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Volcán

Volcán

Un volcán es una estructura geológica por la cual emerge magma (roca fundida) y gases del interior de un planeta. El ascenso ocurre generalmente en episodios de actividad violenta denominados erupciones. magma Al acumularse el material arrastrado del interior se forma una estructura cónica en superficie que puede alcanzar alturas de unas centenas de metros hasta varios kilómetros. Al conducto que comunica el reservorio de magma o cámara magmatica en profundidad con la superfiecie se le denomina chimenea. Esta termina en la cima del edificio volcánico, el cual esta rematado por una depresión o cráter. Algunos volcanes después de sufrir erupciones grandes, se colapsan formando enormes depresiones en sus cimas que superan el kilómetro de diámetro. Estas estructuras reciben el nombre de calderas. La viscosidad (fluidez) de las lavas arrojadas por volcanes esta controlada por su composición química. Así, lavas más fluídas, o de tipo hawaiano, tienen composiciones ricas en hierro y magnesio y tienen un contenido bajo en sílice. Estas al salir de la chimenea se almacenan en el cráter o caldera hasta desbordarse, formandose rios de lavas que pueden fluir distancias de varias decenas de kilómetros. Las lavas viscosas tienen un alto contenido en sílice y vapor de agua. Dado que fluyen pobremente, forman un tapón en la chimenea lo que da lugar a erupciones explosivas, aumentando el tamaño del cráter. En casos extremos pueden destruir completamente el edificio volcánico como sucedió durante la erupción del volcán Santa Helena en 1980. La lava no erupciona siempre desde una chimenea central ya que puede abrirse camino a través de aberturas en los flancos del volcán. Si estas erupciones son continuas pueden dar lugar a lo que se conoce como cono parásito. El Monte Etna tiene más de 200 de estos conos parásitos y algunos de ellos sólo expulsan gases. A estos últimos se los llama fumarolas. Por lo general los volcanes están asociados a los límites de placas tectónicas, aunque hay excepciones como el vulcanismo de puntos calientes o hot spots ubicados en el interior de placas tectónicas tal como es el caso de las Islas Hawaii. Los geólogos han clasificado los volcanes en tres categorías: volcanes en escudo, conos de cenizas y conos compuestos (también conocidos como estratovolcanes). El volcán más grande de la Tierra es Mauna Loa, con una altura total de 9 km. si se tiene en cuenta la base desde el lecho marino. El volcán más grande del sistema solar es el Monte Olimpo en Marte (actualmente inactivo), con unos 600 km. de base y unos 27 km. de altura. Cuando la lava expulsada por el volcán es fluida, del tipo haiwaiano, el volcán adquiere una forma de una estructura amplia y abovedada, que por su apariencia se los denomina en escudo. Un volcán en escudo está formados principalmente por lavas basálticas (ricas en hierro) y poco material piroclastico. El mayor volcán de la Tierra es el Mauna Loa, un volcán en escudo en las islas Hawaii. El Mauna Loa nace en las profundidades del mar a unos 5.000 metros y se eleva sobre el nivel del mar por unos 4.170 metros, con unos 9,5 km. de altura es mayor que el Monte Everest. Los volcanes en escudo como el Mauna Loa se forman a lo largo de millones de años gracias a ciclos de erupciones de lava que se van superponiendo unas con otras. El volcán de escudo más activo es el Kilauea, localizado en la Isla de Hawaii al lado de Mauna Loa. En el período histórico el Kilauea ha entrado unas 50 veces en erupción y es, por lo tanto, el volcán de este tipo más estudiado. El resultado de las erupciones constantes por millones de años ha dado lugar a la creación de las montañas más grandes de la Tierra (si se tiene en cuenta la altura contando desde la base en el lecho marino). Los geólogos creen que las primeras etapas de formación de los volcanes en escudo consisten en erupciones frecuentes de delgadas coladas de basaltos muy líquidos. A medida que prosiguen las erupciones también se producen erupciones laterales. Normalmente con el cese de cada fase eruptiva se produce el hundimiento del área de la cima. En las últimas fases, las erupciones son más esporádicas y la erupción piroclástica se hace más frecuente. A medida que esto sucede, las coladas de lava tienden a ser más viscosas, lo que provoca que sean más cortas y potentes. Todo esto a su vez ayuda a aumentar la pendiente de la ladera del área de la cima. Los volcanes en escudo son muy comunes y también se los encuentra en el sistema solar. El Monte Olimpo, en Marte es el más grande conocido hasta la fecha y también se han encontrado varios de estos volcanes sobre la superficie de Venus aunque de apariencia más achatada.

Cono de cenizas

Los conos de cenizas están formados por fragmentos de la lava expelida. El material piroclástico tiene un gran ángulo de reposo, entre unos 30 y 40 grados. El ángulo de reposo es el ángulo más alto por el cual el material se mantiene estable. Los conos de cenizas son muy pequeños; sólo alcanzan hasta 300 metros de altura y suelen estar asociados a volcanes más grandes y a menudo se los encuentra en grupos. El cono de cenizas más estudiado es el Paricutín, ubicado a unos 320 kilómetros a oeste de la ciudad de México. El Paricutín surgió en 1943 en un campo de maíz. En pocas semanas el cono de cenizas emergió del suelo acompañado de explosiones y cenizas. En dos años alcanzó su altura final de unos 400 metros y es actualmente inactivo.

Cono compuesto o estratovolcán

1943 Un cono compuesto o estratovolcán es una gran estructura de apariencia casi simétrica compuesta de la alternancia de coladas de lava y depósitos piroclásticos que son emitidos a partir de una chimenea principal. La mayoría de estos volcanes se encuentran en una estrecha zona que rodea el océano Pacífico, a la que se denomina anillo de fuego. En esta zona se encuentran el Fujiyama (monte Fuji) de Japón, el monte Mayon de Filipinas y los volcanes de la cordilleta Cascade del noroeste de los Estados Unidos, entre ellos los montes Santa Helena, Rainer y Shasta. Los conos compuestos se producen cuando se extruyen lavas relativamente viscosas de composición andesítica. Un cono compuesto puede expulsar lava viscosa por largos períodos, pero en un determinado momento pude cambiar el estilo de erupción y lanzar materiales piroclásticos. Los conos compuestos producen algunas de las actividades volcánicas más violentas. El Vesubio es un claro ejemplo del poder de devastación de este tipo de volcanes. En efecto, el Vesubio erupcionó en el año 79 dC después de haber estado por varios siglos inactivo. El 24 de agosto, sin embargo, y durante tres días la ciudad de Pompeya (cerca de Nápoles) y más de 2.000 de sus 20.000 habitantes fueron enterrados bajo una capa de cenizas de 6 metros de espesor. 17 siglos después los restos de Pompeya fueron descubiertos brindando los aspectos de vida de los romanos.

Nube ardiente

Cuando las erupciones de un volcán están acompañadas de gases calientes y cenizas se produce lo que se conoce como flujo piroclástico o nube ardiente. También conocida como avalancha incandescente, la nube ardiente se desplazan pendiente abajo a velocidades cercanas a los 200 km/h. La sección basal de estas nubes contienen gases calientes y partículas que flotan en ellos. De esta forma, las nubes transportan fragmentos de rocas que –gracias al rebote de los gases calientes en expansión– se depositan a lo largo de más de 100 km. desde su punto de origen. En 1902 una nube ardiente de un pequeño volcán llamado Pelée en la isla caribeña de Martirica destruyó a la ciudad portuaria de San Pedro. La destrucción fue tan devastadora que murió casi toda la población (unos 28.000 habitantes). A diferencia de Pompeya, que quedó enterrada en un manto de cenizas en un período de tres días y las casas quedaron intactas (salvo los techos por el peso de las cenizas), la ciudad de San Pedro fue destruida sólo en minutos y la energía liberada fue tal que los árboles fueron arrancados de raíz, las paredes de las casas desaparecieron y las monturas de los cañones se desintegraron. La erupción de Pelée muestra cuán distintos pueden ser dos volcanes del mismo tipo.

Lahar

Los conos compuestos también producen coladas de barro llamadas lahar, una palabra de origen indonesio. Estos flujos se producen cuando las cenizas y derrubios volcánicos se saturan de agua y descienden pendiente abajo, normalmente siguiendo los valles de los ríos. Algunos de los lahares se producen cuando la saturación es provocada por la lluvia, mientras que en otros casos cuando grandes volúmenes de hielo y nieve se derriten por una erupción volcánica. En Islandia al último caso se lo denomina jökulhlaup y son devastadores. Destrucciones importantes de lahares se dieron en 1980 con la erupción del monte Saint Helens, en Estados Unidos, que a pesar de los destrozos producidos, no produjo muchas víctimas debido a que la región es poco poblada. Otro fue en 1985 con la erupción del Nevado del Ruiz, en Colombia, la cual generó un lahar que mató a casi 20.000 personas.

Formas volcánicas relacionadas

Calderas

La mayoría de los volcanes presentan en su cima un cráter de paredes empinadas. Cuando el cráter supera el kilómetro de diámetro se lo denomina caldera volcánica. Las calderas son estructuras de forma circular y la mayoría se forma cuando la estructura volcánica se hunde sobre la cámara magmática parcialmente vacía que se sitúa por debajo. Si bien la mayoría de las calderas se crea por el hundimiento producido después de una erupción explosiva, esto no es así en todos los casos. caldera volcánica En el caso de los enormes volcanes en escudo de Hawai, las calderas se crearon por la continua subsidencia a medida que el magma se drenaba desde la cámara magmática durante las erupciones laterales. Las calderas de gran tamaño se forman cuando un cuerpo magmático granítico (félsico) se ubica cerca de la superficie curvando de esta manera las rocas superiores. Posteriormente, una fractura en el techo permite al magma rico en gases y muy viscoso ascender hasta la superficie, donde expulsa se manera explosiva, enormes volúmenes de material piroclástico, fundamentalmente cenizas y fragmentos de pumita. Estos materiales se denominan coladas piroclásticas y pueden alcanzar velocidades de 100 km/h. Cuando estos materiales se detienen, los fragmentos calientes se fusionan para formar una toba soldada que se asemeja a una colada de lava solidificada. Finalmente, el techo se derrumba dando lugar a una caldera. Este procedimiento puede repetirse varias veces en el mismo lugar. Se conocen al menos 138 calderas que superan los 5 kilómetros de diámetro. Muchas de estas calderas son difíciles de ubicar, por lo que han sido identificadas con imágenes satelitales. Entre las más importantes se encuentra La Garita con unos 32 km. de diámetro y una longitud de 80 que está ubicada en las montañas de San Juan al sur del Estado de Colorado.

Erupciones fisurales y llanuras de lava

A pesar de que las erupciones volcánicas están relacionadas a estructuras en forma de cono, esto no es así ya que la mayor parte del material volcánico es extruido por fracturas en la corteza denominadas fisuras. Estas fisuras permiten la salida de lavas de baja viscosidad que recubren grandes áreas. La llanura de Columbia en el noroeste de los Estados Unidos se formó de esta manera. Las erupciones fisurales expulsaron lava basáltica muy líquida. Las coladas siguientes cubrieron el relieve y formaron una llanura de lava (plateau) que en algunos lugares tiene casi 1,5 km. de grosor. La fluidez se evidencia en la superficie recorrida por la lava: unos 150 km. desde su origen. A estas coladas se las denomina basaltos de inundación (flood basalts). Este tipo de coladas sucede fundamentalmente en el suelo oceánico donde no pueden verse. A lo largo de las dorsales oceánicas, donde la expansión del suelo oceánico es activa, las erupciones fisurales generan nuevo suelo oceánico. Islandia está ubicada encima de la dorsal centroatlántica y ha experimentado numerosas erupciones fisurales. Las erupciones fisurales más grandes de Islandia ocurrieron en 1783 y se las denominaron erupciones de Laki. Laki es una fisura o volcán fisural de 25 km. de largo que generó más de 20 chimeneas separadas que expulsaron corrientes de lava basáltica muy fluida. El volumen total de lava expulsada por las erupciones de Laki fue superior a los 12 km³. Los gases arruinaron las praderas y mataron al ganado islandés. La hambruna subsiguiente mató cerca de 10.000 personas.

Domo de lava

La lava rica en sílice, es decir, es viscosa y por lo tanto, apenas fluye y que es extruida fuera de la chimenea puede producir una masa bulbosa de lava solidificada que se denomina domo de lava. Debido a su viscosidad, la mayoría está compuesto por riolitas y otros por obsidianas.
La mayoría de los domos volcánicos se desarrollan a partir de una erupción explosiva de un magma rico en gases. Aunque la mayoría de los domos volcánicos están asociados a conos compuestos, algunos se forman de manera independiente. Tal es el caso de la línea de domos riolíticos y de obsidiana en los cráteres Mono en California.

Chimeneas y pitones volcánico

Los volcanes se alimentan del magma a través de conductos denominados chimeneas. Estas tuberías pueden extenderse hasta unos 200 km. de profundidad. En este caso, las estructuras proveen de muestras del manto que han experimentado muy pocas alteraciones durante su ascenso. Las chimeneas volcánicas mejor conocidas son las sudafricanas que están cargadas de diamantes. Las rocas que rellenan estas chimeneas se originaron a profundidades de 150 km., donde la presión es lo bastante elevada como para generar diamantes y otros minerales de alta presión. Debido a que los volcanes están siendo rebajados constantemente por la erosión y la meteorización. Los conos de cenizas son desgastados con el tiempo, pero no sucede lo mismo con otros volcanes. Conforme la erosión progresa, la roca que ocupa la chimenea y que es más resistente, puede permanecer de pie sobre el terreno circundante mucho después de que haya desaparecido el cono que la contiene. A estas estructuras de las denomina pitón volcánico. Shiprock, en Nuevo México, es un claro ejemplo de este tipo de estructuras.
- Categoría:Geología
- Categoría:Vulcanología ms:Gunung berapi ja:火山 simple:Volcano th:ภูเขาไฟ

Geología

La geología es la ciencia que estudia la forma interior del globo terrestre, las materias que lo componen y su formación, los cambios o alteraciones que estas han experimentado desde su origen, y la colocación que tienen en su actual estado.

Subdisciplinas geológicas

- Cristalografía
- Mineralogía
- Petrología
- Espeleología
- Gemología
- Sismología
- Geología histórica
- Geología económica
- Geología del petróleo
- Hidrogeología
- Estratigrafía
- Sedimentología
- Paleontología
- Geología estructural
- Tectónica de placas
- Geoquímica
- Geología planetaria

Geólogos destacados

Un geólogo es una persona que se dedica al estudio del interior de la Tierra
- Otto Wilhelm Hermann von Abich (1806-1886)
- Walter Alvarez (b. 1940)
- Mary Anning
- Giovanni Arduino : (1714-1795)
- Etheldred Benett
- Pierre Berthier :
- John C. Branner
- Arthur L. Day
- James Hutton : (1726-1797).
- John Phillips : (1800-1874)
- Sir Charles Lyell
- Roderick Murchison
- R.A.F. Penrose, Jr.
- Harrison Schmitt
- Adam Sedgwick
- William Smith
- Nicolas Steno : (1638-1686)
- Harry M. Woodward: (c.1938)

Cráter

Puede referirse a:
- Cráter (volcánico): aberturas o bocas de erupción de los volcanes.
- Cráter (impacto): formación producida por el impacto de meteoritos contra un cuerpo como un planeta, asteroide o satélite de superficie sólida.

Kilómetro

El kilómetro es una unidad de longitud que equivale a 1 000 metros. Históricamente se define como la diezmilésima parte de la distancia del polo Norte terrestre al ecuador por el meridiano de París. Carece de abreviatura, se simboliza km :1 km = 1.000 m = 1x10³ m Un kilómetro es aproximadamente igual a:
- 0,621371192 millas
- 1.093,613298 yardas
- 3.280,839895 pies
- 0,539956803 millas náuticas
- 0,621369950 millas de agrimensura Categoría:Múltiplos del metro simple:Kilometre

Sílice

El dióxido de silicio (SiO₂) es un compuesto de silicio y oxígeno, llamado comúnmente sílice. Es uno de los componentes de la arena. Una de las formas en que aparece naturalmente es el cuarzo. El dióxido de silicio se usa, entre otras cosas, para hacer vidrio, cerámicas y cemento. Categoría:Óxidos ja:二酸化ケイ素

Sílice

Monte Etna

El Monte Etna (o Etna) es un volcán activo en la costa este de Sicilia, entre las provincias de Messina y Catania. Tiene alrededor de 3.340 m de altura . Es el mayor volcán activo de Europa y la montaña más alta de Italia al sur de los Alpes. El Etna cubre un área de 1190 km². ---- En la mitología griega, volcán en cuyo interior se situaban las fraguas de Hefesto, que trabajaba ahí en compañía de cíclopes y gigantes. El monstruoso Tifón yacía debajo de esta montaña, lo que causaba frecuentes terremotos y erupciones de humo y lava. Su nombre derivaba de la ninfa Etna, hija del gigante Briareo y de Cimopolia, o de Urano y Gaia, que se convirtió en la deidad de este famoso volcán. Por ello fue la juez que resolvió la disputa sobre la posesión de Sicilia entre Deméter y Hefestos. Uniéndose con este último fue madre de los pálicos, los dos dioses de sendos geíseres famosos en la isla. Etna Etna Categoría:Ninfas ja:エトナ火山 ko:에트나 산

Tectónica de placas

La tectónica de placas (del griego "el que construye" τεκτων, tekton) es la teoría científica que establece que la litósfera (la porción superior más fría y rígida de la Tierra) está fragmentada en una serie de placas o baldosas que se desplazan sobre el manto terrestre fluido (astenosfera). Esta teoría también describe el movimiento de las placas, sus direcciones e interacciones. astenosfera Las diferentes placas se desplazan con velocidades del orden de 5 cm/año lo que es, aproximadamente, la velocidad con que crecen las uñas de las manos. Dado que se desplazan sobre la superficie finita de la Tierra, estas interaccionan unas con otras a lo largo de sus fronteras o límites (ver abajo) provocando intensas deformaciones en la corteza y litósfera de la Tierra, lo que da lugar a grandes cadenas montañosas (verbigracia los Andes y Alpes) y grandes sistemas de fallas asociadas con estas (verbigracia el sistema de fallas de San Andrés). El contacto por fricción entre los límites de las placas es responsable de la mayor parte de terremotos. Otros fenómenos asociados son la creación de volcanes (especialmente notororios en el cinturón de fuego del pacífico) y las fosas océanicas. Existen, en total, 12 placas principales:
- Placa Africana
- Placa Antártica
- Placa Arábiga
- Placa Australiana
- Placa del Caribe
- Placa Escocesa
- Placa Euroasiática
- Placa Filipina
- Placa India
- Placa Juan de Fuca
- Placa de Nazca
- Placa Pacífica
- Placa Norteamericana
- Placa Sudamericana Estas, junto a otro grupo más numeroso de placas menores se mueven unas contra otras y se dan tres tipos de bordes: convergente (dos placas chocan una contra la otra), divergente (dos placas se separan) y transformante (dos placas se deslizan una junto a otra). La teoría de la téctonica de placas se divide en dos partes, la de deriva continental, propuesta por Alfred Wegener en la década de 1910 y la de expansión del fondo océanico, propuesta y aceptada en la década de 1960, que mejoraba y ampliaba a la anterior. Desde su aceptación ha revolucionado las ciencias de la Tierra, con un impacto comparable al que tuvieron las teorías de la gravedad de Isaac Newton y Albert Einstein en la Física o las leyes de Johannes Kepler en la Astronomía.

Origen de las placas tectónicas

Se piensa que el origen de las placas se debe a corrientes de convección en el interior del manto las cuales fragmentan a la litósfera. Las corrientes de convección son patrones circulatorios que se presentan en fluidos que se calientan en su base. Al calentarse la parte inferior del fluido se dilata y por lo tanto emerge una fuerza de flotación que hace que el fluido ascienda. Al alcanzar la superficie se enfría, desciende y se vuelve a calentar, estableciéndose un movimiento circular auto-organizado. En el caso de la Tierra se sabe, a partir de estudios de reajuste glaciar, que la astenosfera se comporta como un fluido en escalas de tiempo de miles de años y se considera que la fuente de calor es el núcleo terrestre. Éste se estima que tiene una temperatura de 4500 grados C. De esta manera, el papel de las corrientes de convección en el interior del planeta es el de liberar el calor original almacenado en su interior adquirido durante su formación. Así, en zonas donde dos placas se mueven en direcciones opuestas (como es el caso de la placa Africana y de Norte América que se separan a lo largo de la cordillera del Atlántico) las corrientes de convección forman nuevo piso oceánico, caliente y flotante, formando las cordilleras meso-oceánicas o centros de dispersión. Conforme se alejan de los centros de dispersión las placas se enfrían, tornándose más densas y hundiéndose en el manto a lo largo de zonas de subducción donde el material litosférico es fundido y reciclado. Una analogía frecuentemente empleada para describir el movimiento de las placas es que éstas "flotan" sobre la astenosfera como el hielo sobre el agua. Sin embargo, esta analogía solo es parcialmente válida ya que las placas tienden a hundirse en el manto como se describió anteriormente.

Antecedentes históricos

La tectónica de placas tiene su origen en dos teorías que le precedieron: la teoría de la deriva continental y la teoría de la expansión del piso oceánico. La primera fue propuesta por Alfred Wegener a principios del siglo XX y pretendía explicar el intrigante hecho de que los contornos de los continentes ensamblan entre sí como un rompecabezas y que éstos tienen historias geológicas comunes. Esto sugiere que los continentes estuvieron unidos en el pasado formando un supercontinente llamado Pangea que se fragmentó durante el período Pérmico, originando los continentes actuales. Esta teoría fue recibida con escepticismo y eventualmente rechazada porque el mecanismo de fragmentación (deriva polar) no podía generar las fuerzas necesarias para desplazar las masas continentales. La teoría de expansión del piso oceánico fue propuesta hacia la mitad del siglo XX y está sustentada en observaciones geológicas y geofísicas que indican que las cordilleras meso-oceánicas funcionan como centros donde se genera nuevo piso oceánico conforme los continentes se alejan entre sí. La teoría de la tectónica de placas fue forjada principalmente entre los años 50 y 60 y se le considera la gran teoría unificadora de las Ciencias de la Tierra, ya que explica una gran cantidad de observaciones geológicas y geofísicas de una manera coherente y elegante. A diferencia de otras ramas de las ciencias, su concepción no se le atribuye a una sola persona como es el caso de Newton o Charles Darwin. Fue producto de la colaboración internacional y del esfuerzo de talentosos geólogos (Tuzo Wilson, Walter Pitman), geofísicos (Harry Hess, Alan Cox) y sismólogos (Linn Sykes, Hiroo Kanamori, Maurice Ewing), que poco a poco fueron aportando información acerca de la estructura de los continentes, las cuencas oceánicas y el interior de la Tierra.

Límites de Placas

Son los bordes de una placa y es donde se presenta la mayor actividad "tectónica" (sismos, formación de montañas, actividad volcánica) ya que es en éstos, donde se da la interacción entre placas. Hay tres clases de límite:
- Divergentes: son límites en los que las placas se separan y, por lo tanto, emerge magma desde regiones más profundas (por ejemplo, la dorsal mesoatlántica formada por la separación de las placas de Eurasia y Norteamérica y las de África y Sudamérica).
- Convergentes: son límites en los que una placa choca contra otra, formando una zona de subducción (si una de las placas se hunde debajo de la otra) o un cinturón orogénico (si las placas chocan y se comprimen). Son también conocidos como "bordes activos".
- Transformantes: son límites donde una placa se estrega contra otra a lo largo de una falla de transformación. En determinadas circunstancias, se forman zonas de límite o borde, donde se unen tres o más placas formando una combinación de los tres tipos de límites.

Límite Divergente o constructivo

En los límites divergentes, las placas se alejas y el vacío que resulta de esta separación es relleneado por material de la corteza, que surge del magma de las capas inferiores. Se cree que el surgimiento de bordes divergentes en las uniones de tres placas está relacionado con la formación de puntos calientes. En estos casos, se junta material de la astenósfera erca de la superficie y la energía cinética es suficiente para hacer pedazos la litósfera. El punto caliente que orígino la dorsal mesoatlántica se encuentra actualmente debajo de Islandia, y el material nuevo ensancha la isla algunos centímetros cada siglo. Un ejemplo típico de estos tipos de límite son las dorsales océanicas (por ejemplo, la dorsal mesoatlántica) y en el continente por las grietas como el [[Gran Valle del Rift]].

Límite Convergente o destructivo

Las características de los bordes convergentes dependen del tipo de litósfera de las placas que colisionan. Cuando una placa océnica (más densa) choca contra una continental (menos densa) la placa océanica es empujada debajo, formando una zona de [[subducción. En la superficie, la modificación topógrafica consiste en una fosa océanica en el agua y un grupo de montañas en tierra. Cuando dos placas continentales colisionan, se forman extensas coridlleras. La cadena del Himalaya es el resultado de la colisión entre la placa Índica y la placa Euroasiática. Cuando dos placas océanicas chocan, el resultado es un arco de islas (por ejemplo, Japón)

Límite Transformante o conservativo

El movimiento de las placas a lo largo de las fallas de transformación puede causar considerables cambios en la superficie, especialmente cuando esto sucede en las proximidades de un asentamiento humano. Debido a la fricción, las placas no se deslizan; sino que se acumula tensión en ambas placas que, al llegar a un nivel que sobrepasa el necesario para el movimiento, la energía potencial acumulada es liberada como presión o movimiento en la falla. Debido a la titánica cantidad de energía almacenada, estos movimientos ocasionan terremotos de mayor o menor intensidad. Un ejemplo de este tipo de límite es la falla de San Andrés, ubicada en el Este de Norteamérica, que es una de las partes del sistema de fallas producto del roce entre las placa Norteamericana y la del Pacífico. Categoría:Geología categoría:La Tierra ja:プレートテクトニクス ko:판구조론 ms:Plat tektonik

Punto caliente

De acuerdo con la geología, en algunos lugares existe, a varios miles de kilómetros de profundidad, un punto en el cual las temperaturas son tan elevadas que las rocas se funden y se transforman en magma. El punto caliente o hot spot, es una zona en la que la concentración del calor proveniente del manto es capaz de generar magma ascendiente que puede llegar a la superficie. La elevada presión del magma hace que éste busque una salida hacia la superficie de la corteza terrestre. De esa manera nacen uno o varios volcanes contiguos, que al principio son submarinos. Poco a poco, con la acumulación de materiales surgidos del volcán o volcanes, la tierra comienza a asomar por encima de las aguas, formándose una isla. Entre los ejemplos de puntos calientes se encuentra la creación de las islas Hawai, y el vulcanismo presente en Islandia, entre otras regiones. Categoría:Geología Categoría:Vulcanología

Tectónica de placas

Origen de las placas tectónicas

Antecedentes históricos

Límites de Placas

Límite Divergente o constructivo

Límite Convergente o destructivo

Límite Transformante o conservativo

Geología

Subdisciplinas geológicas

Geólogos destacados

Volcán en escudo

Un volcán en escudo es un volcán de grandes dimensiones y está formado a partir de las capas de sucesivas erupciones basálticas fluidas, por este motivo tienen una pendiente suave. Junto con los volcanes compuestos –conocidos como conos compuestos–, los volcanes en escudo tienen erupciones recurrentes que pueden durar millones de años. Ver también:

- Cono de cenizas
- Cono compuesto Categoría: Vulcanología

Cono de cenizas

Esquema de un cono de cenizas

Un cono de cenizas es un pequeño volcán formado principalmente por piroclastos expulsados a partir de una única chimenea. Categoría: Vulcanología

Cono compuesto

Volcán compuesto

Un cono compuesto también llamado estratovolcán es un volcán de dimensiones importantes formado a partir de coladas de lava y material piroclástico.
La estructura de estos volcanes es casi simétrica. Su formación de debe gracias a la extrusión de lavas relativamente viscosas de composición andesítica. Un cono de estas características puede expulsar lava viscosa por muchos años hasta que repentinamente cambie su erupción y comience a expulsar material piroclástico. A veces se dan las dos erupciones al mismo tiempo. Las erupciones en este tipo de volcanes son, por lo general violentas, tal fue el caso de la erupción de Vesubio en el año 79 dC. Ver también:

- Cono de cenizas
- Volcán en escudo Categoría: Vulcanología

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes. Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo. Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm] Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ] Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ] Envisat
Artículos relacionados

- Tectónica de Placas
- Geología
- Geología histórica
- Geografía
- Climas de la Tierra
- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos

- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y más de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Características generales

planeta Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:
- Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema.
- Planetas. Divididos en planetas interiores, también llamados terrestres o telúricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
- Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas.
- Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.
- Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.
- Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol). Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto nuestro sistema es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación viene expresada matemáticamente a través de la ley de Titius-Bode, una fórmula que resume la posición de los semiejes mayores de los planetas un Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe: :

a= 0.4 + 0.3\times k,

donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128. En esta formulación la órbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0.4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1.6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0.38 y 1.52 UA. Ceres el mayor asteroide se encuentra en la posición k=8. Esta ley no ajusta todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley. Por el momento no hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.

Objetos principales del Sistema Solar

Ceres

Estrella central

- Sol

Planetas

La siguiente tabla resume las características principales de los planetas del Sistema Solar.

Otros cuerpos menores

- Cinturón de asteroides ( Lista de asteroides, Ceres).
- Objetos transneptúnicos y cinturón de Kuiper ( Quaoar, 2003 UB313).
- Nube de Oort ( Cometa; Sedna). Entre los cuerpos menores del sistema solar los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de 2060 Chiron y los primeros objetos transneptúnicos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del sistema solar interior. La mayoría de los objetos transneptúnicos son cuerpos helados como cometas aunque la mayoría de los que podemos descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas. Los mayores objetos transneptúnicos son mucho mayores que los mayores asteroides. Los satélites naturales de los planetas mayores también tienen un amplio rango de tamaños y superficies siendo los mayores de ellos mucho mayores que los asteroides mayores. La siguiente tabla muestra las características más importantes de los principales cuerpos menores del Sistema Solar. Todas las características se dan con respecto a la Tierra.

Formación del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que se formaron los diferentes planetas ( Nebulosa protosolar, Formación del Sistema Solar).

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que los humanos percibimos el Sistema solar su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del sistema solar, observados desde la Tierra, se consideraban lo movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del sistema solar no son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico. La visión que teníamos de la naturaleza del sistema solar se fue ampliando con los sucesivos descubrimientos. En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos. Los cuerpos del sistema solar en los que se han posado sondas espaciales terrestres son: Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán. Todos los cuerpos mayores del sistema solar han sido visitado por misiones espaciales incluyendo algunos cometas como el Halley y excluyendo Plutón.

Véase también

Exploración espacial

- Exploración del Sistema Solar.
- Programas y misiones espaciales.
- Lista de sondas interplanetarias estadounidenses.
- Xena: el décimo planeta.

Vida en el Sistema Solar

- Ecósfera
- Astrobiología
- Zona de habitabilidad

Enlaces externos

Páginas web con información general
- [http://www.solarviews.com/span/ Vistas del Sistema Solar].
- [http://www.nineplanets.org/ The Nine Planets] (Inglés).
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html NASA Planetary Photojournal] (Web con imágenes del Sistema Solar obtenidas por misiones espaciales).
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] (Sitio educativo de referencia con imagenes y contenidos multimedia) Programas informáticos de utilidad
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia]. Programa libre de simulación espacial 3D OpenGL (Inglés).
- [http://space.jpl.nasa.gov/ Solar System Simulator]. (Inglés)

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867 Sky Publishing Corporation. category:Sistema solar ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Monte Olimpo

:Olimpo

Marte (planeta)

Marte es el cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde antiguo como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo.

Características físicas

- Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km. y uno polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, o sea, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta; pero la precesión lunar, que en nuestro planeta es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.
- Con este diámetro su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra; es 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria. Tierra
- Conocemos con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h. 40 m., valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h. 56 m. 4,1 s).
- De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 m. 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24h 41 min 18,6 s. Un día marciano vale, por consiguiente, 1,029 días terrestres. El día solar en Marte tiene, al igual que en la Tierra una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad. Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.
- El año marciano dura 687 días terrestres o 668,6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.
- Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clisés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23º 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Órbita

La órbita de Marte es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares. Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30ºC en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio. Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre estos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5". Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25", alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Observación y exploración de Marte

Observaciones telescópicas

Cristiaan Huygens hizo las primeras observaciones de áreas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini, W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter. El año 1877 presentó una oposición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadounidense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día, se usa la nomenclatura inventada por él para los nombres de las regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como "canals", palabra que implica algo artificial. Esta última palabra despertó la imaginación de mucha gente, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aristócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que había vida en Marte. Lowell estaba tan entusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al planeta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no sólo había vida en Marte, sino que esa vida era inteligente: Marte era un planeta que se estaba secando, y una sabia y antigua civilización marciana había construido esos canales para drenar agua de los casquetes polares y enviarla hacia las sedientas ciudades. Con el paso del tiempo, el furor de los canales marcianos se fue disipando, ya que muchos astrónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi nadie creía en civilizaciones marcianas, pero muchos estaban convencidos de que sí que había vida en Marte en forma de musgos y líquenes primitivos, hecho que se puso en duda al ser Marte visitado por primera vez por una nave espacial en 1965.

Exploración espacial de Marte

La primera sonda en visitar Marte fue la Mariner 4 en 1965. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 sólo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9, la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una espectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente. Las primeras naves en aterrizar en Marte fueron las Viking I y II en 1976. Los resultados negativos de sus experimentos biológicos propiciaron una falta de interés de 20 años en la exploración. El 4 de Julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas para analizar las rocas en busca de agua, encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado. La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó la sonda Mars Express en junio del 2003 que actualmente orbita en Marte. A este último satélite artificial de Marte se le suman las naves de la NASA Mars Global Surveyor y Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte desde septiembre de 1997 y octubre de 2001 respectivamente. La NASA espera lanzar en el año 2005 la nave Mars Reconnaissance Orbiter.

Superficie de Marte

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos). Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren el 71% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie. La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores. Luna
- Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Éstas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major que simplemente es una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable.
- La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole esa coloración rojiza característica o, mejor dicho, el de un inmenso pedregal, ya que el suelo se haya cubierto de piedras, cantos y bloques.
- Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
- Hay distribuidos cráteres de impacto por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los «mares» de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de una atmósfera. En particular, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur esta la cuenca de impacto Hellas Planitia, la cual tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
- El campo magnético marciano es muy débil, unas 2 milésimas del terrestre y con una polaridad invertida respecto a la Tierra. La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra: Tierra
- Una característica que domina parte del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.
- Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km., una anchura de hasta 500 km. y una profundidad de entre 2 y 7 km. Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.
- Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.
- La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó dichos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período de tiempo.
- Agua en Marte. En Julio de 2005, la nave europea Mars Express fotografía por vez primera un lago de agua helado en la superficie, en un cráter en el polo norte del planeta.
- Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones de Marte extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global activo en el pasado y hoy desaparecido puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta. Las magnetizaciones residuales de las rocas ocurren en bandas alternativas, similares a las observadas en las dorsales marinas donde se forma nueva superficie terrestre. Aunque hay varias posibles explicaciones, una de ellas es que el planeta Marte pudo haber tenido una tectónica de placas en su historia inicial.

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 milibares frente a los 1033 milibares de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 milibares en las depresiones más profundas, hasta 1 milibar en la cima del Olympus Mons. Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km. de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta. La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas de naturaleza pilosa son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño