Astrofísica - II Planetas. 6 - Planetas Terrestres

Texto completo

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6 - Planetas Terrestres

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6 - Planetas Terrestres

Astrofísica - II Planetas

Introducción

Rotación de Mercurio, Venus y Marte

Estructura interna y actividad geológica en la Tierra Superficie e interior de Mercurio

Topografía de Venus y Marte

Tectónica y actividad volcánica en Venus Tectónica y actividad volcánica en Marte Resumen: superficie y estructura interna La atmósfera de la Tierra, Venus y Marte Origen de las atmósferas planetarias

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Introducción

Mercurio

Venus Tierra

Marte

Atmósfera

:

No secundaria (CO2,N2) secundaria (O2,N2) secundaria (CO2,N2)

Cráteres

: muchos intermedio pocos intermedio

C. magnético:

débil no sí no

Núcleos de Fe y Ni, cortezas rocosas

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Rotación de Mercurio

Excentricidad de la órbita: 0.206 Periodo orbital: 87.969 días Periodo de rotación: 58.646 días

Inclinación del ecuador con la órbita: 0.5o

Hasta 1960s se pensaba que siempre ofrecía la misma cara al Sol (acoplamiento 1-1 entre rotación y órbita) pero: a) La temperatura en la cara oscura no era suficientemente baja (~100 K), y b) medidas de radar mostraron P = 59 días.

ondas radio

58.646 = 2/3 (87.969) → acoplamiento 3-2 entre rotación y órbita (3 rotaciones por cada 2 órbitas)

eje mayor al Sol

F grav. intensa

F grav. débil

Fuerzas de marea en Mercurio

perihelio

Mercurio está achatado. La fuerzas de marea tienden a alinear el eje mayor en la dirección al Sol pero, debido a la excentricidad de la órbita, el alineamiento sólo ocurre en el perihelio

órbita circular órbita excéntrica

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Rotación de Mercurio

Excentricidad de la órbita: 0.206 Periodo orbital: 87.969 días Periodo de rotación: 58.646 días

Inclinación del ecuador con la órbita: 0.5o

Hasta 1960s se pensaba que siempre ofrecía la misma cara al Sol (acoplamiento 1-1 entre rotación y órbita) pero: a) La temperatura en la cara oscura no era suficientemente baja (~100 K), y b) medidas de radar mostraron P = 59 días.

ondas radio

58.646 = 2/3 (87.969) → acoplamiento 3-2 entre rotación y órbita (3 rotaciones por cada 2 órbitas)

eje mayor al Sol

F grav. intensa

F grav. débil

Fuerzas de marea en Mercurio

perihelio

Mercurio está achatado. La fuerzas de marea tienden a alinear el eje mayor en la dirección al Sol pero, debido a la excentricidad de la órbita, el alineamiento sólo ocurre en el perihelio

órbita circular órbita excéntrica

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Rotación de Venus

Excentricidad de la órbita: 0.0068 Periodo orbital: 224.70 días

Periodo de rotación: 243.01 días

Inclinación del ecuador con la órbita: 177.4o

No se puede medir la rotación usando observaciones en el visible (no penetran las nubes, efecto de los vientos) → Observaciones en radio (λ >> tamaño partículas)

dirección del planeta

rotación retrógrada

Al contrario que la mayoría de los planetas y satélites del S.S.

Rotación muy lenta,

en sentido retrógado

Duración de un día solar: 117 días terrestres. Un año venusiano dura

~2 días venusianos. No tiene estaciones

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Rotación de Venus

Excentricidad de la órbita: 0.0068 Periodo orbital: 224.70 días

Periodo de rotación: 243.01 días

Inclinación del ecuador con la órbita: 177.4o

No se puede medir la rotación usando observaciones en el visible (no penetran las nubes, efecto de los vientos) → Observaciones en radio (λ >> tamaño partículas)

dirección del planeta

rotación retrógrada

Al contrario que la mayoría de los planetas y satélites del S.S.

Rotación muy lenta,

en sentido retrógado

Duración de un día solar: 117 días terrestres. Un año venusiano dura

~2 días venusianos. No tiene estaciones

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Rotación de Venus

Excentricidad de la órbita: 0.0068 Periodo orbital: 224.70 días

Periodo de rotación: 243.01 días

Inclinación del ecuador con la órbita: 177.4o

No se puede medir la rotación usando observaciones en el visible (no penetran las nubes, efecto de los vientos) → Observaciones en radio (λ >> tamaño partículas)

dirección del planeta

rotación retrógrada

Al contrario que la mayoría de los planetas y satélites del S.S.

Rotación muy lenta,

en sentido retrógado

Duración de un día solar: 117 días terrestres. Un año venusiano dura

~2 días venusianos. No tiene estaciones

Explicación:

Fuerzas de marea alargan la atmósfera en la dirección del Sol. La fricción entre atmósfera y superficie frenó la rotación. Además el

calor en la parte iluminada genera intensos vientos, cuyos efectos de fricción provocan la lenta rotación retrógada.

Un violento impacto durante la fase de bombardeo intenso pudo girar casi 180o el

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Rotación de Marte

Excentricidad de la órbita: 0.093 Periodo orbital: 1.88 años

Periodo de rotación: 24h 37m 22s

Inclinación del ecuador con la órbita: 25.19o

Bien conocida desde el siglo XVII (características superficiales fácilmente observables)

Similar a la Tierra (duración del día, inclinación del ecuador). Estaciones

Órbita más excéntrica que la Tierra → Mayores diferencias entre estaciones en diferentes hemisferios. Las diferencias de temperaturas producen grandes tormentas de polvo

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Rotación de Marte

Excentricidad de la órbita: 0.093 Periodo orbital: 1.88 años

Periodo de rotación: 24h 37m 22s

Inclinación del ecuador con la órbita: 25.19o

Bien conocida desde el siglo XVII (características superficiales fácilmente observables)

Similar a la Tierra (duración del día, inclinación del ecuador). Estaciones

Órbita más excéntrica que la Tierra → Mayores diferencias entre estaciones en diferentes hemisferios. Las diferencias de temperaturas producen grandes tormentas de polvo

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Estructura interna de la Tierra

Corteza (roca sólida, rica en Si) Litosfera (placas rígidas) Astenosfera (material plástico) Manto (roca sólida) Núcleo externo (Fe líquido) Núcleo interno (Fe sólido) 94% Fe, 6% Ni ρ = 13000 kg/m3, T = 4700 - 4900 K

(la alta presión explica que sea sólido) 85% Fe, 5% Ni, 5% S, 5% O

ρ = 10000 - 12000 kg/m3, T = 3500 - 4700 K

(su rotación produce el campo magnético; la energía necesaria para el movimiento

proviene de la solidificación del Fe en la frontera con el núcleo interno)

44% O, 23% Mg, 21% Si, 6% Fe, 3% Ca, 3% Al ρ = 3500 - 5500 kg/m3, T = 1100 - 3500 K

(corrientes convectivas, sube magma, baja material de la corteza)

46% O, 28% Si, 8% Al, 6% Fe, 4% Mg ρ = 3500 kg/m3, T = 15 - 1100 K

(la corteza está fracturada en

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Tectónica de placas y actividad geológica en la Tierra

Existen evidencias en el registro fósil que indican que los continentes estuvieron unidos en el pasado.

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Tectónica de placas y actividad geológica en la Tierra

La convección en la astenosfera (parte superior del manto) provoca

el movimiento de las placas El movimiento de las placas

provoca la renovación del material en la superficie (desaparece en las zonas de subducción y aparece en las dorsales oceánicas y en los

volcanes)

La corteza está fracturada en placas

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Tectónica de placas y actividad geológica en la Tierra

La convección en la astenosfera (parte superior del manto) provoca

el movimiento de las placas El movimiento de las placas

provoca la renovación del material en la superficie (desaparece en las zonas de subducción y aparece en las dorsales oceánicas y en los

volcanes)

La corteza está fracturada en placas

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Tectónica de placas y actividad geológica en la Tierra

La convección en la astenosfera (parte superior del manto) provoca

el movimiento de las placas El movimiento de las placas

provoca la renovación del material en la superficie (desaparece en las zonas de subducción y aparece en las dorsales oceánicas y en los

volcanes)

x 106 años

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Tectónica de placas y actividad geológica en la Tierra

La convección en la astenosfera (parte superior del manto) provoca

el movimiento de las placas El movimiento de las placas

provoca la renovación del material en la superficie (desaparece en las zonas de subducción y aparece en las dorsales oceánicas y en los

volcanes)

x 106 años

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Superficie de Mercurio

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Superficie de Mercurio

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Superficie de Mercurio

Muchos cráteres (planeta pequeño, sin actividad geológica) La mayoría de los cráteres se formaron durante los primeros 700 × 106 años (época del bombardeo intenso)

(22)

Grandes llanuras bajas entre cráteres

Superficie de Mercurio

Formadas por flujos de lava hace 3.1 - 3.8 x 109 años, producidos por grandes meteoritos que

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Grandes llanuras bajas entre cráteres

Superficie de Mercurio

Muchos cráteres (planeta pequeño, sin actividad geológica)

La mayoría de los cráteres se formaron durante los primeros 700x106

años (época del bombardeo intenso)

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Escarpes (scarps)

Superficie de Mercurio

Largos acantilados producidos cuando el planeta se enfrió y se contrajo la corteza. Sin salida de lava (el interior ya estaba solidificado)

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Escarpes (scarps)

Superficie de Mercurio

Grandes llanuras bajas entre cráteres

Muchos cráteres (planeta pequeño, sin actividad geológica)

La mayoría de los cráteres se formaron durante los primeros 700x106

años (época del bombardeo intenso)

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Superficie de Mercurio

La depresión Caloris

Cráter de 1500 km de diámetro

Producido por un gran impacto hace 4 x 109 años (al final de la fase de

bombardeo intenso)

Cadenas concéntricas de montañas

Rodeado de llanuras de lava 2 The new close-up view from space 59

Mercury Pressure Waves Core Caloris Impact Surface Waves Ejecta Lithosphere Surface Disruption Surface Waves

Fig. 2.23 Explosive impact on Mercury When an exceptionally large meteorite hit Mercury an estimated 3.85 billion years ago, it sent intense waves around the planet and through its core. They came to a focus on the opposite side of Mercury, disrupting the surface and producing hilly and lineated terrain there. The Caloris Basin was excavated at the impact site (also seeFig. 2.22), and it now exhibits concentric waves that froze in place after the impact.

Upon heating of ground ice by impact on Mars, liquid water is most likely incorporated into the ejecta, lubricat-ing the material that flows along the ground after ejection (Fig. 2.24). As a result, some craters on Mars resemble those produced by impacts into mud.

The largest impact craters on Mars are also shallower than their lunar counterparts, with more subdued rims and flatter floors, and there are fewer smaller craters on Mars than there are on the Moon. These differences might be explained by enhanced erosion that modified the worn, old-looking craters and wiped out many of the existing small craters during the planet’s early history, when the majority of craters were still forming.

Following impact, large objects left craters on Venus that at first sight resemble those on the Moon, with central peaks, flat floors and distinct circular rims. But the dense atmosphere on Venus affected both the incoming projec-tile and its ejected debris, creating features that are unlike any other craters in the solar system. The bright apron of debris that surrounds large craters on Venus often has a lobate, petal-like appearance with an unexpected asym-metry (Fig. 2.25). Material that was ejected from the crater became entrained in the hot, thick atmosphere, transform-ing it into a turbulent, fluid-like substance. The material flowed and spread out from the crater, creating patterns that resemble flowers or butterflies, rather than hurtling away from it to great distances.

Moreover, when the impact on Venus was oblique, the atmospheric wake of the incoming object prevented the ejecta from scattering back in the direction from which

Fig. 2.24 Material ejected from impacts on Mars Some Martian craters are surrounded by discrete lobes of fresh-appearing flows, each surrounded by a low ridge or rampart and sometimes layered. The unique pattern of ejected material can be attributed to melting of water ice by the heat of impact. An instrument aboard the 2001 Mars Odyssey orbiter took this image. (Courtesy NASA/JPL/ASU.)

the impacting meteoroid came, so ejecta are missing in this region. Small incoming projectiles never made it to the ground, for they were burned up in the thick atmo-sphere. There are consequently no very small craters on Venus.

Large impact craters on Venus are relatively scarce when compared with the closely spaced, overlapping lunar craters. At one time Venus was probably as heavily cratered as the Earth’s Moon, but the relatively small number and wide spacing of the craters now on Venus indicate that the surface we now see is much younger. When the Moon’s cratering rate is scaled to Venus, the relative paucity of craters on Venus’s surface indicates an average surface age of about 750 million years, but the planet originated about 4.6 billion years ago. The relatively few craters we now see are due to meteorite impact since rivers of out-pouring lava resurfaced the entire planet about 750 million years ago.

material volcánico

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Superficie de Mercurio

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Superficie de Mercurio

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Superficie de Mercurio

La depresión Caloris

Cráter de 1500 km de diámetro

Producido por un gran impacto hace 4 x 109 años (al final de la fase de

bombardeo intenso)

Cadenas concéntricas de montañas

Rodeado de llanuras de lava 2 The new close-up view from space 59

Mercury Pressure Waves Core Caloris Impact Surface Waves Ejecta Lithosphere Surface Disruption Surface Waves

Fig. 2.23 Explosive impact on Mercury When an exceptionally large meteorite hit Mercury an estimated 3.85 billion years ago, it sent intense waves around the planet and through its core. They came to a focus on the opposite side of Mercury, disrupting the surface and producing hilly and lineated terrain there. The Caloris Basin was excavated at the impact site (also seeFig. 2.22), and it now exhibits concentric waves that froze in place after the impact.

Upon heating of ground ice by impact on Mars, liquid water is most likely incorporated into the ejecta, lubricat-ing the material that flows along the ground after ejection (Fig. 2.24). As a result, some craters on Mars resemble those produced by impacts into mud.

The largest impact craters on Mars are also shallower than their lunar counterparts, with more subdued rims and flatter floors, and there are fewer smaller craters on Mars than there are on the Moon. These differences might be explained by enhanced erosion that modified the worn, old-looking craters and wiped out many of the existing small craters during the planet’s early history, when the majority of craters were still forming.

Following impact, large objects left craters on Venus that at first sight resemble those on the Moon, with central peaks, flat floors and distinct circular rims. But the dense atmosphere on Venus affected both the incoming projec-tile and its ejected debris, creating features that are unlike any other craters in the solar system. The bright apron of debris that surrounds large craters on Venus often has a lobate, petal-like appearance with an unexpected asym-metry (Fig. 2.25). Material that was ejected from the crater became entrained in the hot, thick atmosphere, transform-ing it into a turbulent, fluid-like substance. The material flowed and spread out from the crater, creating patterns that resemble flowers or butterflies, rather than hurtling away from it to great distances.

Moreover, when the impact on Venus was oblique, the atmospheric wake of the incoming object prevented the ejecta from scattering back in the direction from which

Fig. 2.24 Material ejected from impacts on Mars Some Martian craters are surrounded by discrete lobes of fresh-appearing flows, each surrounded by a low ridge or rampart and sometimes layered. The unique pattern of ejected material can be attributed to melting of water ice by the heat of impact. An instrument aboard the 2001 Mars Odyssey orbiter took this image. (Courtesy NASA/JPL/ASU.)

the impacting meteoroid came, so ejecta are missing in this region. Small incoming projectiles never made it to the ground, for they were burned up in the thick atmo-sphere. There are consequently no very small craters on Venus.

Large impact craters on Venus are relatively scarce when compared with the closely spaced, overlapping lunar craters. At one time Venus was probably as heavily cratered as the Earth’s Moon, but the relatively small number and wide spacing of the craters now on Venus indicate that the surface we now see is much younger. When the Moon’s cratering rate is scaled to Venus, the relative paucity of craters on Venus’s surface indicates an average surface age of about 750 million years, but the planet originated about 4.6 billion years ago. The relatively few craters we now see are due to meteorite impact since rivers of out-pouring lava resurfaced the entire planet about 750 million years ago.

material volcánico

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Superficie de Mercurio

La depresión Caloris

Escarpes (scarps)

Grandes llanuras bajas entre cráteres

Muchos cráteres (planeta pequeño, sin actividad geológica)

La mayoría de los cráteres se formaron durante los primeros 700x106

años (época del bombardeo intenso)

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Superficie de Mercurio

Chimeneas volcánicas

Evidencias de vulcanismo en una época remota

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Superficie de Mercurio

La depresión Caloris

Escarpes (scarps)

Grandes llanuras bajas entre cráteres

Muchos cráteres (planeta pequeño, sin actividad geológica)

La mayoría de los cráteres se formaron durante los primeros 700x106

años (época del bombardeo intenso)

No es una versión en grande de la Luna

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Interior de Mercurio

Masa a partir de las órbitas de las sondas Densidad: ρ = 5430 kg/m3 (≃ ρTierra > ρrocas)

Extensa región interna de Fe (mayor que en la Tierra) Explicaciones: Alta T región interna nebulosa solar

Intenso viento solar que barre la corteza Colisión con gran planetesimal

Manto Manto Tierra Mercurio El núcleo de Fe ocupa 55% del diámetro o 17% del volumen El núcleo de Fe ocupa 75% del diámetro o 42% del volumen

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Interior de Mercurio

Masa a partir de las órbitas de las sondas Densidad: ρ = 5430 kg/m3 (≃ ρTierra > ρrocas)

Extensa región interna de Fe (mayor que en la Tierra) Explicaciones: Alta T región interna nebulosa solar

Intenso viento solar que barre la corteza Colisión con gran planetesimal

Manto Manto Tierra Mercurio El núcleo de Fe ocupa 55% del diámetro o 17% del volumen El núcleo de Fe ocupa 75% del diámetro o 42% del volumen

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Interior de Mercurio

Masa a partir de las órbitas de las sondas Densidad: ρ = 5430 kg/m3 (≃ ρTierra > ρrocas)

Extensa región interna de Fe (mayor que en la Tierra) Explicaciones: Alta T región interna nebulosa solar

Intenso viento solar que barre la corteza Colisión con gran planetesimal

Manto Manto Tierra Mercurio El núcleo de Fe ocupa 55% del diámetro o 17% del volumen El núcleo de Fe ocupa 75% del diámetro o 42% del volumen

El campo magnético

1% intensidad del c.m. de la Tierra

Parte del núcleo ha de estar fundido (fuerzas de marea debidas a la excentricidad de la órbita)

Fuente de energía para producir las corrientes eléctricas (¿energía liberada en la solidificación del material fundido al caer al núcleo?)

Existencia de una magnetosfera (sin captura de partículas)

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Topografía de Venus

Sondas: Mariner 2 (1960) : medida de la temperatura superficial (733 K)

Magellan (1990-94): observaciones de radar (microondas reflejadas) determinan el tipo de terreno y la altitud

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Topografía de Venus

Sondas: Mariner 2 (1960) : medida de la temperatura superficial (733 K)

Magellan (1990-94): observaciones de radar (microondas reflejadas) determinan el tipo de terreno y la altitud

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Topografía de Venus

Superficie muy plana comparada con la Tierra (~80% de la superficie está a menos de 1 km de la altitud media). Grandes llanuras de origen volcánico. Pocas tierras altas.

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Topografía de Marte

Muestra una apariencia cambiante debido a los cambios estacionales y a las tormentas de polvo.

Aunque es difícil observar desde la Tierra, las primeras sondas espaciales (1960s) revelaron una superficie cubierta de cráteres (relativamente antigua).

Observación con el HST Mosaico con el Viking Orbiter 1 y 2 cráteres pequeños sobre cráteres mayores

indican que la superficie es vieja cráteres de impacto

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Topografía de Marte

Muestra una apariencia cambiante debido a los cambios estacionales y a las tormentas de polvo.

Aunque es difícil observar desde la Tierra, las primeras sondas espaciales (1960s) revelaron una superficie cubierta de cráteres (relativamente antigua).

Observación con el HST Mosaico con el Viking Orbiter 1 y 2 cráteres pequeños sobre cráteres mayores

indican que la superficie es vieja cráteres de impacto

Mars Global Surveyor

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Topografía de Marte

El hemisferio sur está completamente dominado por tierras altas y casi todas las bajas se encuentran en el hemisferio norte. La corteza es ~5 km más gruesa en el hemisferio sur. El hemisferio norte tiene muchos menos cráteres de impacto.

(44)

Topografía de Marte

Todas las tierras altas están en el hemisferio sur y casi todas las bajas en el hemisferio norte. La corteza es ~5 km más gruesa en el hemisferio sur.

(Mapa de la Mars Global Surveyor)

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Topografía de Marte

Todas las tierras altas están en el hemisferio sur y casi todas las bajas en el hemisferio norte. La corteza es ~5 km más gruesa en el hemisferio sur.

(Mapa de la Mars Global Surveyor)

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Tectónica en Venus

Aunque sólo algo menor que la Tierra; no existen cadenas montañosas, ni dorsales oceánicas → No hay tectónica de placas

Sin embargo: muchas deformaciones en la superficie (pliegues, crestas, fallas, domes, coronas). La frecuencia de cráteres (~1000 con r de km’s) → edad de la superficie de ~500 x 106 años

Densidad de cráteres muy uniforme en toda la superficie (misma edad) La actividad de la corteza deforma y borra los cráteres de impacto.

Importantes corrientes convectivas que mantienen una corteza más fina, caliente y deformable (no se forman placas continentales). La corteza se deforma y se arruga en muchos puntos por

pequeños afloramientos (tectónica de escamas, o vertical)

(47)

Actividad volcánica en Venus

>1600 volcanes observados por Magellan

Volcanes en escudo: pendientes suaves.

Producidos por vulcanismo en “puntos calientes” (hot-spots) La mayoría inactivos pero hay evidencias de actividad

reciente (flujos de lava de alta reflectividad, abundancias de sulfuros en la atmósfera)

El 80% de la superficie son grandes llanuras cubiertas por

lavas (basaltos) Sapas Mons

Volcán Sapa Mons

flujos de lava

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Actividad volcánica en Venus

>1600 volcanes observados por Magellan

Volcanes en escudo: pendientes suaves.

Producidos por vulcanismo en “puntos calientes” (hot-spots) La mayoría inactivos pero hay evidencias de actividad

reciente (flujos de lava de alta reflectividad, abundancias de sulfuros en la atmósfera)

El 80% de la superficie son grandes llanuras cubiertas por

lavas (basaltos) Sapas Mons

Volcán Sapa Mons

flujos de lava

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Tectónica en Marte

No existen cadenas montañosas, ni dorsales oceánicas → No hay tectónica de placas

(planeta menor, mayor ritmo de enfriamiento, corteza rígida, demasiado gruesa: 40 - 70 km) Sin embargo hubo movimiento de material en el manto que produjo estructuras como la

región de Tharsis (salida de material del manto) y el valle Marineris (valle de rift; fracturas producidas por tensiones en la corteza).

Todas estas estructuras son muy antiguas. No hay actividad reciente.

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Tectónica en Marte

No existen cadenas montañosas, ni dorsales oceánicas → No hay tectónica de placas

(planeta menor, mayor ritmo de enfriamiento, corteza rígida, demasiado gruesa: 40 - 70 km) Sin embargo hubo movimiento de material en el manto que produjo estructuras como la

región de Tharsis (salida de material del manto) y el valle Marineris (valle de rift; fracturas producidas por tensiones en la corteza).

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Actividad volcánica en Marte

Volcanes en escudo similares a los de Venus (aunque en menor cantidad)

Puesto que la corteza no se desplaza respecto al hot-spot, se pueden formar volcanes gigantes por el flujo de magma durante millones de años (Monte Olimpo).

Superficie formada por materiales volcánicos.

La mayoría de los flujos de lava solidificada tienen cráteres de impacto.

Al contrario que en la Tierra o en Venus, no parece haber actividad volcánica reciente

(probablemente)

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Resumen: superficie

Alta frecuencia de cráteres Superficies muy viejas (> 3 Ga) Corteza primaria: impactos Corteza secundaria: vulcanismo

Mercurio: Llanuras inundadas de lavas y chimeneas volcánicas

Marte: Volcanes en “puntos calientes”

Baja frecuencia de cráteres

Superficies más jóvenes (~500 Ma en Venus, 100 Ma en la Tierra)

Corteza primaria + secundaria + Corteza terciaria: tectónica

Venus: Reciclado vertical (volcanes y deformaciones en la corteza)

Tierra: Tectónica de placas (reciclado efectivo del material de la corteza)

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Resumen: estructura interna

Mercurio

Marte

Venus Tierra

Enfriamiento rápido

Interiores en gran parte solidificados Manto sólido, sin actividad tectónica Cortezas anchas, frías y rígidas

Ambos muestran signos de volcanes extintos (mucho más viejos en Mercurio)

Enfriamiento lento

Interiores en parte fundidos

Movimientos convectivos en el manto Cortezas estrechas, calientes y no rígidas

Venus: tectónica vertical

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La atmósfera de la Tierra

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas

Tierra

78.1% N2

21.0% O2

~1% H2O

0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Termosfera Mesosfera Estratosfera Troposfera 6 celulas convectivas

Especial en comparación con los otros planetas terrestres (composición química, circulación, escala de presiones)

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La atmósfera de la Tierra

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas

Tierra

78.1% N2

21.0% O2

~1% H2O

0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Termosfera Mesosfera Estratosfera Troposfera 6 celulas convectivas

Especial en comparación con los otros planetas terrestres (composición química, circulación, escala de presiones)

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La atmósfera de la Tierra

Termosfera

Mesosfera

Estratosfera

Troposfera

indirecto por la Calentamiento superficie terrestre Absorción de radiación UV por el ozono (O3) Disminución del ozono (O3) Absorción de radiación XUV por

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La atmósfera de la Tierra

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas

Tierra

78.1% N2

21.0% O2

~1% H2O

0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Termosfera Mesosfera Estratosfera Troposfera 6 celulas convectivas

Especial en comparación con los otros planetas terrestres (composición química, circulación, escala de presiones)

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La atmósfera de la Tierra

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas

Tierra

78.1% N2

21.0% O2

~1% H2O

0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Termosfera Mesosfera Estratosfera Troposfera 6 celulas convectivas

Especial en comparación con los otros planetas terrestres (composición química, circulación, escala de presiones)

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Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas Tierra 78.1% N2 21.0% O2 ~1% H2O 0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Venus 96.5% CO3.5 % N2 2 0.003% H2O

90 atm sin tormentas violentasVientos lentos, lluvia ácida

Nubes de ácido sulfúrico

La atmósfera de Venus

Muy densa. P = 90 atm (ρ = 50 ρT) en superficie

Gran aislamiento térmico

Composición química → gran efecto invernadero (ΔT = 400K) Capas de nubes densas en 3 altitudes, 2 capas de neblinas

Compuestas básicamente por gotas de H2SO4 y otros

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Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas Tierra 78.1% N2 21.0% O2 ~1% H2O 0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Venus 96.5% CO3.5 % N2 2 0.003% H2O

90 atm sin tormentas violentasVientos lentos, lluvia ácida

Nubes de ácido sulfúrico

La atmósfera de Venus

Muy densa. P = 90 atm (ρ = 50 ρT) en superficie

Gran aislamiento térmico

Composición química → gran efecto invernadero (ΔT = 400K) Capas de nubes densas en 3 altitudes, 2 capas de neblinas

Compuestas básicamente por gotas de H2SO4 y otros

compuestos de S. La lluvia ácida no llega a la superficie

Convección muy efectiva. Dos grandes células (debido a la lenta rotación)

(61)

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas Tierra 78.1% N2 21.0% O2 ~1% H2O 0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Venus 96.5% CO3.5 % N2 2 0.003% H2O

90 atm sin tormentas violentasVientos lentos, lluvia ácida

Nubes de ácido sulfúrico

La atmósfera de Venus

Muy densa. P = 90 atm (ρ = 50 ρT) en superficie

Gran aislamiento térmico

Composición química → gran efecto invernadero (ΔT = 400K) Capas de nubes densas en 3 altitudes, 2 capas de neblinas

Compuestas básicamente por gotas de H2SO4 y otros

compuestos de S. La lluvia ácida no llega a la superficie

Convección muy efectiva. Dos grandes células (debido a la lenta rotación)

(62)

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas Tierra 78.1% N2 21.0% O2 ~1% H2O 0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Venus 96.5% CO3.5 % N2 2 0.003% H2O

90 atm sin tormentas violentasVientos lentos, lluvia ácida

Nubes de ácido sulfúrico

La atmósfera de Venus

Muy densa. P = 90 atm (ρ = 50 ρT) en superficie

Gran aislamiento térmico

Composición química → gran efecto invernadero (ΔT = 400K) Capas de nubes densas en 3 altitudes, 2 capas de neblinas

Compuestas básicamente por gotas de H2SO4 y otros

compuestos de S. La lluvia ácida no llega a la superficie

Convección muy efectiva. Dos grandes células (debido a la lenta rotación)

(63)

Composición Presión en la superficie Vientos, fenómenos atmosféricos Nubes y neblinas Tierra 78.1% N2 21.0% O2 ~1% H2O 0.035% CO2

1 atm huracanes,Vientos, lluvia de H2O Nubes de H2O, polución Venus 96.5% CO3.5 % N2 2 0.003% H2O

90 atm sin tormentas violentasVientos lentos, lluvia ácida Nubes de ácido sulfúrico Marte 95.3% CO2 2.7% N2 1.6% Ar 0.03% H2O

0.006 atm Vientos, tormentas de polvo

Neblinas de H2O y

CO2,

polvo

La atmósfera de Marte

Muy fría y tenue.

Poco aislamiento térmico (diferencias de T entre el día y la noche) Pequeño efecto invernadero (ΔT = 5K) (baja densidad)

Nubes bajas formadas por hielos de H2O (condensados del gas)

(64)

mars: the little planet that could

239

gives rise to the phenomenon of cryovolcanism

to be presented in Chapter 15.

The phase diagrams of water and carbon

dioxide have been combined in Figure 12.17

in order to explain the properties of these

compounds on the surfaces of the Earth and

Mars. At sealevel on the Earth, indicated by

the horizontal dashed line, water and carbon

dioxide are both solid at a temperature of less

than

−78

"

C. When the temperature rises, dry ice

sublimates to carbon dioxide gas at T

= −78

"

C,

whereas water ice remains solid. When the

temperature increases to 0

"

C, the water ice melts

to form liquid water that coexists with carbon

dioxide gas. If the temperature rises to 100

"

C,

the liquid water boils and thereby changes to

water vapor which mixes with the carbon dioxide

gas that formed from dry ice at

−78

"

C. We

note that liquid CO

2

cannot form under natural

Figure 12.17.

The stability fields of solid, liquid, and

gas phases of water and carbon dioxide are defined

by their boiling-temperature and the freezing-temperature

curves. By superimposing the phase diagrams of these two

compounds the stability fields can be labeled in terms of

the phases of both compounds that can coexist together.

The triple point of water (T

= +0!010

"

C; P

= 0!0060 atm)

permits liquid water to exist on the Earth but not on Mars.

The comparatively high pressure of the triple point of CO

2

(4.2 atm,

−53

"

C) prevents liquid CO

2

from occurring on

the Earth and on Mars. Instead, CO

2

ice sublimates to CO

2

gas at

−78

"

C on the Earth and at about

−127

"

C on Mars.

Adapted from Figure 2.3 of Carr (1996)

conditions on the surface of the Earth because

the atmospheric pressure is too low. However,

liquid carbon dioxide can be made by cooling

the gas to about

−40

"

C and by compressing it

at a pressure of more than 10 bars.

The phase changes of water and carbon

dioxide with increasing temperature on the

surface of Mars differ from those on the Earth

because of the low atmospheric pressure of Mars.

First of all, dry ice on Mars sublimates to vapor

at about

−127

"

C (depending on the pressure),

whereas water ice remains stable. When the

temperature increases to about

−5

"

C (depending

on the pressure), the water ice sublimates directly

to the vapor phase without melting because

liquid water cannot form on the surface of Mars

because its atmospheric pressure is below the

triple point. Therefore, under present conditions

on the surface of Mars, both water vapor and

carbon dioxide gas condense directly to their

respective solid phases.

12.8.3 Polar Ice Caps

The polar ice caps on Mars, observed by the

British astronomer Sir William Herschel around

1790 AD, extend from the poles to latitudes

of about 80

"

north and south and consist

of water ice interbedded with layers of

fine-grained wind-blown sediment. The north-polar

ice cap is centered on the north-polar basin

whose elevation is close to 5 km below the

zero-elevation contour based on data from the Mars

Orbiter Laser Altimeter (MOLA). The

north-polar ice cap in Figure 12.18 is a dome that rises

about 3 km above the surrounding plain and has

a volume of 1!2

± 0!2 million cubic kilometers,

which amounts to about half the volume of the ice

sheet that covers Greenland (Hvidberg, 2005).

The south-polar cap is located on the highly

cratered surface of the southern highland that

has an elevation of about 1.5 km at this location.

The center of the south-polar ice cap is displaced

from the south pole by about 200 km and part

of the ice sheet covers an old impact basin

called Prometheus. The summit of the

south-polar ice cap approaches an elevation of 5 km

and therefore rises about 3.5 km above the

surrounding plain.

The polar ice caps of Mars contain very few

craters although the ice sheets may have existed

Diagrama de fases del

H

2

O

y del

CO

2

Superficie de Marte

La Tierra nivel del mar

Adaptado de la Fig. 12.17 The Cambridge Guide to the Solar System

Temperatura (ºC) Pr es n (b ar) Hielo CO2 Hielo H2O CO2 líquido Hielo H2O CO2 líquido Hielo H2O CO2 gas CO2 gas H2O gas H2O líquida curva de ebullició n del CO2 curva de ebullició n del H2 O cur va d e co ng el ación del CO 2 cur va d e co ng el aci ón del H2 O

(65)

La atmósfera de Marte

Nubes altas de hielos de CO2

El CO2 helado forma la mayor parte de los casquetes

polares (variaciones estacionales)

Con la llegada del invierno, parte del CO2 de la atmósfera

condensa y “nieva” en la superficie, bajando la P. atmosférica

Toda la superficie está cubierta de un polvo muy fino (μm)

Tormentas de polvo visibles

(66)

La atmósfera de Marte

Nubes altas de hielos de CO2

El CO2 helado forma la mayor parte de los casquetes

polares (variaciones estacionales)

Con la llegada del invierno, parte del CO2 de la atmósfera

condensa y “nieva” en la superficie, bajando la P. atmosférica

Toda la superficie está cubierta de un polvo muy fino (μm)

Tormentas de polvo visibles

(67)
(68)
(69)
(70)
(71)
(72)
(73)

Volcán Cleveland en 2006 (islas Aleutianas, Alaska)

Origen de las atmósferas planetarias

Las atmósferas de Venus, Tierra y Marte son secundarias.

Producto de la expulsión de gases del interior (outgassing, volcanes)

Originalmente las atmósferas de los tres planetas eran similares H2O, CO2, N2, y (SO2)

La colisión de cometas y planetesimales helados proporcionó más agua

(74)

Volcán Cleveland en 2006 (islas Aleutianas, Alaska)

Origen de las atmósferas planetarias

Las atmósferas de Venus, Tierra y Marte son secundarias.

Producto de la expulsión de gases del interior (outgassing, volcanes)

Originalmente las atmósferas de los tres planetas eran similares H2O, CO2, N2, y (SO2)

La colisión de cometas y planetesimales helados proporcionó más agua

H2O probablemente dominaba las atmósferas primitivas de los tres planetas

Evolución de las atmósferas planetarias:

Efecto combinado de:

(1) Efecto invernadero (depende de la composición de la atmósfera; determina en qué fase está el agua)

(2) Química del H2O y el CO2 (El CO2 se puede disolver en agua líquida; determina el

contenido atmosférico de CO2)

(3) Gravedad del planeta (capacidad para retener la atmósfera relativamente caliente) (4) Efectos de la radiación solar (posible pérdida atmosférica; depende de la existencia o

no de una magnetosfera; variación de la luminosidad solar con el tiempo)

(75)

Tierra: una tectónica de placas activa recicla los gases y mantiene una atmósfera moderada

1. H2O, CO2, SO2 y N2 son

expulsadas por los volcanes de forma continuada

2. H2O cae como lluvia; CO2

y SO2 se disuelven en los

oceanos; N2 forma nitratos

3. CO2 y SO2 y algo de

H2O son incorporadas en

las rocas sedimentarias

4. Eventualmente, las rocas sedimentarias son subducidas a grandes profundidades, donde el calor libera los gases

6. Las plantas convierten CO2 en

O2; las bacterias convierten los

nitratos en N2 y O2

5. Las moléculas de H2O,

CO2 y SO2 liberadas

suben a la superficie por la actividad volcánica

Evolución de la atmósfera en la Tierra

La lluvia eliminó gran parte del H2O (→ océanos) y CO2

(→ corteza) de la atmósfera Gran parte del N2 permanece

La tectónica de placas impide la desaparición del CO2 de la

atmósfera (mantiene un efecto invernadero moderado) El oxígeno es el resultado de la fotosíntesis

(76)

Tierra: una tectónica de placas activa recicla los gases y mantiene una atmósfera moderada

1. H2O, CO2, SO2 y N2 son

expulsadas por los volcanes de forma continuada

2. H2O cae como lluvia; CO2

y SO2 se disuelven en los

oceanos; N2 forma nitratos

3. CO2 y SO2 y algo de

H2O son incorporadas en

las rocas sedimentarias

4. Eventualmente, las rocas sedimentarias son subducidas a grandes profundidades, donde el calor libera los gases

6. Las plantas convierten CO2 en

O2; las bacterias convierten los

nitratos en N2 y O2

5. Las moléculas de H2O,

CO2 y SO2 liberadas

suben a la superficie por la actividad volcánica

Evolución de la atmósfera en la Tierra

La lluvia eliminó gran parte del H2O (→ océanos) y CO2

(→ corteza) de la atmósfera Gran parte del N2 permanece

La tectónica de placas impide la desaparición del CO2 de la

atmósfera (mantiene un efecto invernadero moderado) El oxígeno es el resultado de la fotosíntesis

(77)

Venus: sin tectónica de placas y radiación solar más intensa producen una densa atmósfera

1. H2O, CO2, SO2 y N2 son

expulsadas por los volcanes de forma continuada

2. El Sol mantiene T mayores, H2O no

cae como lluvia. No hay océanos y el CO2 permanece en la atmósfera e

intensifica el efecto invernadero

3. La radiación UV del Sol rompe algunas moléculas de H2O; el hidrógeno

escapa al espacio 4. El H2O que no se pierde se combina

con SO2 para producir el H2SO4 que

forma las nubes

5. El remanente de SO2

queda encerrado en sulfatos

Evolución de la atmósfera en Venus

UV

En un principio, probablemente, lluvia (eliminación del H2O y CO2) y océanos.

Aumento radiación solar aumento T evaporación del H2O

(78)

Venus: sin tectónica de placas y radiación solar más intensa producen una densa atmósfera

1. H2O, CO2, SO2 y N2 son

expulsadas por los volcanes de forma continuada

2. El Sol mantiene T mayores, H2O no

cae como lluvia. No hay océanos y el CO2 permanece en la atmósfera e

intensifica el efecto invernadero

3. La radiación UV del Sol rompe algunas moléculas de H2O; el hidrógeno

escapa al espacio 4. El H2O que no se pierde se combina

con SO2 para producir el H2SO4 que

forma las nubes

5. El remanente de SO2

queda encerrado en sulfatos

Evolución de la atmósfera en Venus

UV

En un principio, probablemente, lluvia (eliminación del H2O y CO2) y océanos.

Aumento radiación solar aumento T evaporación del H2O

aumenta efecto invernaderoefecto invernadero desbocado Al desaparecer los océanos el CO2 no se elimina

aumento T el CO2 de las rocas “cuece”

El efecto desbocado termina cuando desaparece el H2O por la radiación UV.

(79)

Marte: sin tectónica de placas, gravedad débil y poca radiación solar producen una atmósfera fina

1. H2O, CO2, SO2 y N2 fueron

expulsadas por los volcanes hace miles de millones de años, antes del enfriamiento del interior

2. Menor radiación solar que en la Tierra, el H2O cayó

como lluvia; CO2 y SO2 se

disolvieron en el agua

3. La radiación UV del Sol rompe algunas moléculas de H2O y N2; la baja

gravedad permite que los átomos de H, N y O escapen al espacio

4. Al eliminar el CO2 y H2O de la atmósfera

se reduce el efecto invernadero y baja la T. H2O se hiela bajo la superficie; CO2 y SO2

forman rocas y regolitos 5. Debido al pequeño tamaño no hay tectónica

de placas. Los gases que fueron expulsados a la superficie no son reciclados en la atmósfera

Evolución de la atmósfera en Marte

Originalmente, atmósfera más densa; probablemente, lluvia (eliminación del H2O y CO2).

Enfriamiento rápido

disminución T condensación H2O y CO2

disminuye efecto invernadero

efecto invernadero inverso desbocado

La atmósfera se va haciendo más tenue, penetra la radiación UV y rompe moléculas de N2 y H2O

(80)

Marte: sin tectónica de placas, gravedad débil y poca radiación solar producen una atmósfera fina

1. H2O, CO2, SO2 y N2 fueron

expulsadas por los volcanes hace miles de millones de años, antes del enfriamiento del interior

2. Menor radiación solar que en la Tierra, el H2O cayó

como lluvia; CO2 y SO2 se

disolvieron en el agua

3. La radiación UV del Sol rompe algunas moléculas de H2O y N2; la baja

gravedad permite que los átomos de H, N y O escapen al espacio

4. Al eliminar el CO2 y H2O de la atmósfera

se reduce el efecto invernadero y baja la T. H2O se hiela bajo la superficie; CO2 y SO2

forman rocas y regolitos 5. Debido al pequeño tamaño no hay tectónica

de placas. Los gases que fueron expulsados a la superficie no son reciclados en la atmósfera

Evolución de la atmósfera en Marte

Originalmente, atmósfera más densa; probablemente, lluvia (eliminación del H2O y CO2).

Enfriamiento rápido

disminución T condensación H2O y CO2

disminuye efecto invernadero

efecto invernadero inverso desbocado

La atmósfera se va haciendo más tenue, penetra

(81)

Mars 3 (1971)

Viking Lander 1, 2 (1976) Mars PathFinder (1997)

Mars Exploration Rover (Spirit) (2004-2010) Mars Exploration Rover (Opportunity) (2004-)

Mars Phoenix Lander (2008) MSL Curiosity (2012-)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua

Evidencias de agua en Marte

Aunque el agua líquida no puede existir en Marte en la actualidad, hay evidencias de grandes cantidades de agua

(82)

Mars 3 (1971)

Viking Lander 1, 2 (1976) Mars PathFinder (1997)

Mars Exploration Rover (Spirit) (2004-2010) Mars Exploration Rover (Opportunity) (2004-)

Mars Phoenix Lander (2008) MSL Curiosity (2012-)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua

Evidencias de agua en Marte

Aunque el agua líquida no puede existir en Marte en la actualidad, hay evidencias de grandes cantidades de agua

(83)

Mars 3 (1971)

Viking Lander 1, 2 (1976) Mars PathFinder (1997)

Mars Exploration Rover (Spirit) (2004-2010) Mars Exploration Rover (Opportunity) (2004-)

Mars Phoenix Lander (2008) MSL Curiosity (2012-)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua

Evidencias de agua en Marte

Aunque el agua líquida no puede existir en Marte en la actualidad, hay evidencias de grandes cantidades de agua

helada bajo los polos y la superficie de ciertas regiones También muchas pruebas

(canales, erosión) indican que en un pasado remoto, el agua fluyó por la superficie de Marte

¿Vida en el pasado gracias

a atmósfera más densa +

agua líquida +

magnetosfera?

(84)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua

Contenido de agua bajo la superficie

Ejemplos de conglomerados sedimentarios

Mars Science Laboratory: Curiosity Rover

Gránulos esféricos (esférulas)

Opportunity Rover

Pueden ser concreciones (formadas en el lugar por agua que contenía hierro disuelto)

(85)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua (2015)

(86)

Misiones a Marte: la búsqueda de vida y agua (2015)

(87)
(88)
(89)

Mars Science Laboratory

Curiosity

Rover (2012-...)

(90)

Mars Science Laboratory

Curiosity

Rover (2012-...)

(91)

Referencias y enlaces

Textos:

“An Introduction to the Solar System”, por N. McBride & I. Gimour, Cambridge Univ. Press

“Universe”, de R.A. Freedman, R.M. Geller & W.J. Kauffmann III, ed. W.H. Freeman & Co.

Ver más textos en referencias del tema 4

Vídeos: https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_Solar_System_probes Mercurio: http://www.nasa.gov/mission_pages/messenger/multimedia/mercury_telecon_20081029.html https://www.youtube.com/watch?v=yZ3awsObFys Venus: http://www.solarviews.com/cap/venus/vidven1.htm http://www.solarviews.com/cap/venus/flight4.htm Tierra: http://www.spacetelescope.org/videos/earth_l/ http://www.youtube.com/watch?v=g5E6t3Z-fIE Marte: http://www.spacetelescope.org/videos/astro_n/ http://www.spacetelescope.org/videos/images_d/ http://www.spacetelescope.org/videos/astro_o/ http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2001/07/16/ast16jul_1_resources/dust_movie_med.gif http://www.nasa.gov/images/content/113334main_1114050279_5705-2_dd_enhanced_459-A462R1.gif http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/image/rover_movie_sol6.html http://www.jpl.nasa.gov/video/index.cfm?id=887 https://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11037 https://www.nasa.gov/press-release/nasa-confirms-evidence-that-liquid-water-flows-on-today-s-mars

Curiosity en Marte: http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/videos/index.cfm?v=81

http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/videos/index.cfm?v=84 http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/videos/index.cfm?v=98 Más en: http://mars.jpl.nasa.gov/msl/

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