El estudio de las características de la superficie (o propiedades y procesos de la superficie [1] ) es una amplia categoría 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 aportan una resolución y capacidades instrumentales cada vez mejores. Al utilizar 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, tamaños 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 superficial de Marte representa una pequeña fracción del volumen total del planeta, pero desempeña un papel importante en la historia geológica del planeta. [2] Comprender las propiedades físicas de la superficie también es muy importante para determinar sitios de aterrizaje seguros para las naves espaciales. [3]
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 de 0 para un cuerpo que no refleja luz solar a 1,0 para un cuerpo que refleja toda la luz solar. Las diferentes partes de la superficie de un planeta (y su atmósfera) tienen diferentes valores de albedo según la naturaleza química y física de la superficie.
No se puede ver topografía alguna en Marte desde los telescopios terrestres. Las áreas brillantes y las marcas oscuras en los mapas de Marte de la era anterior a los vuelos espaciales son todas características del albedo. (Véase Características clásicas del albedo en Marte .) Tienen poca relación con la topografía. Las marcas oscuras son más distintivas en un amplio cinturón de 0° a 40° de latitud S. Sin embargo, la marca oscura más prominente, Syrtis Major Planum , está 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 barrido de polvo, dejando atrás un rezago de material rocoso oscuro. El color oscuro es consistente con la presencia de rocas máficas , como el basalto .
El albedo de una superficie suele variar con la longitud de onda de la luz que la alcanza. Marte refleja poca luz en el extremo azul del espectro, pero mucha en el rojo y en longitudes de onda más altas. Por eso Marte tiene el color naranja rojizo que resulta familiar a simple vista. Pero las observaciones detalladas revelan una gama sutil 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 parecen gris oscuro. También existe un tercer tipo de área, de color y albedo intermedios, que 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 aquellas que son más rojizas y aquellas que tienen un tono menos rojizo. [6]
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 ("desconvolucionar") cada una de estas contribuciones, los científicos pueden comparar los espectros resultantes con espectros de laboratorio de minerales conocidos para determinar la probable identidad y abundancia de minerales individuales en la superficie. [7] [8]
Utilizando esta técnica, los científicos saben desde hace tiempo que las áreas de color ocre brillante probablemente contienen abundantes óxidos de hierro férrico (Fe 3+ ) típicos de los materiales meteorizados que contienen hierro (por ejemplo, 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 que sugieren 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 delgadas capas de alteración. [9]
La medición de la inercia térmica es una técnica de teledetección que permite a los científicos distinguir las áreas de grano fino de las de grano grueso en la superficie marciana. [10] La inercia térmica es una medida de la rapidez o lentitud con la que algo se calienta o se enfría. Por ejemplo, los metales tienen una inercia térmica muy baja. Una bandeja de aluminio para galletas sacada de un horno se enfría al tacto en menos de un minuto, mientras que una placa de cerámica (alta inercia térmica) sacada 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 las variaciones en la conductividad térmica. Las superficies de roca sólida, como los afloramientos, tienen altas conductividades e inercias térmicas. El polvo y el material granular pequeño en el regolito tienen bajas inercias térmicas porque los espacios vacíos entre los granos restringen la conductividad térmica al punto de contacto entre los granos. [12]
Los valores de inercia térmica de 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, lo que indica que las superficies están cubiertas de polvo y otros materiales granulares finos. Las superficies de color gris oscuro y bajo albedo 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 una cantidad relativamente grande de bloques y rocas. [14] [15]
Los estudios de radar proporcionan una gran cantidad de datos sobre elevaciones, pendientes, texturas y propiedades materiales de la superficie marciana. [16] Marte es un objetivo atractivo para las investigaciones de radar basadas en la Tierra debido a su relativa proximidad a la Tierra y sus características orbitales y rotacionales favorables que permiten una buena cobertura sobre 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 terreno seguro para los módulos de aterrizaje de Marte.
La dispersión de los ecos de radar devueltos desde Marte muestra que existe una gran variación en la rugosidad y la pendiente de la superficie del planeta. Amplias áreas del planeta, particularmente en Siria y Sinai Plana, son relativamente suaves y planas. [18] Meridiani Planum, el lugar de aterrizaje del rover de exploración de Marte Opportunity , es uno de los lugares más planos y lisos (a escala de decímetros) 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 las imágenes tomadas desde la órbita. La abundancia superficial promedio de rocas a escala de centímetros a metros es mucho mayor en Marte que en los otros planetas terrestres. Tharsis y Elysium, en particular, muestran un alto grado de rugosidad superficial a pequeña escala asociada con volcanes. Este terreno extremadamente accidentado sugiere flujos de lava jóvenes ʻaʻā . Una franja de 200 km de largo con un albedo de radar bajo o nulo (región "oculta") atraviesa el suroeste de Tharsis. La región corresponde a la ubicación de la Formación Medusa Fossae , que consiste en gruesas capas de materiales no consolidados, tal vez ceniza volcánica o loess . [20] [21] [22]
Los instrumentos de radar de penetración terrestre del orbitador Mars Express ( MARSIS ) y del Mars Reconnaissance Orbiter ( SHARAD ) están proporcionando actualmente datos de eco de retorno asombrosos sobre materiales y estructuras del subsuelo a profundidades de hasta 5 km. Los resultados han demostrado que los depósitos estratificados polares están compuestos de hielo casi puro, con no más del 10% de polvo por volumen [23] y que los valles erosionados en Deuteronilus Mensae contienen glaciares espesos cubiertos por un manto de escombros rocosos. [24]
