Sistema solar

SISTEMA SOLAR
MARTES- MERCURIO-VENUS -JUPITER

Índice general
1 Marte (planeta) 1
1.1 Características físicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.1 Traslación y rotación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.2 Geología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.3 Geografía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.1.4 Características atmosféricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.5 El agua en Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.1.6 Climatología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2 Órbita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.3 Satélites naturales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.4 Asteroides troyanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.5 Vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.6 Observación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.7 Exploración . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.8 Meteoritos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.8.1 Meteorito ALH84001 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.8.2 Meteorito Nakhla . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.8.3 Meteorito Shergotty . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.9 Astronomía desde Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.9.1 Observación del Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.9.2 Observación de los satélites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.9.3 Observación de los eclipses solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.9.4 Observación de la Tierra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.9.5 Tránsitos de la Tierra por el disco solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.10 Referencias culturales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.10.1 Origen del nombre del planeta Marte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.10.2 Presencia en la literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.11 Véase también . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.12 Notas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
i

ii ÍNDICE GENERAL
1.13 Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.14 Bibliografía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.15 Enlaces externos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2 Mercurio (planeta) 18
2.1 Estructura interna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.2 Geología y superﬁcie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.3 Magnetosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.4 Órbita y rotación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.4.1 Amanecer doble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.4.2 Avance del perihelio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.4.3 Resonancia orbital . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.5 Observación en el cielo y tránsito de Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.5.1 Observación de las fases mercurianas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.5.2 Tránsito de Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.6 Estudio de Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.6.1 Astronomía antigua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.6.2 Estudio con grandes telescopios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.6.3 Estudio con sondas espaciales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.7 Véase también . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.8 Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.9 Bibliografía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3 Venus (planeta) 27
3.1 Características orbitales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.1 Órbita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.2 Rotación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2 Características físicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2.1 Atmósfera de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2.2 Geología de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2.3 Estructura interna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.3 Observación y exploración de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.3.1 Observaciones históricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.3.2 Tránsitos de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.3.3 Exploración espacial de Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.4 Referencias culturales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.5 Véase también . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.5.1 Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

ÍNDICE GENERAL iii
3.6 Bibliografía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.6.1 Lecturas adicionales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
4 Júpiter (planeta) 36
4.1 Características principales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
4.1.1 Masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
4.2 Atmósfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4.2.1 Bandas y zonas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4.2.2 La Gran Mancha Roja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4.2.3 La pequeña mancha roja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4.2.4 Estructura de nubes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.3 Estructura interna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.4 Magnetosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.5 Satélites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.5.1 Satélites galileanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.5.2 Satélites menores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4.5.3 Asteroides troyanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4.6 Sistema de anillos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4.7 Formación de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.8 Impacto del cometa SL9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.9 Impactos recientes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.10 Exploración espacial de Júpiter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.11 Desaparición del cinturón subecuatorial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.12 Cómo localizarlo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.13 Véase también . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.14 Referencias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.15 Bibliografía . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.17 Text and image sources, contributors, and licenses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.17.1 Text . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.17.2 Images . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.17.3 Content license . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

Capítulo 1
Marte (planeta)
Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar más cercano
al Sol. Llamado así por el dios de la guerra de la mitolo-
gía romana Marte, recibe a veces el apodo de planeta rojo
debido a la apariencia rojiza que le confiere el óxido de hie-
rro que domina su superficie. Tiene una atmósfera delgada
formada por dióxido de carbono, y dos satélites: Fobos y
Deimos. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de
naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior
más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más pare-
cido a la Tierra.
Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no
lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el
viento marciano, sus casquetes polares cambian con las es-
taciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos
estacionales de agua.[2]
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de
Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado
aparente (los llamados “lazos”)[nota 1]
permitieron a Kepler
hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las
leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de
Kepler.
Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son
aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases
(porción iluminada vista desde la Tierra) están poco mar-
cadas, 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 Mar-
te. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el
triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, es-
te ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, 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 te-
lescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien
solo supuso su existencia.
1.1 Características físicas
Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecua-
torial de 6794 km y polar de 6750 km. Medidas micro-
métricas muy precisas han mostrado un achatamiento de
0,01, 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. La precesión lunar, que en la Tierra
es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en
Marte.
Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el te-
rrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En conse-
cuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en
relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pe-
saría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza
gravitatoria.
1.1.1 Traslación y rotación
Rotación de Marte (en movimiento retrógrado, no real), en la ima-
gen el planeta da la rotación en segundos, pero en la realidad tarda
más de 24 horas.
1

2 CAPÍTULO 1. MARTE (PLANETA)
Rotación
Se conoce con exactitud lo que tarda la rotación de Marte
debido a que las manchas que se observan en su superfi-
cie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de
referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por
Christiaan Huygens que asignó a su rotación la duración de
un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min,
valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de
observaciones de Marte han dado por resultado establecer
el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el periodo
de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s). Marte rota
en sentido antihorario, al igual que la Tierra.[4]
De la duración del día sideral se deduce que el día solar
tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s.
El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos
del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min
18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra,
una duración variable. No obstante, en Marte la variación
es mayor por su elevada excentricidad.
Para mayor comodidad operativa, los responsables de las
misiones norteamericanas de exploración de Marte median-
te sondas robóticas han decidido unilateralmente dar al día
marciano el nombre de sol, pese a tener otros significados
en otros idiomas (“suelo” en francés; o el nombre de nuestra
estrella en español).
Traslación
El año marciano dura 687 días terrestres. Un calendario
marciano podría constar de dos años de 668 días por ca-
da tres años de 669 días.
Oblicuidad orbital
Los polos de Marte están señalados por dos casquetes pola-
res de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho
la determinación del ángulo que forma el ecuador del pla-
neta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Mar-
te a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas
hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el obser-
vatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo
24° 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor
de 25,19°[cita requerida]
, un poco mayor que la oblicuidad de
la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene pe-
ríodos 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.
1.1.2 Geología
La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama
areografía (no confundir con aerografía), nombre que provie-
ne de Ares (dios de la guerra entre los griegos).
Marte es un planeta notablemente más pequeño que la Tie-
rra. Sus principales características, en proporción con las
del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 %, su-
perficie 28 %, masa 11 %. Como los océanos cubren alre-
dedor del 70 % de la superficie terrestre y Marte carece de
mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma
cantidad de superficie pisable.
Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HiRISE, que
viaja a bordo de la Mars Reconaissance Orbiter, en ór-
bita del planeta rojo desde Marzo de 2006, se han pues-
to de manifiesto muchas de las principales características
morfológicas de su superficie.[5]
La superficie de Marte pre-
senta 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 co-
lor 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. Con-
tiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio,
3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes me-
nores.
Marte observado por el telescopio espacial Hubble.

1.1. CARACTERÍSTICAS FÍSICAS 3
• Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan
unas manchas oscuras y brillantes que no se corres-
ponden 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 carac-
terística es Syrtis Major, 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 nom-
bre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas
partes de la superficie del planeta, dándole esa colora-
ción rojiza característica. Estos desiertos en realidad
se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el sue-
lo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.
• Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Mar-
te en dos regiones claramente diferenciadas: un norte
llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escar-
pado, 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 kilóme-
tros en el límite. Las razones de esta dicotomía global
son desconocidas.
• Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte,
pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de
lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sem-
brada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspec-
to general del paisaje marciano difiere al que presenta
nuestro satélite como consecuencia de la existencia de
atmósfera. En concreto, el viento cargado de partícu-
las 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 mu-
rallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra
parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por
el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosi-
dades del terreno y otros accidentes poco importantes
del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados
del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas
Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diá-
metro. Muchos de los cráteres de impacto más recien-
tes tienen una morfología que sugiere que la superficie
estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el im-
pacto.
• El campo magnético marciano es muy débil, con un
valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad in-
vertida respecto a la de la Tierra.
1.1.3 Geografía
Mapa topográfico de Marte. Accidentes notables: Volcanes de
Tharsis al oeste (incluyendo el Monte Olimpo), Valles Marineris
al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur.
La superficie de Marte conserva las huellas de grandes ca-
taclismos que no tienen equivalente en la Tierra:
Una característica del hemisferio norte, es la existencia de
un enorme abultamiento que contiene el complejo volcáni-
co de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, 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 Pate-
ra. Las áreas volcánicas ocupan el 10 % de la superficie del
planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente acti-
vidad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de es-
tas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit,
descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito
volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zo-
na denominada Home Plate,[6]
(una zona con lecho rocoso
de unos dos metros de altura y fundamentalmente basálti-
ca, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto
con el agua líquida), situada en la base interior del cráter
Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investiga-
dores llaman “bomb sag” (la marca de la bomba). Cuando
se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de
roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire
vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.
Cercano al Ecuador y con una longitud de 2700 km, una an-
chura 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

Valle Marineris
El Monte Olimpo visto desde la órbita de Marte.
de la formación del abultamiento de Tharsis.[7]
Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de
Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la su-
perficie 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 atmos-
féricas). 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 hidro-
gráficas, 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 pa-
sado con otras condiciones ambientales en las que el agua
causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Al-
gunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos
e incluso de un vasto océano en la región boreal del plane-
ta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de
años y por un breve período, en la denominada era Noeica.
Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta
tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay eviden-
cias 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 alre-
dedor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta
extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este ha-
llazgo inesperado de un probable campo magnético global,
activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener intere-
santes implicaciones para la estructura interior del planeta.
Aproximación a la imagen de colores reales, tomada por el
Mars Exploration Rover Opportunity, muestra la vista del
cráter Victoria desde Cabo Verde. Fue capturada durante
un período de tres semanas, desde el 16 de octubre hasta el
6 de noviembre de 2006.
Recientemente, estudios realizados con ayuda de las son-
das Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor
han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de
Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elípti-
ca conocida cómo Cuenca Borealis de 8500 kilómetros de
diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta -la
mayor del Sistema Solar, superando con mucho a la Cuenca
Aitken de la Luna- que pudo haberse formado hace 3900
millones de años por el impacto de un objeto de 2000 kiló-
metros de diámetro. Posteriormente a la formación de dicha
cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde,
que han hecho difícil su identificación.[8]
1.1.4 Características atmosféricas
La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión super-
ficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera
terrestre. Esto representa una centésima parte de la terres-
tre. La presión atmosférica varía considerablemente con la
altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas,
hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Su composición
es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3 %) con un
2,7 % de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno mo-

lecular (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 instrumen-
tos 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 ra-
diación ultravioleta.
La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vien-
tos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en oca-
siones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Es-
te 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 en torno a 1 micra. La bóveda ce-
leste marciana es de un suave color rosa salmón debido a
la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos
procedentes del suelo ferruginoso.
En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se
condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos
cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación
del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de
cristales de nieve carbónica.
La débil atmósfera marciana produce un efecto invernade-
ro que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados;
mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.
La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución
considerable por lo que es una atmósfera de segunda ge-
neración. La atmósfera primigenia, formada poco después
que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provie-
nen de la actividad geológica del planeta. Así, el vulcanismo
vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales
predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El prime-
ro queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende
a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no
son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones.
Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la
atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos
ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que
más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario da-
do que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de es-
cape; los gases más pesados acaban por combinarse con los
elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante
pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el es-
pacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un
gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos
por lo que va acumulándose con el tiempo.
En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy pa-
recido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría
de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos
Distribución desigual del gas metano en la atmósfera de Marte.[9]
en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es
incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido
de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero
significativo.
No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil
ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130
km de altura.
Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, re-
cientemente la nave europea Mars Express y medidas te-
rrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra
han encontrado trazas de gas metano en una proporción de
10 partes por 1000 millones. Este gas solo puede tener un
origen volcánico o biológico. El metano no puede perma-
necer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años
el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello im-
plica que hay una fuente activa que lo produce. La pequeña
proporción de metano detectada, muy poco por encima del
límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento
dar una explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o
biológico.[9]
La misión del aterrizador Mars Science Labo-
ratory (Curiosity) incluye equipo para comparar las propor-
ciones de los isótopos C-12, C-13, y C-14 presentes en dió-
xido de carbono y en metano, para así determinar el origen
del metano.
1.1.5 El agua en Marte
No hay pruebas concluyentes acerca de la existencia de agua
en Marte, aunque un estudio publicado en septiembre de
2013, basado en los datos recogidos por el rover Curiosity,
afirma que en su superficie habría entre un 1,5 y un 3 % de
agua.[10]
A lo largo del tiempo se han realizado numerosos descubri-
mientos de indicios que sugieren la probable existencia de
agua en el pasado, y se ha constatado la presencia de hielo,
vapor o minerales que podrían estar asociados con el agua.
Con las imágenes aportadas por la sonda orbital Mars Re-
connaissance Orbiter, se han detectado en las colinas mar-

Vista de Marte (El planeta Rojo)
cianas vetas superficiales descendentes con variaciones es-
tacionales, lo que se ha interpretado como el indicio más
prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida
en el planeta.[11]
En diciembre de 2013, se anunció la posi-
bilidad de que hace unos 3600 millones de años, en la de-
nominada Bahía Yellowknife, en el cráter Gale, cerca del
ecuador del planeta, habría existido un lago de agua dulce
que pudo albergar algún tipo de vida microbiana.[12]
La posibilidad de agua en Marte está condicionada por va-
rios aspectos físicos. El punto de ebullición depende de la
presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede
existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte:
si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque
contaba también con una atmósfera mucho más densa que
proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al di-
siparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y dis-
minuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapa-
reció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la
atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas propor-
ciones, así como en los casquetes polares, constituidos por
grandes masas de hielos perpetuos.
Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe
agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en
las regiones muy frías de la Tierra. En torno de ciertos crá-
teres marcianos se observan unas formaciones en forma de
lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada ad-
mitiendo que el suelo de Marte está congelado. También se
dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve
perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo.
Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión par-
te un cauce seco con la huella de sus brazos separados por
bancos de aluviones.
Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles pro-
fundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que
parecen barrancos formados por torrentes de agua y los de-
pósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Solo apa-
recen en latitudes altas del hemisferio Sur.
La comparación con la geología terrestre sugiere que se tra-
ta de los restos de un suministro superficial de agua similar
a un acuífero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Or-
biter ha detectado grandes glaciares enterrados con exten-
siones de docenas de kilómetros y profundidades del orden
de 1 kilómetro, los cuales se extienden desde los acantila-
dos y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes
más bajas de lo esperado. Esa misma sonda también ha des-
cubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor
volumen de agua helada.[13]
Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades
de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que
cubrían una tercera parte del planeta ha sido dada por el
espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey,
el cual ha delimitado lo que parece ser las líneas de costa de
dos antiguos océanos.[14]
También subsiste agua marciana en la atmósfera del plane-
ta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 %) que, de con-
densarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría
sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproxi-
madamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar
de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual.
En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de
agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la tempe-
ratura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva de nuevo
por encima de ese límite el hielo se sublima, convirtiéndose
en vapor sin pasar por el estado líquido.
El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser
gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda
Phoenix tras su aterrizaje.[15]
Casquetes polares
Polo norte de Marte

Animación de una zanja excavada el día 15 de junio de 2008 por
la sonda Phoenix cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de
material subliman en la esquina inferior izquierda.
La superficie del planeta presenta diversos tipos de forma-
ciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de ob-
servar son dos grandes manchas blancas situadas en las re-
giones polares, una especie de casquetes polares del planeta.
Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo
empieza por cubrirse con una capa de escarcha debido a la
condensación del vapor de agua atmosférico. Luego, al se-
guir bajando la temperatura desaparece el agua congelada
bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete
polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60°. Ello es así
porque se congela parte de la atmósfera de CO2. Recípro-
camente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la
temperatura suba por encima de –120 °C, lo cual provoca
la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del cas-
quete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de
– 80 °C, se sublima, a su vez, la escarcha; solo subsisten en-
tonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos
no sufrirán una ablación importante.
La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km
de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes
polares están formados por una capa muy delgada de hielo
de CO2 (“hielo seco”) y quizá debajo del casquete Sur haya
hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar
Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el
Norte no lo ha hecho nunca.
Los casquetes polares muestran una estructura estratifica-
da con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de
polvo oscuro.
La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la
mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo
del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión
del terreno estando cubierto por «hielo seco».
El 19 de junio de 2008 la NASA afirmó que la sonda Phoe-
nix debió haber encontrado hielo al realizar una excavación
cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material
sublimaron después de ser descubiertos el 15 de junio por
un brazo de robot.[16][17]
El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las
muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hor-
nos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un
instrumento que forma parte de la sonda, contenía hielo de
agua.[18]
Géisers en el polo sur Durante 1998-1999, el sistema
orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas
oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre
las latitudes 60°- 80°. La peculiaridad de estas manchas, es
que el 70 % de ellas recurre anualmente en el mismo lu-
gar del año anterior. Las manchas de las dunas aparecen al
principio de cada primavera y desaparecen al principio de
cada invierno, por lo que un equipo de científicos de Buda-
pest, ha propuesto que estas manchas podrían ser de origen
biológico y de carácter extremófilo.[19][20]
Por su parte, la NASA ha concluído que las manchas son
producto de erupciones frías de géisers, los cuales son ali-
mentados no por energía geotérmica sino por energía solar.
Científicos de la NASA explican que la luz del sol calien-
ta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad
máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales
con gas de dióxido de carbono (CO2) bajo presión. Even-
tualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo
partículas de arena basáltica a la superficie.[21][22][23][24][25]

“Manchas oscuras” en las dunas del polo sur de Marte.
1.1.6 Climatología
No se dispone todavía de datos suficientes sobre la evolu-
ción térmica marciana. Por hallarse Marte mucho más lejos
del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más
por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco ca-
lor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas
y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A
ello contribuye también la baja conductividad térmica del
suelo marciano.
La temperatura en la superficie depende de la latitud y pre-
senta variaciones estacionales. La temperatura media super-
ficial es de unos 218 K (−55 °C). La variación diurna de
las temperaturas es muy elevada como corresponde a una
atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador
y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las
mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente −80 °C. En
los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden
bajar hasta −130 °C.
Concepto de la NASA: “Geysers on Mars”. Las manchas son pro-
ducto de erupciones frías de hielo subterráneo que ha sublimado.
Enormes tormentas de polvo, que persisten durante sema-
nas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden
surgir de repente. Están causadas por vientos de más de 150
km/h. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones pla-
netarias.
Durante un año marciano parte del CO2 de la atmósfera se
condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima
del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia
la presión atmosférica tiene una variación anual.
Las estaciones en Marte
Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado
respecto al plano de la órbita un ángulo de 25°,19. La pri-
mavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio
de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasan-
do del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el
caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los
días y las noches duran igual y comienza la primavera en
el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90° solsticio
de verano en que el día tiene una duración máxima en el
hemisferio Norte y mínima en el Sur.

1.2. ÓRBITA 9
Afelio
Avance
Perihelio
Perihelio
INVIERNO
PRIMAVERA
VERANO
OTOÑO
Precesión
V=Punto vernal
Ω=49° (Nodo ascendente)
(15",78 por año)
270°
V
(7",49 por año)
γ=0°
Ω
180°
90°
(154,2 soles)
(142,9 soles)
(178,8 soles)
(193,6 soles)
Estaciones en Marte.
Análogamente, , 180°, y 270° indican para el hemisferio
Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsti-
cio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio
Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproxi-
madamente doble que el terrestre también lo es la duración
de las estaciones.
La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la ex-
centricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la te-
rrestre. La comparación con las estaciones terrestres mues-
tra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en
4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la ór-
bita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.
Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más be-
nigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemis-
ferio Norte tiene otoños e inviernos cortos y además cuando
el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la
órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la
primavera y el verano son largos, pero estando el Sol en el
afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el he-
misferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una com-
pensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las
estaciones de menos duración tienen lugar estando el plane-
ta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor.
Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del
perihelio, la situación se va decantando cada vez más.
Clima marciano en el pasado
Hay un gran debate respecto a la historia pasada de Marte.
Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades
de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho
más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando
los grandes canales que surcan su superficie.
La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es
una gran depresión y donde los partidarios de Marte húme-
do sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería
similar al Mar Mediterráneo.
El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más
deuterio que en la Tierra.[26][27]
Esta anomalía, también re-
gistrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas
tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdién-
dola. (El agua de mayor peso tiene mayor tendencia a per-
manecer en el planeta y no perderse en el espacio).
Los recientes descubrimientos del robot de la NASA
Opportunity, avalan la hipótesis de un pasado húmedo.
A finales de 2005 surgió la polémica sobre las interpretacio-
nes dadas a determinadas formaciones de rocas que exigían
la presencia de agua, proponiéndose una explicación alter-
nativa que rebajaba la necesidad de agua a cantidades mu-
cho menores y reducía el gran mar o lago ecuatorial a una
simple charca donde nunca había existido más de un palmo
de agua salada. Algunos científicos han criticado el hecho
de que la NASA solo investiga en una dirección buscando
evidencias de un Marte húmedo y descartando las demás
hipótesis.
Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los prime-
ros 1000 millones de años un Marte calentado por una at-
mósfera que contenía gases de efecto invernadero suficien-
tes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran
arcillas, la era Noeica que sería el anciano reducto de un
Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era
duró de los 3800 a los 3500 millones de años y en ella ocu-
rrió el cambio climático, y la era más reciente y larga que
dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de
los 3500 millones de años a la actualidad con un Marte tal
como lo conocemos en la actualidad frío y seco.[cita requerida]
En resumen el paradigma de un Marte húmedo que explica-
ría los accidentes orográficos de Marte está dejando paso al
paradigma de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido
una importancia mucho más limitada.
1.2 Órbita
La órbita de Marte[28]
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 exce-
lentes 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 tem-
peratura de unos 30 °C 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 va-
riaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando
el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre
éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diáme-
tro 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 enton-
ces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada
la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica
presenta interés especialmente entre los períodos que pre-
ceden y siguen a las oposiciones.
1.3 Satélites naturales
Fobos y Deimos (comparación de tamaño)
Marte posee dos pequeños satélites naturales, llamados
Fobos y Deimos. Su órbita está muy próxima al planeta.
Se cree que son dos asteroides capturados.
Ambos satélites fueron descubiertos en 1877 por Asaph
Hall.
Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes de la
mitología griega que acompañaban a Ares (Marte para la
mitología romana).
Desde la superﬁcie de Marte, Deimos, el más lejano y pe-
queño sale por el este como la Luna. Sin embargo, Fobos,
más grande y cercano, se mueve alrededor del planeta más
rápido de lo que el mismo planeta rota. Por este motivo apa-
rece en el occidente, se mueve comparativamente, en forma
rápida a través del cielo (en 4 horas 15 minutos o menos)
y se pone al este, aproximadamente dos veces por cada día
marciano (cada 11 horas y 6 minutos).
1.4 Asteroides troyanos
Marte posee, como Júpiter, algunos asteroides troyanos en
los puntos de Lagrange L4 y L5; los tres asteroides recono-
cidos oﬁcialmente por la Unión Astronómica Internacional
y el Minor Planet Center son: 5261 “Eureka”, 101429 VF31
y el 121514 UJ7. También se han descubierto en Marte
los siguientes asteroides troyanos: 1999 UJ7 (en el punto
L 4),1998 VF31, 2001 DH47, 2001 FG24, y 2001 FR127
(en el punto L 5). Los asteroides coorbitales 1998 QH56 y
1998 SD4 no se consideran como Troyanos porque no son
estables y serán alejados por la gravitación de Marte en los
próximos 500 000 años.
1.5 Vida
Las teorías actuales que predicen las condiciones en las que
se puede encontrar vida, requieren la disponibilidad de agua
en estado líquido. Es por ello tan importante su búsqueda,
todavía no hallada en este planeta. Tan solo se ha podido
encontrar agua en estado sólido (hielo) y se especula que
bajo tierra pueden darse las condiciones ambientales para
que el agua se mantenga en estado líquido.
Trazas de gas metano fueron detectadas en la atmósfera
de Marte en 2003[29][30][31][32][33]
lo cual es considerado un
misterio, ya que bajo las condiciones atmosféricas de Mar-
te y la radiación solar, el metano es inestable y desaparece
después de varios años, lo que indica que debe de existir
en Marte una fuente productora de metano que mantiene
esa concentración en su atmósfera, y que produce un míni-
mo de 150 toneladas de metano cada año.[34][35]
Se planea
que la futura sonda Mars Science Laboratory, incluya un
espectrómetro de masas capaz de medir la diferencia entre
14
C y 12
C para determinar si el metano es de origen bioló-

1.7. EXPLORACIÓN 11
gico o geológico.[36]
No obstante, en el pasado existió agua líquida en abun-
dancia y una atmósfera más densa y protectora; éstas son
las condiciones que se creen más favorables que hubo de
desarrollarse la vida en Marte. El meteorito ALH84001
que se considera originario de Marte, fue encontrado en
la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de inves-
tigadores del proyecto ANSMET y algunos investigadores
consideran que las formas regulares podrían ser microorga-
nismos fosilizados.[37][38][39]
1.6 Observación
Christiaan 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 (calculó en 1666 la rotación del planeta
en 24 horas y 40 minutos y en 1672 dedujo la existencia
de una atmósfera en el planeta), W. Herschel (descubrió la
oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes
marcianas), y J. Schroeter.
Cara de Marte
En 1837 los astrónomos alemanes Beer y Mädler publicaron
el primer mapamundi de Marte, con datos obtenidos de sus
observaciones telescópicas, al que seguirían los del británico
Dawes a partir de 1852.
El año 1877 presentó una posición muy cercana a la Tie-
rra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astró-
nomo 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 co-
mo 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 gen-
te, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aris-
tócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que
había vida en Marte (los marcianos). Lowell estaba tan en-
tusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio
observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al plane-
ta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no so-
lo 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 as-
trónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales
fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi na-
die 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.
1.7 Exploración
La primera sonda en visitar Marte fue la soviética Marsnik
1, que pasó a 193 000 km de Marte el 19 de junio de 1963,
sin conseguir enviar información.
Mars Global Surveyor.

La Mariner 4 en 1965 sería la primera en transmitir desde
sus cercanías. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte
en 1969 solo consiguieron observar un Marte lleno de cráte-
res y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9 la primera sonda
que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó obser-
vaciones 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. La primera nave en aterrizar
y transmitir desde Marte es la soviética Marsnik 3, que tocó
la superficie a 45°S y 158°O a las 13:50:35 GMT del 2 de
diciembre de 1971. Posteriormente lo harían las Viking 1
y Viking 2 en 1976. La NASA concluyó como negativos el
resultado de sus experimentos biológicos.
El 4 de julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno
éxito en Marte y probó que era posible que un peque-
ño 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 diame-
tralmente 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 de 2003 que actualmente orbita en Marte.
A este último satélite artificial de Marte se le suma la nave
de la NASA Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte
desde octubre de 2001. La NASA lanzó el 12 de agosto
de 2005 la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, que llegó
a la órbita de Marte el 10 de marzo de 2006 y tiene como
objetivos principales la búsqueda de agua pasada o presente
y el estudio del clima.
En 25 de mayo de 2008, la sonda Phoenix aterrizó cerca
del polo norte de Marte; su objetivo primario fue desplegar
su brazo robótico y hacer prospecciones a diferentes pro-
fundidades para examinar el subsuelo, determinar si hubo
o pudo haber vida en Marte, caracterizar el clima de Mar-
te, estudio de la geología de Marte, y efectuar estudios de
la historia geológica del agua, factor clave para descifrar el
pasado de los cambios climáticos del planeta.
El 26 de noviembre de 2011 fue lanzada la Mars Science
Laboratory (abreviada MSL), conocida como Curiosity. Se
trata de una misión espacial que incluye un astromóvil de
exploración marciana dirigida por la NASA y que se cen-
tra en colocar sobre la superficie marciana un vehículo ex-
plorador de tipo rover. Este vehículo será tres veces más
pesado y dos veces más grande que los vehículos utilizados
en la misión Mars Exploration Rover, que aterrizaron sobre
Marte en el año 2004, y portará los instrumentos científicos
más avanzados. La comunidad internacional proporcionará
algunos de estos instrumentos, y se tiene planeado lanzarlo
a través de un cohete Atlas V 541. Una vez aterrizado, el
rover tomará docenas de muestras de suelo y polvo rocoso
marciano para su análisis. La duración de la misión será de
1 año marciano (1,88 años terrestres), y con un rango de
exploración superior a los enviados anteriormente, investi-
gará la capacidad pasada y presente de Marte para alojar
vida.[40]
El día 6 de agosto de 2012, ocho meses después de su lan-
zamiento, el Curiosity aterrizó en la superficie de Marte,
concretamente en el cráter Gale, tras pasar por los denomi-
nados “7 minutos del pánico”, periodo de tiempo durante
el cual el Curiosity atravesó la atmósfera de Marte y duran-
te los cuales el equipo técnico encargado de supervisar el
viaje no pudo hacer nada, debido al retraso de 14 minutos
experimentado por las señales emitidas por el rover antes
de llegar a la Tierra desde Marte.[41]
1.8 Meteoritos
En 2008, la NASA mantiene un catálogo de 57 meteori-
tos considerados provenientes de Marte y recuperados en
varios países.[42]
Estos meteoritos son extremadamente va-
liosos ya que son las únicas muestras físicas de Marte dis-
ponibles para analizar. Los tres meteoritos listados a conti-
nuación, exhiben características que algunos investigadores
consideran tener indicios de posibles moléculas orgánicas
naturales o probables fósiles microscópicos:
1.8.1 Meteorito ALH84001
Imagen obtenida por un microscopio electrónico de estructuras mi-
nerales en el interior del meteorito ALH84001.
El meteorito ALH84001 fue encontrado en la Antártida
en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del
proyecto ANSMET; el meteorito pesa 1,93 kg.[43]
Algu-
nos investigadores asumen que las formas regulares podrían
ser microorganismos fosilizados, similares a los nanobios o
nanobacterias.[37][38][39]
También se le ha detectado conte-
nido de cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le
encuentra en relación con ciertos microorganismos.[44]

1.9. ASTRONOMÍA DESDE MARTE 13
1.8.2 Meteorito Nakhla
Meteorito Nakhla.
El meteorito Nakhla, proveniente de Marte, cayó en la Tie-
rra en 28 de junio de 1911, aproximadamente a las 09:00
AM en la localidad de Nakhla, Alejandría, Egipto.[45][46]
Un equipo de la NASA, de la división de 'Johnson Spa-
ce Center', obtuvo una pequeña muestra de este meteori-
to en marzo de 1998, la cual fue analizada por medio de
microscopía óptica y un microscopio electrónico y otras
técnicas para determinar su contenido; los investigadores
observaron partículas esféricas de tamaño homogéneo.[47]
Asimismo, realizaron análisis mediante cromatografía de
gases y espectrometría de masas, (GC-MS) para estudiar
los hidrocarburos aromáticos de alto peso molecular. Ade-
más, se identificaron en el interior “estructuras celulares y
secreciones exopolimericas”. Los científicos de la NASA
concluyeron que “al menos un 75 % del material orgánico
no puede ser contaminación terrestre.”[44][48]
Esto causó interés adicional por lo que en 2006, la NA-
SA pidió una muestra más grande del meteorito Nakhla al
Museo de Historia Natural de Londres. En este segundo es-
pécimen, se observó un alto contenido de carbón en forma
de ramificaciones. Al publicarse las imágenes respectivas
en 2006, se abrió un debate por parte de unos investigado-
res independientes que consideran la posibilidad de que el
carbón sea de origen biológico. Sin embargo, otros investi-
gadores han recalcado que el carbón es el cuarto elemento
más abundante del Universo, por lo que encontrarlo en cu-
riosas formas o patrones, no sugiere la posibilidad de origen
biológico.[49][50]
1.8.3 Meteorito Shergotty
El meteorito Shergotty, de origen marciano y con masa de
4 kg, cayó en Shergotty, India en agosto 25 de 1865, donde
testigos lo recuperaron inmediatamente.[51]
Éste meteori-
to está compuesto de piroxeno y se calcula fue formado en
Marte hace 165 millones de años y fue expuesto y transfor-
mado por agua líquida por muchos años. Ciertas caracte-
rísticas de este meteorito sugieren la presencia de restos de
membranas o películas de posible origen biológico, pero la
interpretación de sus formas mineralizadas varía.[44]
1.9 Astronomía desde Marte
1.9.1 Observación del Sol
Puesta de Sol observada desde la superficie de Marte por el Mars
Exploration Rover: Spirit en el cráter Gusev el 19 de mayo de 2005.
Visto desde Marte, el Sol tiene un diámetro aparente de 21'
(en lugar de 31,5' a 32,6' que tiene visto desde la Tierra).
Los científicos que manejaron al Spirit y Opportunity le
hicieron observar una puesta solar. Se pudo observar co-
mo desaparece oculto entre el polvo en suspensión en la
atmósfera.
1.9.2 Observación de los satélites
Órbitas de Fobos y Deimos en torno a Marte
Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma
irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19
km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos orbita a 20.000
km de altitud y Fobos a 6.100 km. A pesar de hallarse tan
próximos, estos satélites solo son visibles en el cielo mar-
ciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de

Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la
Tierra; el de Fobos es varias veces más intenso.
Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h 39 min 14 s.
Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del
planeta sobre sí mismo, el satélite parece como si describie-
ra un movimiento retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste
y ponerse por el Este. Deimos invierte 30 h 17 min 55 s en
recorrer su órbita. Su revolución es, por consiguiente, un
poco más duradera que la rotación del planeta, lo cual hace
que el satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 ho-
ras entre su salida, por el Este y su puesta, por el Oeste. Lo
más curioso es que durante ese tiempo en que permanece
visible, desarrolla dos veces el ciclo completo de sus fases.
Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en
el plano ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de
éste, son eternamente invisibles desde las regiones polares:
Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82°
y Fobos desde las latitudes de más de 69°. Dadas sus peque-
ñas dimensiones, estos minúsculos satélites apenas pueden
disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante
cortos períodos, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y
en órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche
ocultos en el cono de la sombra proyectada por el planeta,
o sea sin ser iluminados por la luz solar.
Se ha observado que Fobos sufre una aceleración secular
que lo acerca lentamente a la superficie del planeta (tan len-
tamente que pueden transcurrir aún cien millones de años
antes de que se produzca su caída). Esta aceleración es pro-
ducida por el efecto de las mareas. También se plantea a
los astrónomos el problema de los orígenes de esos peque-
ños astros, ya que ciertas razones se oponen a que sean
asteroides capturados y otras a que sean cuerpos formados
en torno al planeta al mismo tiempo que él. Además, Fobos
presenta características que sugieren que este satélite puede
ser un fragmento separado de otro astro mayor.
1.9.3 Observación de los eclipses solares
Las cámaras de la nave Opportunity captaron el 10 de mar-
zo de 2004 el eclipse parcial de Sol causado por el satélite
Fobos. El satélite tapa una gran parte del Sol a causa de
que es más grande que Deimos y órbita mucho más cerca
de Marte. El eclipse de Deimos captado el 4 de marzo de
2004 es comparable a un tránsito de un planeta.
1.9.4 Observación de la Tierra
Vista desde Marte por los futuros astronautas, la Tierra se-
ría un magnífico lucero azulino y tan brillante como Júpiter,
por lo menos durante los períodos favorables (conjunciones
inferiores de la Tierra), ya que nuestro globo presentará, vis-
to desde Marte, las mismas fases que Venus vista desde la
Imagen de nuestro planeta tomada una hora antes del amanecer en
la superficie marciana.
“You are here” significa: “Aquí estás tu”.
Tierra. También, al igual que Venus y Mercurio, la Tierra
es un astro alternativamente matutino y vespertino. Con un
telescopio instalado en Marte podrían apreciarse el espec-
táculo resultante de la conjugación de los movimientos de
la Tierra y de la Luna, así como de la combinación de las
fases de ambos astros: paso de la media luna sobre la mi-
tad oscura del disco terrestre; paso del sistema Tierra-Luna
ante el disco solar durante los eclipses.
1.9.5 Tránsitos de la Tierra por el disco solar
El 10 de noviembre de 2084 ocurrirá el próximo tránsito de
la Tierra por el disco solar visto desde Marte. Estos tránsi-
tos se repiten aproximadamente cada 79 años. Los tránsitos
de octubre-noviembre ocurren cuando el planeta Marte está
en oposición y cerca del nodo ascendente. Los tránsitos de
abril-mayo cuando está en el nodo descendente. El tránsi-
to de 11 de mayo de 1984 previsto por J. Meeus sirvió de
inspiración al escritor Arthur C. Clarke para escribir Tran-
sit of Earth en el cual un astronauta dejado solo en Marte
describe el raro fenómeno astronómico poco antes de morir
debido a la falta de oxígeno.
1.10 Referencias culturales
1.10.1 Origen del nombre del planeta Marte
Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente grie-
go se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, rela-
cionado con la sangre, favoreció que se le considerara des-

1.12. NOTAS 15
de tiempos antiguos como un símbolo del dios de la guerra.
En ocasiones se hace referencia a Marte como el Plane-
ta Rojo. La estrella Antares, próxima a la eclíptica en la
constelación de Scorpio, recibe su nombre como rival (ant-
) de Marte, por ser sus brillos parecidos en algunos de sus
acercamientos.
1.10.2 Presencia en la literatura
Además de la ya mencionada Transit of Earth, existen nu-
merosas referencias a Marte en la ciencia ficción, tales co-
mo:
• Crónicas Marcianas, de R. Bradbury, donde los hu-
manos, cansados de las guerras y contaminación en la
Tierra, deciden colonizar Marte;
• Homo Plus, de Frederik Pohl. Astronautas terrestres
son genéticamente alterados para sobrevivir en la su-
perficie hostil de Marte;
• Trilogía marciana: Marte Rojo, Marte Verde y Marte
Azul, de Kim Stanley Robinson. Trilogía de novelas
en las que se narra, de forma realista, la colonización
y terraformación de Marte junto con las implicaciones
tecnológicas, sociales y filosóficas que ello conlleva en
la humanidad;
• Serie marciana: Una princesa de Marte, Los dioses de
Marte, El guerrero de Marte, Thuvia, la virgen de Mar-
te y El ajedrez vivo de Marte, de Edgar Rice Burroughs.
El creador de Tarzán relata las aventuras de John Car-
ter en el planeta Marte;
• Diversas novelas y relatos de Philip K. Dick tienen lu-
gar en Marte, como Tiempo de Marte o Podemos re-
cordarlo por usted al por mayor;
• Venus Prime 3: juego del escondite de Arthur C. Clar-
ke. La acción se translada al planeta Marte y a su luna
Phobos después de que la placa marciana localizada
en la ciudad marciana de Labyrinth City fuera robada.
1.11 Véase también
• Exploración de Marte
• Anexo:Objetos artificiales en Marte
• Escala de tiempo geológica de Marte
• Planeta
• Satélites de Marte
• Bandera de Marte
• Colonización de Marte
• Viaje tripulado a Marte
• Vida en Marte
• Anexo:Datos de los planetas del Sistema Solar
1.12 Notas
[1] Se conocen popularmente como “lazos” a las trayectorias
aparentes con forma de lazo que describen los planetas cuan-
do son sobrepasados por la Tierra (véase imagen del “lazo”
de 2010 en la referencia)[3]
1.13 Referencias
[1] «Mars: Facts & Figures» (Marte: Datos y cifras) (en inglés),
en Solar System Exploration, NASA. Consultado el 29-6-
2008.
[2] Nahum Mendez Chazarra. Una (Breve) Geología de Marte
Journal of Feelsynapsis (JoF). ISSN: 2254-3651. 2012.(2):
34-41
[3] «Astronomy Picture of the Day» (en inglés). Consultado el
22 de septiembre de 2010.
[4] Webcam captura el movimiento rotacional de Marte
[5] Méndez-Chazarra, Nahúm (Noviembre de 2014). «Marte
como arte». Principia. ISSN 2386-5997.
[6] NASA’s Mars Rover Finds Evidence of Ancient Volcanic
Explosion - NASA Jet Propulsion Laboratory
[7] / Valle Marineris. Nave Viking 1970. Consultado: 8-4-11
[8] Sondas Espaciales - Sondas de la NASA revelan el mayor
cráter del sistema solar
[9] EL PAÍS, ed. (2009). «Telescopios terrestres detectan me-
tano en Marte» (digital). Consultado el 9 de diciembre de
2009.
[10] Cf. L. A. Leshin et alii, «Volatile, Isotope, and Organic
Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover»,
Science, 27 de septiembre de 2013, vol. 341, no. 6153.
[11] Cf. Alfred S. McEwen, «Marte en movimiento», Investiga-
ción y Ciencia, 442, julio de 2013, págs. 34-41.
[12] Cf. Teresa Guerrero, «'Curiosity' halla indicios de un lago
marciano con vida microbiana», elmundo.es, 9-12-2013.
[13] La sonda espacial MRO descubre glaciares enterrados en la-
titudes medias de Marte.

[14] Sondas espaciales. Marte tuvo antiguos océanos, según su-
gieren los datos de rayos gamma.
[15] La nave Phoenix envía imágenes que podrían ser gotas de
agua líquida en Marte
[16] Bright Chunks at Phoenix Lander’s Mars Site Must Have Been
Ice (en inglés), NASA (19-6-2008)
[17] La NASA cree haber encontrado la prueba de la existencia
de agua en Marte, RTVE (20-6-2008)
[18] «NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Ex-
tended». Consultado el 1 de Agosto de 2008.
[19] Gánti, T. et al, “Evidence For Water by Mars Odyssey
is Compatible with a Biogenic DDS-Formation Process”.
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(2003)
[20] Horváth, A., et al, “Annual Change of Martian DDS-
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[21] «NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice
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2006. Consultado el 15-09-2009.
[22] Piqueux, Sylvain; Shane Byrne, and Mark I. Richardson (8
de agosto de 2003). «Sublimation of Mars’s southern seaso-
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OF GEOPHYSICAL RESEARCH 180 (no. E8): 5084. doi
doi:10.1029/2002JE002007. Consultado el 2009-09-05.
[23] «BEHAVIOR OF SOLID CO», Third Mars Polar Science
Conference (2003), 2003
[24] «SIMULATIONS OF GEYSER-TYPE ERUPTIONS IN
CRYPTIC REGION OF MARTIAN SOUTH» (PDF),
Fourth Mars Polar Science Conference, 2006
[25] Kieffer, H. H. (2000), «ANNUAL PUNCTUATED CO2
SLAB-ICE AND JETS ON MARS.» (PDF), Mars Polar
Science 2000
[26] Página cintífica espacioprofundo. Artículo titulado “SAM
también ha encontrado gran cantidad de deuterio en Mar-
te”. Consultado el 13may14
[27] Artículo titulado “La NASA: El agua de Marte es mucho más
pesada que la de la Tierra” en la página rt.com. Consultado
el 13may14
[28] Fotos de Marte realizadas por el telescopio de alta resolución
montado sobre la nave Mars Reconnaissance Orbiter
[29] Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P.,
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American Astronomical Society, DPS meeting #35, #14.18.
[30] Michael J. Mumma. «Mars Methane Boosts Chances for Li-
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[31] V. Formisano, S. Atreya T. Encrenaz, N. Ignatiev, M.
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[32] V. A. Krasnopolskya, J. P. Maillard, T. C. Owen
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[33] ESA Press release. «Mars Express confirms methane in the
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[34] Vladimir A. Krasnopolsky (February 2005). «Some
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[39] McKay D. S., Gibson E. K., ThomasKeprta K. L., Va-
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[40] «Mars Mars Planet CIENCIA SOLAR». Consultado el 18-
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[41] Diario “La Nación” de Argentina, Artículo del 28 de sep-
tiembre de 2012 titulado “Miguel San Martín explicó los se-
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[42] «Mars Meteorites». NASA. Consultado el 15-08-2008.
[43] «Allan Hills 84001». The Meteorolitical Society. April
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[44] EVIDENCE FOR ANCIENT MARTIAN LIFE. E. K. Gib-
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Wentworth, and C. S. Romanek, Mail Code SN2, NASA
Johnson Space Center, Houston TX 77058, USA.
[45] Baalke, Ron (1995). «The Nakhla Meteorite». Jet Propulsion
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[46] «Rotating image of a Nakhla meteorite fragment». London
Natural History Museum. 2008. Consultado el 17-08-2008.

1.15. ENLACES EXTERNOS 17
[47] Rincon, Paul (8 de febrero de 2006). «Space rock re-opens
Mars debate». BBC News. Consultado el 17-08-2008.
[48] C Meyer, C. (2004). «Mars Meteorite Compendium»
(PDF). NASA. Consultado el 21-08-2008.
[49] Whitehouse, David (27 de agosto de 1999). «Life on Mars -
new claims». BBC News. Consultado el 17-08-2008.
[50] Compilación de la NASA de referencias en investigaciónes
hechas sobre el meteorito Nakhla: http://curator.jsc.nasa.
gov/antmet/marsmets/nakhla/references.cfm
[51] Meteorito Shergoti
1.14 Bibliografía
• Raeburn, Paul. (2003). Marte: descubriendo los secre-
tos del planeta rojo. RBA Revistas. Barcelona, España.
ISBN 84-8298-130-7.
• Asimov, Isaac. (2001). Marte, el planeta rojo. “Co-
lección El libro de Bolsillo, 1169”. Alianza Editorial.
Madrid, España. ISBN 84-206-0169-1.
• Observar Marte: descubrir y explorar el planeta rojo.
(2005). Spes Editorial. Barcelona, España. ISBN 84-
8332-706-6.
• Lizondo Fernández, Joaquín (1999). El enigmático
Marte. Editorial Telstar. Barcelona, España. ISBN 84-
7237-033-X.
• Raeburn, Paul. (2003). Marte: descubriendo los secre-
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• Sersic, José Luis. (2002). La exploración a Marte.
“Colección Labor”. Editorial Labor. Sardañola del Va-
llés, España. ISBN 84-335-2400-3.
• Lizondo Fernández, Joaquín. (2000). : Más allá de los
horizontes de la tierra: Marte, la nueva frontera. Edi-
torial Ronsel. Barcelona, España. ISBN 84-88413-19-
X.
1.15 Enlaces externos
• CommonsMultimedia en Commons.
• WikcionarioDeﬁniciones en Wikcionario.
• WikiquoteCitas en Wikiquote.
• WikinoticiasNoticias en Wikinoticias.
• Sistema Solar Web
• (https://sites.google.com/site/
fotosparamatrimoniosyeventos/
video-animado-con-fotos-de-marte Video: Triángulo
formado por Marte, Saturno y Spica)
• 35 imágenes de Marte en alta resolución obtenidas
gracias a la cámara HiRISE (High Resolution Imaging
Science Experiment) a bordo de la MRO (Mars Re-
connaissance Orbiter) de la NASA
• Vídeo de Colonia Marciana creada por el hombre
• Mars Odissey Mission. NASA
• Google Mars - Geografía de Marte
• Marte Actividad educativa: el Sistema Solar
• New Papers about Martian Geomorphology
• Noticias sobre misiones a Marte

Capítulo 2
Mercurio (planeta)
Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al
Sol y el más pequeño. Forma parte de los denominados pla-
netas interiores o rocosos y carece de satélites. Se conocía
muy poco sobre su superﬁcie hasta que fue enviada la sonda
planetaria Mariner 10 y se hicieron observaciones con radar
y radiotelescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba
la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con
la Tierra; es decir, que su periodo de rotación era igual a su
periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en
1965 se mandaron impulsos de radar hacia Mercurio, con
lo cual quedó deﬁnitivamente demostrado que su periodo
de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo
de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación
denominada resonancia orbital.
Al ser un planeta cuya órbita es inferior a la de la Tierra,
Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno
que se denomina tránsito astronómico. Observaciones de su
órbita a través de muchos años demostraron que el perihelio
gira 43” de arco más por siglo de lo predicho por la mecáni-
ca clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astróno-
mo francés, Urbain Le Verrier, a pensar que existía un pla-
neta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que
perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vul-
cano no existe; la explicación correcta del comportamiento
del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General
de la Relatividad.
2.1 Estructura interna
Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos; es
decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta
es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879
km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamen-
te por un 70 % de elementos metálicos y un 30 % de silica-
tos. La densidad de este planeta es la segunda más grande
de todo el sistema solar, siendo su valor de 5430 kg/m³, so-
lo un poco menor que la densidad de la Tierra. La densidad
3
2
1
Estructura interna de Mercurio:
(1) Corteza
(2) Manto
(3) Núcleo.
de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su
estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se
explica considerablemente por la compresión gravitacional,
particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pe-
queño y sus regiones interiores no están tan comprimidas.
Por tanto, para explicar esta alta densidad, el núcleo debe
ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,[2]
material con una alta densidad.[3]
Los geólogos estiman que
el núcleo de Mercurio ocupa un 42 % de su volumen total
(el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17 %). Este núcleo
estaría parcialmente fundido,[4][5]
lo que explicaría el cam-
po magnético del planeta.
Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de
grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que
en los principios de Mercurio un cuerpo de varios kilóme-
18

2.2. GEOLOGÍA Y SUPERFICIE 19
tros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él des-
haciendo la mayor parte del manto original, dando como
resultado un manto relativamente delgado comparado con
el gran núcleo.[6]
(Otras teorías alternativas se discuten en
la sección Formación de Mercurio).
La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de
espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son
las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se
extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta.
Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto
se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba
solidificando.[7]
2.2 Geología y superficie
La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta
numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos
metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres
son relativamente recientes, de algunos millones de años de
edad, y se caracterizan por la presencia de un pico cen-
tral. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido
una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes
cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre
623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un pe-
ríodo de intenso bombardeo de meteoritos de grandes di-
mensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este
periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impac-
tos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia
de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de
estas rocas. Durante este tiempo, Mercurio fue volcánica-
mente activo, formándose cuencas o depresiones con lava
del interior del planeta y produciendo planicies lisas simi-
lares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es
el descubrimiento por parte de la sonda MESSENGER de
posibles volcanes.[8]
Imagen de la superficie de Mercurio en falso color obtenida por la
Mariner 10. Los colores ponen en evidencia regiones de composi-
ción diferente, particularmente las planicies lisas nacidas de cuen-
cas de lava (arriba a la izquierda, en naranja).
Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas
edades; las jóvenes llanuras están menos craterizadas y pro-
bablemente se formaron cuando los flujos de lava enterra-
ron el terreno anterior. Un rasgo característico de la super-
ficie de este planeta son los numerosos pliegues de compre-
sión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que, como el
interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie co-
menzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por
encima de cráteres y planicies, lo que indica que son mucho
más recientes.[9]
La superficie mercuriana está significativa-
mente flexada a causa de la fuerza de marea ejercida por el
Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17 % más
fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.[10]
Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Ca-
loris, un cráter de impacto que constituye una de las ma-
yores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; es-
ta formación geológica tiene un diámetro aproximado de
1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER
se creía que su tamaño era de 1300 km). Contiene, además,
una formación de origen desconocido no antes vista ni en
el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproxi-
madamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso
conocida como La Araña; en el centro de esta se encuentra
un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado

20 CAPÍTULO 2. MERCURIO (PLANETA)
con su formación o no. Interesantemente, también el albedo
de la Cuenca de Caloris es superior al de los terrenos cir-
cundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón
de ello está siendo investigada.[11]
Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológi-
ca se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como
Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el
origen de este complejo geomorfológico es que las ondas
de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca
de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergien-
do en las antípodas de dicha formación (180 °), fracturando
la superficie[12]
y formando esta cordillera.
Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el
más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mer-
curio probablemente ha incurrido en los efectos de proce-
sos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento so-
lar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la su-
perficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el
albedo general de todo el planeta.
A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay
generalmente en su superficie, observaciones más detalla-
das sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de
varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los po-
los que nunca han quedado expuestos directamente a la luz
solar tienen una temperatura muy inferior a la media global.
El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar,
y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectan-
tes en el radar cerca de los polos;[13]
el hielo no es la única
causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pe-
ro sí la más probable. Se especula que el hielo tiene sólo
unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo
alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del
agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta,
pero se especula que o bien se condensó de agua del inte-
rior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el
suelo.[14]
• Cartografía de Mercurio realizada por la Mariner 10
en el periodo 1974-1975
• Mosaico de la mitad de Cuenca de Caloris. Fue foto-
grafiado por la sonda Mariner 10
• La formación geomorfológica conocida como Terreno
Extraño
• Imagen radar del polo norte de Mercurio
• Una fractura en el terreno mercuriano, Discovery
Scarp, de unos 350 km. de largo
• Una vieja cuenca, de 190 km. de diámetro (43°S,
55°O)
• Una foto de la parte no revelada hasta la llegada de la
sonda MESSENGER
2.3 Magnetosfera
El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar
ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en
torno al planeta. El origen de este campo magnético no es
conocido. En 2007 observaciones muy precisas realizadas
desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo
del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del plane-
ta parcialmente fundido.[4][5]
Un núcleo parcialmente fun-
dido con materiales ferromagnéticos podría ser la causa de
su campo magnético.
La intensidad del campo magnético es de 220 nT.[15]
2.4 Órbita y rotación
Q
Órbita de Mercurio (en amarillo).
La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas
menores, con la distancia del planeta al Sol en un rango en-
tre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Tarda 88 días
terrestres en dar una traslación completa. Presenta además
una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclípti-
ca) de 7°.
En la imagen anexa se ilustran los efectos de la
excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una
órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada ve-
locidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que
cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco
días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a
la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia varia-
ble heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada
con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de

2.4. ÓRBITA Y ROTACIÓN 21
su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura
de su superﬁcie, pasando de los −185°C durante las noches
hasta los 430 °C durante el día.
La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0,01° (grados sexa-
gesimales), unas 300 veces menos que la de Júpiter, que es
el segundo planeta en esta estadística, con 3,1° (en la Tierra
es de 23,5°). De esta forma un observador en el ecuador de
Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más
que 0.01° al norte o al sur del cenit. Análogamente, en los
polos el sol nunca pasa 0.01° por encima del horizonte.
2.4.1 Amanecer doble
En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles,
donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente ca-
si exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para
continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en al-
gunos puntos de la superﬁcie: por el mismo procedimiento,
en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemen-
te se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro.
Esto se debe a que aproximadamente cuatro días antes del
perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su
velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimien-
to aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad
angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular ro-
tatoria. De esta forma se explica este movimiento aparen-
te retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el
Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando
por estos puntos.
2.4.2 Avance del perihelio
El avance del perihelio de Mercurio fue notado en el siglo
XIX por la lenta precesión de la órbita del planeta alrede-
dor del Sol, la cual no se explicaba completamente por las
leyes de Newton ni por perturbaciones por planetas conoci-
dos (trabajo muy notable del matemático francés Urbain Le
Verrier). Se supuso entonces que otro planeta en una órbita
más interior al Sol era el causante de estas perturbaciones
(se consideraron otras teorías como un leve achatamiento
de los polos solares). El éxito de la búsqueda de Neptuno a
consecuencia de las perturbaciones orbitales de Urano hi-
cieron poner mucha fe a los astrónomos para esta hipótesis.
Este planeta desconocido se le denominaría planeta Vul-
cano. Sin embargo, a comienzos del siglo XX, la Teoría Ge-
neral de la Relatividad de Albert Einstein explicaba la pre-
cesión observada, descartando al inexistente planeta (véase
órbita planetaria relativista). El efecto es muy pequeño: el
efecto de dicha relatividad en el avance del perihelio mer-
curiano excede en justo 42,98 arcosegundos por siglo, tanto
que necesita 12 millones de órbitas para exceder un turno
completo. Similar, pero con efectos mucho menores, ope-
ra para otros planetas, siendo 8,52 arcosegundos por siglo
para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte, y 10,05
para el asteroide Apolo (1566) Ícaro.[16][17]
En una órbita, Mercurio rota 1,5 veces, después de dos órbitas el
mismo hemisferio vuelve a ser iluminado.
2.4.3 Resonancia orbital
Durante muchos años se pensó que la misma cara de Mer-
curio miraba siempre hacia el Sol, de forma sincrónica, si-
milar a como lo hace la Luna. No fue hasta 1965 cuando
observaciones por radio (ver Observación con Grandes Te-
lescopios) descubrieron una resonancia orbital de 2:3, ro-
tando tres veces cada dos años mercurianos; la excentrici-
dad de la órbita de Mercurio hace esta resonancia estable
en el perihelio, cuando la marea solar es más fuerte, el Sol
está todavía en el cielo de Mercurio. La razón por la que
los astrónomos pensaban que Mercurio giraba de manera
sincrónica era que siempre que el planeta estaba en mejor
posición para su observación, mostraba la misma cara. Ya
que Mercurio gira en un 3:2 de resonancia orbital, un día
solar (la duración entre dos tránsitos meridianos del Sol)
son unos 176 días terrestres. Un día sideral es de unos 58,6
días terrestres.
Simulaciones orbitales indican que la excentricidad de la
órbita de Mercurio varía caóticamente desde 0 (circular) a
0,47 a lo largo de millones de años. Esto da una idea pa-
ra explicar la resonancia orbital mercuriana de 2:3, cuando

lo más usual es 1:1, ya que esto es más razonable para un
periodo con una excentricidad tan alta.[18]
2.5 Observación en el cielo y tránsito
de Mercurio
La magnitud aparente de Mercurio varía entre −2,0 (bri-
llante como la estrella Sirio) y 5,5.[19]
La observación de
Mercurio es complicada por su proximidad al Sol, perdi-
do en el resplandor de la estrella madre durante un período
muy grande. Mercurio solo se puede observar por un corto
período durante el crepúsculo de la mañana o de la noche.
El Telescopio Espacial Hubble no puede observar Mercurio
del todo, ya que por procedimientos de seguridad se evita
un enfoque tan cercano al Sol.
2.5.1 Observación de las fases mercurianas
Como la Luna, Mercurio exhibe fases vistas desde la Tierra,
siendo nueva en conjunción inferior y llena en conjunción
superior. El planeta deja de ser invisible en ambas ocasio-
nes por la virtud de este ascenso y ubicación acuerdo con el
Sol en cada caso. La primera y última fase ocurre en má-
xima elongación este y oeste, respectivamente, cuando la
separación de Mercurio del rango del Sol es de 18,5° en el
periastro y 28,3 en el apoastro. En máxima elongación oes-
te, Mercurio se eleva antes que el Sol y en la este después
que el Sol.
Mercurio alcanza una conjunción inferior cada 116 días de
media, pero este intervalo puede cambiar de 111 a 121 días
por la excentricidad de la órbita del planeta. Este periodo de
movimiento retrógrado visto desde la Tierra puede variar
de 8 a 15 días en cualquier lado de la conjunción inferior.
Esta larga variación de tiempo es consecuencia también de
la elevada excentricidad orbital.
Mercurio es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la
Tierra que desde el hemisferio norte; esto se debe a que la
máxima elongación del oeste posible del Sol siempre ocurre
cuando es otoño en el hemisferio sur, mientras que la máxi-
ma elongación del este ocurre cuando es invierno en el he-
misferio norte. En ambos casos, el ángulo de Mercurio inci-
de de manera máxima con la eclíptica, permitiendo elevarse
varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas
después del ocaso en los países situados en latitudes templa-
das del hemisferio sur, como Chile, Argentina y Nueva Ze-
landa. Por contraste, en las latitudes templadas del hemisfe-
rio norte, Mercurio nunca está por encima del horizonte en
más o menos a media noche. Mercurio puede, como otros
muchos planetas y estrellas brillantes, ser visto durante un
eclipse solar.
Tránsito de Mercurio (8 de noviembre de 2006). Imagen captada
por el SOHO.
Además, Mercurio es más brillante visto desde la Tierra
cuando se encuentra entre la fase creciente o la menguan-
te y la llena. Aunque el planeta está más lejos en ese mo-
mento que cuando está creciente, el área iluminada visible
mayor compensa esa mayor distancia. Justo al contrario que
Venus, que aparece más brillante cuando está en cuarto cre-
ciente, porque está mucho más cerca de la Tierra.
2.5.2 Tránsito de Mercurio
El tránsito de Mercurio es el paso, observado desde la Tie-
rra, de este planeta por delante del Sol. La alineación de
estos tres astros (Sol, Mercurio y la Tierra) produce este
particular efecto, sólo comparable con el tránsito de Venus.
El hecho de que Mercurio esté en un plano diferente en la
eclíptica que nuestro planeta (7° de diferencia) hace que só-
lo una vez cada varios años ocurra este fenómeno. Para que
el tránsito se produzca, es necesario que la Tierra esté cerca
de los nodos de la órbita. La Tierra atraviesa cada año la lí-
nea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 de mayo y
el 10-11 de noviembre; si para esa fecha coincide una con-
junción inferior habrá paso. Existe una cierta periodicidad
en estos fenómenos aunque obedece a reglas complejas. Es
claro que tiene que ser múltiplo del periodo sinódico. Mer-
curio suele transitar el disco solar un promedio de unas 13
veces al siglo en intervalos de 3, 7, 10 y 13 años.
2.6 Estudio de Mercurio

2.6. ESTUDIO DE MERCURIO 23
2.6.1 Astronomía antigua
Las primeras menciones conocidas de Mercurio, hechas
por los los sumerios, datan del tercer milenio a. C. Los
babilonios (2000-500 a. C.) hicieron igualmente nuevas ob-
servaciones sobre el planeta, denominándolo como Nabu o
Nebu, el mensajero de los dioses en su mitología.[20]
Los observadores de la Antigua Grecia llamaron al planeta
de dos maneras: Apolo cuando era visible en el cielo de la
mañana y Hermes cuando lo era al anochecer. Sin embargo,
los astrónomos griegos se dieron cuenta que se referían al
mismo cuerpo celeste, siendo Pitágoras el primero en pro-
poner la idea.[21]
2.6.2 Estudio con grandes telescopios
Mercurio según Schiaparelli.
Las primeras observaciones con telescopio de Mercurio da-
tan 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 ob-
servaciones 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
Cartografía de Mercurio realizada por Percival Lowell en enero de
1896.
Greenwich.[22]
La próxima ocultación ocurrirá en 2133.
En 1800 Johann Schröter pudo hacer algunas observacio-
nes de la superficie, pero erróneamente estimó que el pla-
neta 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 sincróni-
ca 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 medicio-
nes 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 terce-
ras partes del período orbital de Mercurio, y propuso una
forma diferente de la fuerza de marea que hizo que los pe-
ríodos 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.[25]

Las observaciones por grandes telescopios en tierra no arro-
jaron 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 importan-
tes propiedades del planeta. No obstante, recientes avan-
ces tecnológicos han llevado a observaciones mejoradas:
en 2000, el telescopio de alta resolución del Observatorio
Monte Wilson de 1500 mm proporcionó las primeras imá-
genes 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 fo-
tografiado por la Mariner. Es informalmente conocido co-
mo Cuenca de Shinakas.
2.6.3 Estudio con sondas espaciales
Llegar hasta Mercurio desde la Tierra supone un significati-
vo reto tecnológico, ya que la órbita del planeta está mucho
más cerca que la terrestre del Sol. Una nave espacial con
destino a Mercurio lanzada desde nuestro planeta deberá
de recorrer unos 91 millones de kilómetros por los puntos
de potencial gravitatorio del Sol. Comenzando desde la ór-
bita terrestre a unos 30 km/s, el cambio de velocidad que
la nave debe realizar para entrar en una órbita de transfe-
rencia, conocida como órbita de transferencia de Hohmann
(en la que se usan dos impulsos del motor cohete) para pa-
sar cerca de Mercurio es muy grande comparado con otras
misiones planetarias.
Además, para conseguir entrar en una órbita estable el
vehículo espacial debe confiar plenamente en sus motores
de propulsión, puesto que el aerofrenado está descartado
por la falta de atmósfera significativa en Mercurio. Un viaje
a este planeta en realidad es más costoso en lo que a com-
bustible se refiere por este hecho que hacia cualquier otro
planeta del sistema solar.[cita requerida]
Mariner 10
La sonda Mariner 10 (1974-1975), o Mariner X, fue la pri-
mera nave en estudiar en profundidad el planeta Mercu-
rio. Había visitado también Venus, utilizando la asistencia
de trayectoria gravitacional de Venus para acelerar hacia el
planeta.
Realizó tres sobrevuelos a Mercurio; el primero a una dis-
tancia de 703 km del planeta, el segundo a 48.069 km, y el
tercero a 327 km. Mariner tomó en total diez mil imágenes
de gran parte de la superficie del planeta. La misión finalizó
el 24 de marzo de 1975 cuando se quedó sin combustible y
no podía mantener control de orientación.
Mariner 10
MESSENGER
MESSENGER
MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and
Ranging (Superficie de Mercurio, Entorno Espacial, Geo-
química y Extensión) es una sonda lanzada en agosto de
2004 para ponerse en órbita alrededor de Mercurio en mar-
zo de 2011. Se esperaba que esta nave aumentara conside-
rablemente el conocimiento científico sobre este planeta.
Para ello, la nave había de orbitar Mercurio y hacer tres so-
brevuelos –los días 14 de enero de 2008, 6 de octubre de
2008, y 29 de septiembre de 2009–. La misión estaba pre-
visto que durase un año. El 18 de marzo de 2011 se produjo
con éxito la inserción orbital de la sonda.[27]
BepiColombo
Es una misión conjunta de la Agencia Espacial Europea
(ESA) y de la Agencia Japonesa de Exploración Espacial
(JAXA), que consiste en dos módulos orbitantes u orbita-
dores que realizarán una completa exploración de Mercurio.

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