en la Sima Candor podrían ser debidos a alteraciones hidrotérmicas y a la producción de óxidos de hierro cristalinos. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Imágenes del Orbitador Viking Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde), and 279B12 (rojo) a una resolución de 240 metros/pixel. El ancho de la imagen es de 231 kilómetros. El Norte esta a 47° en sentido horario desde la parte superior.)
Deslizamiento de Tierras en los Valles Marineris
Aunque los Valles Marineris se originaron como una estructura tectónica, ha sido modificada por otros procesos. Esta imagen muestra en detalle un deslizamiento de tierras en la pared sur de los Valles Marineris. Este deslizamiento eliminó parcialmente el borde del cráter que está situado en la meseta cercana al Valles Marineris. Cabe destacar la textura de los depósitos de este corrimiento en la zona donde atraviesa los suelos de los Valles Marineris. Pueden observarse varios estratos diferentes en las paredes de la cubeta. Estos estrator podrían ser regiones de la corteza Marciana con composiciones químicas diferentes o propiedades químicas distintas.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
HST: 3 Vistas de Marte en Oposición
Estas vistas, tomadas desde el Telescopio Espacial Hubble (HST), suponen la cobertura más detallada del Planeta Rojo jamás vista desde la Tierra. La imágenes se tomaron el 25 de Febrero de 1995 cuando Marte estaba a una distancia de 103 millones de kilómetros (65 millones de millas). Para sorpresa de los investigadores, Marte presentaba un aspecto más nuboso que en los años anteriores. Esto supone que el planeta es más frío y seco, porque el vapor de agua de la atmósfera se congela y forma nubes de hielo. La tres imágenes muestran las Regiones de Tharsis, Valles Marineris y Syrtis Mayor.
(Créditos: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University of Colorado; y NASA)
Primavera en Mars: La mejor vista del Planeta Rojo desde el Hubble
Esta vista de Marte desde el Telescopio Espacial Hubble de la NASA es la imagen mas clara jamas obtenida desde la Tierra, sobrepasada únicamente por las fotos realizadas por las sondas espaciales enviadas al planeta. Esta foto se realizó el 25 de Febrero de 1995 cuando Marte estaba a una distancia aproximada de 103 millones de kilómetros (65 millones de millas) desde la Tierra.
Debido a que es primavera en el hemisferio Norte de Marte, la mayor parte de la escarcha de dióxido de carbono que rodea el permanente casquete de agua helada se ha sublimado, y el propio casquete ha disminuido de tamaño hasta su núcleo de hielo de varios cientos de kilómetros de envergadura. La abundancia de nubes blancas indica que la atmósfera es más fría que lo observado por las sondas espaciales en los años 70. Nubes matutinas aparecen a lo largo del borde occidental (izquierda) del planeta. Estas se forman a lo largo de la noche cuando las temperaturas marcianas disminuyen y el agua de la atmósfera se congela formando nubes de cristales de hielo. El volcán Ascraeus, con una altura de 25 kilómetros (16 millas) sobre los llanos colindantes, emerge a través de la capa de nubes cerca del borde occidental. Los Valles Marineris están abajo a la izquierda.
(Créditos: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University of Colorado; y NASA)
Cabecera del Canal Ravi Vallis
Esta imagen de la cabecera del Ravi Vallis muestra una porción de 300 kilómetros (186 millas) de longitud de este canal. Como muchos otros canales que desembocan en las llanuras del norte de Marte, el Ravi Vallis nace en una región de terreno colapsado y roto ("caótico") situado en las tierras altas del planeta, más antiguas y llenas de cráteres. Las estructuras de estos canales indican que fueron cavados en la roca por corrientes de agua que se movían a grandes velocidades. El abrupto comienzo del canal, sin ningun tributario aparente, sugiere que el agua se liberada a gran presión por debajo de un estrato de terreno congelado que la confinaba. A medida que este agua manaba y fluía, la superficie superior se colapsaba, dando lugar a las grietas y hundimientos que se muestran en la imagen. Se pueden observar tres de estas regiones, con material fracturado, conectadas por un canal cuyo cauce fue cavado por la corriente de agua. La corriente en este canal iba de oeste a este (izquierda a derecha). Este canal se une al final con un sistema de canales que desembocan hacia el norte en la Cuenca Chryse.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Islas Aeordinámicas
El agua que escavó los canales al norte y al este del sistema de cañones Valles Marineris tenía un gran poder erosivo. Una consecuencia de esta erosión fue la formación de islas aerodinámicas donde el agua encontraba algún obstáculo a lo largo de su camino. Esta imagen muestra dos de estas islas que se formaron a medida que el agua era desviada por dos cráteres de 8-10 kilómetros (5-6 millas) de diámetro cercanos a la boca del Ares Vallis en la Planicie Chryse. El agua corría de sur a norte (de la parte inferior a la superior de la imagen). La altura de la línea de acantilados que rodea a la isla superior es de unos 400 metros (1,300 pies), mientras que los acantilados que rodean a la isla situada al sur tiene unos 600 metros (2,000 pies) de altura.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Red de Valles
Al contrario que los rasgos de Marte mostrados en las dos imágenes anteriores, muchos de los sistemas del planeta no muestran evidencias de riadas catastróficas. En vez de eso, muestran un cierto parecido a los sistemas de drenaje de la Tierra, donde el agua actua a bajas velocidades en largo períodos de tiempo. Como en la Tierra, los canales mostrados aquí se unen para formar canales más grandes.
Sin embargo, estas redes de valles están menos desarrolladas que los típicos sistemas de drenaje terrestres, no existiendo en los ejemplos Marcianos corrientes de pequeña escala que alimenten los valles más grandes. Debido a la ausencia de estas corrientes en las redes marcianas de valles, se piensa que los valles fueron escavados primero por corrientes de agua más que por el agua de lluvia. Aunque el agua líquida es inestable en la actualidad sobre la superficie de Marte, estudios teóricos indican de las corrientes de agua podrían ser capaces de formar redes de valles si el agua fluyese debajo de una capa protectora de hielo. Por otro lado, debido a que las redes de valles están confinadas a regiones de Marte relativamente viejas, su presencia podría indicar que Marte poseyó alguna vez un clima más caliente y húmedo al principio de su historia.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción: LPI)
Casquete Polar del Polo Sur
Esta imagen muestra el casquete polar del polo sur de Marte tal como aparece cuando su tamaño es menor, unos 400 kilómetros (249 millas). Esta compuesto principalmente por dióxido de carbono congelado. Este casquete de dióxido de carbono nunca se funde completamente. El hielo tiene un color rojizo debido al polvo que se ha incorporado al casquete.
(Cortesía NASA)
Casquete Polar del Polo Norte
Esta imagen es una vista oblícua del casquete del polo norte de Marte. Al contrario que el casquete del polo sur, el casquete del polo norte está compuesto probablemente por agua helada.
(Calvin J. Hamilton ©)
Terrenos Laminados en los Polos
Uno de los descubrimientos de la nave espacial Mariner 9 fue que el polo sur de Marte estaba formado for finas capas o láminas de hielo y sedimento. Cuatro años más tarde, el 10 de Octubre de 1976, la nave espacial Viking 2 tomó esta imagen del polo norte de Marte. El bandeado visible se produjo como resultado de la deposición sobre la cubierta polar del polvo transportado por el viento. A medida que las cubiertas polares experimentan variaciones climáticas, se expanden y se contraen. Las capas de polvo sedimentado se hacen más gruesas cerca de los polos donde los depósitos de hielo se conservan durante más tiempo. El grosor de los depósitos indica que se formaron durante la cíclicas variaciones climáticas más que por los cambios anuales. A medida que el hielo desaparece de un región, el viento expone los estratos esculpiendo valles y cañones. La formación de estos depósitos laminados es un proceso que continúa activo en la actualidad. (Calvin J. Hamilton © 1997)
Campo de Dunas
Esta imagen presenta varios tipos de dunas que se encuentran en el campo de dunas circumpolar del polo norte. La imagen reducida muestra una sección de dunas transversales. La imagen completa tiene un campo de dunas transversales a la izquierda y dunas barchan a la izquierda con una zona de transición en el medio. Las dunas transversales están orientadas perpendicularmente a la dirección predominante del viento. Son largas y lineales, y frecuentemente se unen a sus vecinas formando una unión Y poco angulada. Las dunas barchan son barreras con forma de media luna y cuernos en dirección del viento. Estas dunas son comparables en tamaño a las dunas más grandes que se pueden observar en la Tierra.
(Calvin J. Hamilton ©)
Tormenta de Arena Local
Las tormentas de arena locales son relativamente frecuentes en Marte. Suelen tener lugar en áreas de alto gradiente topográfico y/o térmico (generalmente cerca de los casquetes polares), donde los vientos superficiales son mas fuertes. Esta tormenta tiene varios cientos de kilómetros de extensión y está situada cerca del borde del casquete del polo sur. Algunas de estas tormentas locales crecen, otras se extinguen.
(Calvin J. Hamilton ©; Descripción LPI)
White Rock
Esta imagen muestra un rasgo menos conocido, pero inusual de Marte. Recibe generalmente el nombre de "White Rock". Esta formación blanca es relleno de cráter erosionado, pero todavía no se ha encontrado una explicación satisfactoria de su formación. White Rock no se formó por la acción de los procesos polares porque está cerca del ecuador marciano, a una latitud de -8 grados y longitud de 355 grados. Ha sido modificado por la erosión eólica, presentando patrones de erosión tanto longitudinales como transversales. (Calvin J. Hamilton © 1998)
Atmósfera Marciana
Esta imagen oblícua tomada por la nave espacial orbital Viking muestra una estrecha banda de la atmófera marciana. Esta imagen mira hacia el noreste a través de la cuenca Argyre. La cuenca Argyre tiene unos 600 kilómetros de sección con un escabroso perímetro de unos 500 kilómetros de ancho.
(Calvin J. Hamilton © 1997)
