- ESTRUCTURA INTERNA DE LA LUNA
Durante el proyecto Apollo se colocaron 4 estaciones sísmicas lunares alimentadas por energía nuclear y controladas desde base en tierra. El origen de las ondas sísmicas provienen de impactos meteoríticos sobre la superficie lunar, originando estos los llamados lunamotos (equivalente lunar de los terremotos).
Como se indicaba en la pagina anterior la luna posee un diámetro 3476 Km. y una densidad promedio de 3,34 g/cm3. Con estos datos, mas los proporcionados por la sísmica lunar y la hipótesis de formación (que eliminaría la existencia de un gran núcleo férreo) se evidenció una distinción de dos capas principales:
CORTEZA
MANTO
Algunos científicos proponen la existencia de un pequeño núcleo de hierro y níquel.
La corteza lunar a diferencia de la terrestre posee un espesor promedio mayor (80 Km.). Debido a la atracción generada por la gravedad terrestre siempre observamos el mismo lado de la Luna. En este lado visible la atracción gravitatoria terrestre genero que el manto este desplazado en la que la del lado oscuro. Los espesores rondan alrededor de 60 Km. para el lado visible y los 150 Km. para el lado oscuro. El espesor mas bajo del lado visible permitió en tiempos tempranos el ascenso de magma rellenando las cuencas de impacto y formando los llamados mares lunares. En cambio en el lado oscuro no hubo desarrollo de coladas basálticas por lo que se pueden encontrar mayor cantidad de cráteres de impacto. En cuanto al manto se sabe que su diámetro ronda los 3400 Km y es de composición máfica.
Fig2a. Se observan corteza, dirección de la Tierra quedando descentrado con respecto al centro manto y el posible núcleo geométrico, esto genera que la corteza del lado visible sea mas estrecha de bajo tamaño.
- ACTIVIDAD TECTONICA EN LA LUNA
La Luna no posee actividad tectónica debido a que su litósfera es muy gruesa como para fragmentarse.
Además su pequeño tamaño posibilitó una rápida perdida de calor, quedando actualmente "geológicamente muerta".
Aunque existen dos tipos de tectónica particulares:
TECTÓNICA DE DILATACIÓN.
TECTÓNICA DE IMPACTO.
La tectónica de dilatación se refiere a las estructuras de expansión formadas por un ascenso de calor inicial dado por la acreción de fragmentos durante su formación y a las estructuras de contracción dadas por el posterior enfriamiento. La tectónica de impacto se refiere a las estructuras formadas por la constante colisión de meteoritos sobre la superficie lunar.
Lo que si se puede apreciar es un antiguo magmatismo activo en la cara visible de la Luna (donde la corteza es más delgada). Estos derrames
Fig. 2b. Distribución de derrames basálticos
basálticos formaron los mares lunares hace 3100-3800 millones de años. En la fig. 2b se puede observar la distribución de los derrames basálticos en la cara visible (izquierda) y la ausencia de estos en el lado oscuro (derecha).
- MINERALOGÍA Y PETROLOGÍA LUNAR
Durante el proyecto APOLLO se recolectaron 382 Kg. de rocas lunares. Donde se encontraron basaltos, andesitas cálcicas, anortositas, rocas alóctonas con minerales propios de meteoritos y brechas de impacto. Estas rocas se encuentran en estado inalterado ya que la luna no presenta atmosfera, sólo se pudo distinguir algo de meteorización química debido a la intensa radiación solar y meteorización mecánica en los sectores afectados por impactos meteoríticos.
En el cuadro siguiente se pueden observar las composiciones mineralógicas de las rocas traídas de los mares lunares y de las zonas no inundadas por basaltos (tierras altas).
Plagioclasa | Piroxeno | Olivino | Ilmenita | ||
Rocas de las tierras altas | |||||
Anortosita | 90% | 5% | 5% | 0% | |
Norita | 60% | 35% | 5% | 0% | |
Troctolita | 60% | 5% | 35% | 0% | |
Basaltos de los mares | |||||
Alto contenido en titanio | 30% | 54% | 3% | 18% | |
Bajo contenido de titanio | 30% | 60% | 5% | 5% | |
Muy bajo titanio | 35% | 55% | 8% | 2% | |
Marte es el cuarto planeta desde el Sol y suele recibir el nombre de Planeta Rojo. Las rocas, el suelo y el cielo tienen una tonalidad rojiza. Este característico color rojo fue observado por los astrónomos a lo largo de la historia. Los romanos le dieron nombre en honor de su dios de la guerra. Otras civilizaciones tienen nombres similares. Los antiguos Egípcios lo llamaron Her Descher que significa el rojo. Su
diámetro es de 6794Km. y una densidad promedio de 3.9 gr/cm3. A diferencia de la Tierra posee dos
satélites naturales llamados Fobos y Deimos.
3.1 CARACTERÍSTICAS GENERALES
La superficie de Marte es árida, llena de cráteres de impacto de todos los tamaños y edades; enormes volcanes, como el Olympus Mons (el volcán más grande del Sistema Solar, con una altura de 24 km y una base casi tan grande como la Península Ibérica), y gigantescos cañones, como el Valle de Marineris, de
km. de longitud (unas 10 veces el tamaño del Cañón del Colorado). Muchos de los procesos geológicos que ocurren en la Tierra también actúan o han actuado en Marte, sin embargo, los resultados son completamente diferentes.
Hay tres diferencias fundamentales entre la Tierra y Marte que determinan las características geológicas de ambos planetas:
Tamaño: el menor tamaño de Marte hizo que su núcleo se enfriara muy rápidamente, de manera que el flujo de calor y, por tanto, la actividad volcánica, es de menor magnitud comparados con los de la Tierra.
Placa tectónica: Marte es un planeta con una única placa tectónica, pues durante la formación del planeta, su menor tamaño y su mayor distancia al Sol hizo que se enfriara antes que la Tierra quedando su interior con una sola placa. No hay deriva continental, lo que explica la ausencia de grandes cadenas montañosas y la existencia de enormes volcanes en Marte: como la corteza no se mueve con respecto al manto, los volcanes siempre se alimentan de una misma fuente de magma, creciendo hasta que dicha fuente se agota. En la Tierra, por el contrario, el movimiento de las placas tectónicas arrastra los volcanes y los desconecta de su fuente de magma al cabo de un tiempo más o menos corto. Esto los inactiva y detiene su crecimiento.
Temperatura: la superficie marciana es muy fría. Aunque en verano puede alcanzar los 20 grados centígrados, la temperatura media diaria es de unos 50 grados bajo cero. En estas condiciones no existe agua líquida en la superficie de Marte. De hecho, se cree que el subsuelo marciano (al menos cerca de los polos) está congelado hasta profundidades de 1 km o más. La ausencia de agua líquida en el Marte actual hace que apenas haya erosión. Esto explica el extraordinario estado de conservación de casi todas las estructuras geológicas visibles en su superficie.
Marte muestra una clara asimetría superficial (Fig. 3.1a).
El hemisferio Sur está formado por llanuras muy craterizadas (por tanto muy antiguas) que se elevan entre 1 y 4 km sobre la superficie media del planeta. Las llanuras del hemisferio Norte, por el contrario, tienen pocos cráteres y se encuentran por debajo del nivel medio de la superficie. Aunque hay algunas excepciones: en el hemisferio Sur las balsas de impacto Arguire y Hellas con un diámetro de 900 y 1.800 km respectivamente se encuentran por debajo del nivel medio y en el hemisferio Norte Tharsis y Elyseum por encima. No se conoce el origen de esta asimetría, aunque lo más probable es que se deba a un enorme impacto que fundió la corteza del hemisferio Norte inmediatamente después del periodo de intensos bombardeos de planetesimales que tuvieron lugar en el Sistema Solar interior hace 3.800 millones de años. Los antiguos cráteres de las llanuras del Norte habrían desaparecido cuando el impacto fundió la corteza, mientras que los del Sur se mantuvieron intactos.
- EL INTERIOR DE MARTE
El conocimiento que hoy se tiene del interior de Marte sugiere que puede ser modelado como una estrecha cáscara, similar a la de la Tierra, un manto y un núcleo.
Utilizando cuatro parámetros se puede determinar el tamaño y la masa del núcleo de Marte. Sin embargo, solo se conocen tres de los cuatro: la masa total de Marte, su tamaño y el momento de inercia.
La masa y el tamaño del planeta se determinaron con precisión en misiones anteriores. El momento de inercia se determinó a partir de los datos obtenidos por la nave Viking y los datos Doppler del Pathfinder, registrados durante las mediciones de la velocidad de presesión De Marte. El cuarto parámetro, necesario para completar el modelo del interior, se obtendrá en misiones futuras. Con los tres parámetros conocidos, el modelo está bastante limitado. Si el núcleo marciano es denso (compuesto de hierro) como el de la Tierra o de los meteoritos SNC que . supuestamente proceden de Marte, entonces el radio mínimo del núcleo es de unos 1300 kilómetros. Si el núcleo está compuesto por materiales menos densos como una mezcla de azufre y hierro, entonces el radio máximo sería probablemente inferior a los 2000 kilómetros.
Fig 3.2b Estructura interna de Marte
- TECTONICA DE PLACAS EN MARTE
El hallazgo de Bandas de rocas magnéticas como las observadas en el fondo oceánico terrestre, hace suponer que Marte en alguna vez tuvo tectonica de placas activa y que hubo un interior caliente con roca derretida y placas que se movían sobre tal superficie. Por lo tanto podemos inferir que el planeta rojo empezó igual que la tierra pero se quedo sin sus fuentes de energía interna y llego a ser un planeta geológicamente muerto a muy temprana edad.
Los datos sugieren que Marte tuvo un campo magnético, pero que este dinamo desapareció, dejando como registro las bandas magnéticas en superficie. Los nuevos descubrimientos sugieren que Marte pudo haber tenido placas de tamaño similar al de los continentes terrestres, y que estas se movían lentamente empujadas por el flujo de magma que ascendía por enormes fracturas hasta la superficie.
La energía que calentaba las rocas aparentemente se perdió en los primeros cientos millones de años. Este enfriamiento habría ocurrido mas rápido (a comparación de la Tierra), debido a que este planeta es mas pequeño, y por consiguiente menor energía interna, es decir menos energía generada por fricción y decaimiento de minerales radiactivos.
- RASGOS ESTRUCTURALES DE LA TECTONICA DE PLACAS
La actividad de las placas continentales, o tectónica de placas, es la responsable de la deriva continental, de la formación de las cuencas oceánicas y de los terremotos en nuestro planeta. Se cree que, en Marte, estas fuerzas tectónicas han cesado desde hace mucho tiempo. La imagen muestra fallas curvas, que llegan a medir hasta 1.700 mts. de profundidad, que se han abierto en la cadena montañosa Acheron del planeta rojo.
Fig3.4a Acheron Fossae: Las fallas cortan un cráter de impacto
La región, conocida como Acheron Fossae (Fig 3.4a), marca el extremo norte de la meseta Tharsis y se encuentra a unos 1.000 km. al norte del enorme volcán Olympus Mons, el más alto de los volcanes de todo el sistema solar.
La Zona de Ruptura corresponde a parte de una red de fracturas que irradian desde el "abultamiento Tharsis", un área de elevación regional donde alguna vez hubo una intensa actividad volcánica. Las fallas que se muestran en las imágenes fueron creadas por un proceso de elevación: las fracturas en la corteza se formaron cuando el material caliente que salía de las profundidades del manto marciano empujó hacia arriba a la litósfera (capas superficiales de roca) que yacía encima. Cuando las tensiones se hicieron demasiado grandes, la quebradiza corteza que estaba sobre la litósfera se rompió a lo largo de zonas de debilidad. La zona de Acheron Fossae podría ser similar a algunas zonas de hendidura en la Tierra, tales como el Rift Valley en África oriental, donde se están separando unas placas continentales.
Los especialistas llaman a Acheron Fossae a un sistema de "Horst y Graben".
Los restos de la topografía pre-existente son llamados "horsts". Este patrón de fallas alteró algunos antiguos cráteres de impacto que se hallaban en el lugar.
Fig 3.4b Acheron Fossae: Una intensa actividad tectónica dio forma a la región.
El Olympus Mons es una de las estructuras mas sobresalientes de Marte (Fig.3.4c), y ostenta ser el Volcán mas grande del Sistema Solar con 24 Km. de altura, es decir 3 veces el Monte Everest. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 Km. de altura, y su caldera tiene 85 Km. de largo, 60 Km. de ancho y 2,4-2,8 Km. de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva.
Olympus Mons es un volcán en escudo en forma de caldera, formado como resultado de flujos de lava muy poco viscosa durante largos períodos de tiempo, y es mucho más ancho que alto; la pendiente media del monte es muy suave.
Fig 3.4c Olympus Mons
Otro rasgo importante es el Valle de Marineris, el cual es un gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador del planeta Marte justo al Este de la región de Tharsis. Sus dimensiones son de 4.500 Km. de longitud, 200 Km. de anchura, y 11 Km. de profundidad máxima.
Su origen esta en discusión, pero hay dos teorías que son las mas aceptadas:
Por acción erosiva del agua o la actividad termokárstica, es decir, aguas productos de la fusión de permafrost que pudiera existir debajo del suelo marciano.
En la actualidad, la teoría más aceptada es la que expone que Valle Marineris es en verdad una falla tectonica, similar a la del Gran valle de Rift de la Tierra, y posteriormente agrandada por la erosión y los derrumbes sucesivos de los muros de falla.
Venus es el segundo planeta del sistema solar, se encuentra a 108 x 106 Km. del Sol. y a 39.514.827 Km. de La Tierra. Se dice que Venus es el planeta hermano de la Tierra porque posee un tamaño y una densidad similares además de una misma edad de formación. En la figura 4a se puede ver el tamaño de Venus en comparación al tamaño terrestre. La gran diferencia existente entre Venus y la Tierra consiste en que Venus posee una atmosfera muy rica en CO2., esto genera un gran efecto invernadero, donde la temperatura promedio oscila en los 480 ºC (mayor que Mercurio) provocando que si alguna vez tuvo H2O, esta se volatilice y escape del sistema.
Fig. 4a. Venus (izquierda), Tierra (derecha)
Uno de los grandes problemas es que la densa atmosfera de CO2 trae inconvenientes para su observación ya que la cobertura de anhídrido carbónico hace la suerte de espejo. Recientemente a partir de la década del noventa se pudieron obtener imágenes de radar de su superficie.
- ESTRUCTURA INTERNA DE VENUS
Al igual que la Tierra, Venus se divide en 3 capas composicionales principales: CORTEZA – MANTO – NÚCLEO. Donde la corteza tendría una parte sialica (equivalente a la continental terrestre) y una máfica (equivalente a la oceánica terrestre). Se supone un manto similar al terrestre y un núcleo férreo. En la figura 4b se observan las 3 capas composicionales supuestas para Venus. Existe un alto grado de discusión con respecto a las capas mecánicas venusinas, si bien faltan datos para establecer conclusiones, existen publicaciones que apoyan la no existencia en Venus de astenósfera y la no existencia de un núcleo externo líquido, estás conclusiones se basan en que no se ha detectado un campo magnético actualmente activo. La contraparte que apoya la existencia de un núcleo líquido y astenósfera plantea que el campo magnético no fue descubierto aún, pero plantea su existencia.
Fig. 4b. Estructura interna de Venus
- SUPERFICIE DE VENUS
Las primeras imágenes de la superficie de Venus fueron realizadas en el año 1978 por la sonda Pioneer, pero estas eran escasas. Finalmente su superficie pudo ser estudiada a partir del año 1990 a través de las imágenes de radar enviadas por la sonda Magallanes.
A través de estas imágenes se evidenció una escasa corteza sialica con respecto a la corteza máfica, esto se manifiesta mediante la presencia de algunas pequeñas zonas elevadas (equivalente a continentes terrestres) en su superficie. En la figura 4c se observan en color castaño las elevaciones.
Fig. 4c. Superficie de Venus
En un estudio mas detallado de la superficie de Venus se observaron una serie de estructuras con equivalentes terrestres:
PLEGAMIENTO
FALLAMIENTO COMPRESIONAL, EXTENSIONAL Y DE TRASFORMACIÓN.
CADENAS DE VOLCANES ACTIVOS ALINEADOS.
GRANDES CADENAS MONTAÑOSAS.
GRANDES CAÑONES Y VALLES DE RIFT.
- TECTONICA DE PLACAS EN VENUS
En base a las estructuras enumeradas en el punto anterior se puede suponer que Venus cuenta con tectónica de placas, sin embargo, si se considera la ausencia de campo magnético (indicando la no presencia de núcleo en parte líquido) y la ausencia de astenósfera que proponen algunos autores, no se podría hablar de tectónica de placas.
Estas consideraciones llevaron a plantear dos hipótesis:
TECTONICA DE PLACAS LENTA E INCIPIENTE: esta hipótesis estaría apoyada por la presencia de estructuras típicas de una tectónica de placas. La escasa cantidad de corteza sialica indicaría que Venus se encuentra en un estadio tectónico primitivo. La ausencia de agua impediría que el movimiento de placas se produzca con la velocidad de desplazamiento terrestre.
Los científicos que apoyan esta teoría indican que Venus posee campo magnético pero que aún no pudo ser detectado.
TECTONICA DE PLACAS AUSENTE: esta hipótesis se apoya en la no existencia de campo magnético, en que no posee agua superficial y en la propuesta ausencia de astenósfera. Las estructuras que presentan similitud con las estructuras terrestres son explicadas por los científicos que apoyan esta teoría como producto de una intensa actividad magmática en una delgada y caliente corteza.
- Ciencias de la Tierra. Tarbuck
http://www.solarviews.com
http://www.astromia.com
http://es.wikipedia.org
http://www.cte.edu.uy (PDF. TECTONICA DE PLACAS EN PLANETAS TELURICOS. Alicia Castro – Claudino Fontaiña).
www.fisica.edu.uy (Contenido teórico en PDF del curso de ASTRONOMIA FUNDAMENTAL. Tabaré Gallardo).
http://www.windows.ucar.edu/
Como conclusión de este trabajo podemos establecer diferencias en cuanto al grado desarrollo de una tectónica de placas, independientemente de otros rasgos, como ser, tamaño (Fig. 5a), atmósfera, densidad, Temperatura, distancia al sol, etc.
Respecto a la Luna podemos decir que, debido a su pequeño tamaño y génesis, esta nunca llego a desarrollar una tectónica de placas activa, no obstante, en la superficie de esta se observan evidencias de un magmatismo incipiente en un breve lapso de tiempo.
En el caso de Marte y Venus, se trata de extremos opuestos, Marte por su parte carece de tectónica actual, sin embargo presenta estructuras que indicarían que en algún tiempo fue un planeta activo. En cambio Venus, según las ultimas hipótesis, representaría el estadío temprano de la tectónica terrestre.
Por ultimo, La Tierra presenta una tectónica de placas activa en la actualidad, estaría en un estadio desarrollo intermedio entre Marte y Venus.
Fig.5a. Diferencias de Tamaño entre el Satélite Luna, y los Planetas, de izq. a der., Marte, Tierra, y Venus.
Autor:
Gómez Samus, Mauro
Rodrigues Capitulo, Leandro
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