DESCRIPCIÓN GENERAL DE MARTE

Transcripción

1 DESCRIPCIÓN GENERAL DE MARTE M.A. de Pablo 1,2, I. Montoya 2, A.B. Nieto 3. 1 Área de Geología. Escuela Superior de Ciencias Experimentales y Tecnología. Universidad Rey Juan Carlos. 2 Departamento de Geodinámica. Facultad de Ciencias Geológicas. Universidad Complutense de Madrid. 3 Facultad de Ciencias Geológicas. Universidad Complutense de Madrid Exposición Marte 3d Página - 1-

2 MARTE DESDE EL ESPACIO Desde el espacio este planeta muestra algunos grandes rasgos morfológicos que tienen su reflejo en la topografía. Algunos de estos rasgos se encuentran entre los más destacados del Sistema Solar: el mayor volcán (Olympus Mons), el mayor cañón (Valles Marineris), la mayor cuenca de impacto (Hellas),... Sin embargo, desde el espacio también se pueden descubrir otros rasgos característicos del Planeta Rojo como son sus canales, los diferentes tipos de terrenos (tierras altas y bajas), los cráteres de impacto,... En esta parte de la exposición podemos descubrir un planeta fascinante a vista de satélite. Labyrinthus Noctis: La región denominada el laberinto de la noche debido a que en este laberinto de profundos y estrechos cañones de origen tectónico apenas llega la luz del Sol hasta el suelo. En este sistema de grandes fracturas nace el Valles Marineris. Ares Vallis: Es uno de los mayores canales de desbordamiento de Marte, que nace en los llamados terrenos caóticos. A este canal también llegó agua desde un gran cráter de impacto, al que el canal bordea, donde pudo haber existido un pequeño lago. Planum Boreum: La región polar Norte está constituida por acumulaciones de hielo y polvo, procedente de las tormentas marcianas, y es surcada localmente por pequeños canales por donde pudo haber circulado el agua del deshielo, algo que debió de repetirse varias veces a lo largo de la historia del planeta. Hidaspys Chaos: Un terreno caótico en el que nace alguno de los famosos canales marcianos. Se originan por el colapso del terreno por causas muy discutidas: tectónica, vulcanismo, aguas subterráneas. Se caracteriza por estar constituido por numerosas colinas de tamaños muy variable dando un aspecto muy caótico a la zona. Arsia Mons: Uno de los grandes volcanes de Marte, con espectaculares alturas sobre la llanura circundante. Presenta un gran cráter volcánico reflejo de su gran actividad. TIERRAS ALTAS Noachis Terra: Región situada en el hemisferio Sur del planeta, se caracteriza, al igual que el resto de las tierras altas marcianas, por una alta densidad de cráteres y una cota media superior a la media del planeta y, por tanto, superior a la cota de las tierras bajas. Promethei Terra: Situada en el borde de las tierras altas, limita con las tierras bajas de forma clara en cuanto a la diferencia de cráteres de impacto, auque topográficamente el paso de las tierras altas en Promethei Terra a las tierras bajas es muy gradual. Esta región es bastante antigua, con una gran acumulación de cráteres de impacto, la gran mayoría de los cuales se encuentran bastante erosionados, no conservando todos los rasgos característicos de los cráteres de impacto. Exposición Marte 3d Página - 2-

3 Aureum Chaos: En las tierras altas marcianas se encuentran, no sólo cráteres de impacto, sino que también es posible encontrar canales de diferentes tipos, volcanes, cuencas que debieron ser antiguos lagos, o cañones. Unas regiones características de las tierras altas marcianas son los terrenos caóticos como Aureum Chaos, donde nacen canales de desbordamiento. Son zonas colapsadas de donde surgieron grandes cantidades de agua que pudieron formar, no sólo los canales marcianos, sino también el llamado Oceanus Borealis que debió de cubrir total o parcialmente las tierras bajas de Marte en el hemisferio Norte. DICOTOMÍA Nhosyrtys Mensae: Región de la dicotomía situada en el hemisferio Norte. Esta parte de la dicotomía (o escalón marciano, o límite entre las tierras altas y bajas) se caracteriza por ser un límite poco claro, aunque no gradual. Está dicotomía está caracterizada por la existencia de mesetas de diferentes extensiones originadas por la erosión por parte del agua y de los glaciares que se cree que cubrieron parte de esta región. Nephenithes Mensae: En esta región se observa un claro escalón topográfico entre las tierras altas y las tierras bajas. El paso de unas tierras a las otras es neto y se encuentra caracterizado por un salto topográfico. En Nephenithes Mensae el origen de la dicotomía está relacionado con la existencia de una gran falla regional, de ahí la clara linealidad de la dicotomía en esta zona del planeta rojo. Protonilus Mensae: En ocasiones, la dicotomía marciana es el resultado de numerosos procesos geológicos. En Protonilus Mensae se puede observar como procesos como la tectónica, capaz de producir grandes fallas en la superficie del planeta, y la erosión modelan el límite entre las diferentes tierras marcianas. Protonilus Mensae muestra un límite recto y claro en la dicotomía, producto de la tectónica, tal y como ocurre en Nephenithes Mensae. Sin embargo, también se puede observar la existencia de numerosas mesetas y cerros aislados producto de la erosión, tal y como ocurre en Nhosyrtys Mensae, pero donde la erosión a sido muy superior. En Protonilus Mensae, debió existir un límite gradual entre tierra altas y bajas, pero que con el tiempo fue erosionado hasta llegar a una gran falla, dando el límite neto que se puede observar en la actualidad. TIERRAS BAJAS Acidalia Planitia: Situada en el hemisferio Norte de Marte, esta llanura es un claro modelo de cómo son las tierras baja del planeta rojo. Son llanuras sin grandes variaciones topográficas en las que se encuentran muy pocos cráteres de impacto, lo que indica claramente que es una región más joven que las tierras altas marcianas, donde el número de cráteres de impacto es mucho mayor. Vastitas Borealis: Esta llanura se encuentra surcada por un sistema de fracturas que han modificado la monótona rutina de estas tierras bajas. No son raras las fracturas ni otras estructuras geológicas como son los volcanes, las morfologías fluviales e incluso glaciares. En Vastitas Borealis se pueden observar más cráteres de impacto que en otras regiones como Exposición Marte 3d Página - 3-

4 Acidalia Planitia, lo que indica que tiene una edad mayor, es más antigua, dentro de la clara juventud respecto a las tierras altas. Amazonis Planitia: No todas las tierras bajas de Marte son llanuras, sino que en algunos puntos aparecen pequeños resaltes topográficos, como es el caso de Amazonis Planitia. Estos resaltes topográficos pueden ser el resultado de la tectónica o de la erosión, que ha dejado estos resaltes sin erosionar de una superficie originalmente más alta. Además, en el pasado del planeta, estas regiones pudieron ser pequeñas islas en el llamado Oceanus Borealis que pudo haber cubierto total o parcialmente las tierras bajas marcianas. CRÁTERES DE IMPACTO Orcus Patera: Los cráteres de impacto, casi siempre de forma redondeada, pueden ser oblicuos como Orcus Patera cuando la trayectoria del cuerpo que impactaba era muy oblicua. La particularidad de éste cráter de impacto, que no es el único observado en Marte, es su gran tamaño, aproximadamente mil kilómetros de longitud. Su origen, al principio muy discutido entre volcánico o de un impacto, aún está siendo discutido por la comunidad científica. A diferencia de los cráteres de impacto con morfologías clásicas, en los cráteres de impacto oblicuos, los materiales ejectados en el impacto no se distribuyen de forma radial al cráter, sino que en estos cráteres de impacto oblicuos se distribuyen a ambos lados, dando al cráter un aspecto de mariposa en el que el cuerpo en el impacto, y las alas el ejecta. Cater Lohse: Un cráter de impacto típico, como es el caso del cráter Lohse, presenta una serie de estructuras como son el borde exterior levantado o las terrazas en las laderas internas del cráter. Sin embargo, en el cráter Lohse se puede observar, además, un pico topográfico central. Ésta característica no es rara, pero no todos los cráteres lo presentan, ya que depende de la cantidad de energía desprendida en el impacto, lo que es función del tamaño del cuerpo: cuento más grande, más posibilidades de formarse el pico central. Crater Krishtofovich: Situado en las tierras altas, éste cráter de gran tamaño se encuentra muy erosionado, no siendo posible observar algunas de las estructuras típicas de los cráteres de impacto como son las aureolas de ejecta, las terrazas internas o el pico central que pudo haber tenido en su origen. CANALES Kasey Vallis: Este es un típico canal marciano originado en las tierras altas y que tras circular por esta región erosionando los terrenos y llanuras, acaba desembocando en las tierras bajas a través de la dicotomía. Kasei Vallis, al erosionar la llanura por la que discurre, va dejando a la vista material de diferentes durezas, que dan escalones en sus márgenes. En la desembocadura de muchos canales marcianos, al igual que en la Tierra, existen pequeñas islas de materiales no erosionados por las corrientes. En otras ocasiones estas mismas islas son formadas, no por no haberse producido erosión, si no por que el canal deja sedimentos que llegan a formarlas. Tiu Vallis: Algunos canales marcianos nacen en los denominados terrenos caóticos, como es el caso de Tiu Vallis. Los terrenos caóticos son zona colapsadas por la existencia de procesos Exposición Marte 3d Página - 4-

5 geológicos como fallas, vulcanismo o erosión por la circulación de aguas subterráneas. Cuando se produce el colapso, grandes cantidades de agua se ponen en circulación dejando un área constituida por bloques de muy diferentes tamaños distribuidos de forma caótica. Shalbatana Vallis: Existen diferentes tipos de canales en Marte, aunque los que tienen mayores dimensiones son los de desbordamiento, originados en los terrenos caóticos. Shalbatana Vallis, aunque originado en un pequeño terreno caótico, comparte muchas características con los ríos terrestres, encajándose de diferentes formas en el terreno, dejando pequeñas terrazas, excavando meandros,... ZONAS POLARES Planum Boreum: Es una pequeña región situada al borde del casquete polar Norte. Es esta región se pueden observar los escalones dejados por los hielos y los sedimentos que atrapan (incluidos en los hielos por las tormentas marcianas que pueden llegar a cubrir todo el planeta). Esta región está surcada por una serie de valles cuyo origen, aunque discutido, parece deberse a la circulación de agua fundida en alguna de las épocas más cálidas que debió tener el planeta. Olimpia Planitia: Muchas de las llanuras de los casquetes polares se encuentran surcada por valles poco profundos y de grandes longitudes que tienen una morfología curvada en planta. Estos pequeños valles no tienen una cabecera y una desembocadura claras, por lo que su origen, aunque discutido, parece no estar relacionado con el agua. Por el contrario, se cree que estos valles están originados por la circulación de vientos. Además, la morfología curvada parece estar relacionada con la fuerza de coriolis. Planum Australe: Ambos casquetes polares, aunque de diferentes composiciones, presentar morfologías muy parecidas, con pequeños escalones topográficos relacionados con las distintas capas de hielos y sedimentos intercalados que se han ido acumulando con el tiempo, tal y como ocurre en los casquetes polares terrestres. En estas regiones del polo Sur también se observan cráteres de impacto, aunque éstos conservan peor sus estructuras, ya que con el impacto se desprenden grandes cantidades de calos capaces de fundir el hielo sobre el que caen, haciendo muy difícil que se puedan mantener estructuras como las terrazas internas o los picos centrales, en el caso de existir. VOLCANES Olympus Mons: Situado en el Hemisferio Norte de Marte, en el llamado domo de Tharsis, es el mayor volcán del Sistema Solar, con unos 500 km de base, y hasta 26 km de altura. El Domo de Tharsis, entre las tierras altas y bajas de Marte, es una región elevada en forma de cúpula. Esta elevación, y el vulcanismo y las fracturas relacionadas se deben a la existencia de un penacho térmico. En las capas internas del planeta, se produjo un ascenso de material caliente que deformó la superficie abombándola y generando fracturas como consecuencia. Este mismo calor generó vulcanismo. El gran tamaño de Olympus Mons se debe a esta gran concentración de calor, que generaba grandes cantidades de lava. En Marte, donde pudo no haber funcionado la tectónica de placas, la placa litosférica sobre la que se situaban los volcanes no se desplazaba dando lugar a una cadena de volcanes como ocurre en el archipiélago de Hawai en la Tierra, lo que generó este gran volcán: Olympus Mons. Exposición Marte 3d Página - 5-

6 Pavonis Mons: Este volcán, también situado en el Domo de Tharsis, se alinea con otros dos grandes volcanes, lo que hace suponer que pueden están situados sobre una gran fractura regional. Pavonis Mons presenta grandes calderas de colapso, lo que se debe a que ha tenido diversos episodios en los que la cámara magmática se ha vaciado tras una prolongada erupción volcánica, colapsando. El reflejo en superficie de estos colapsos son las depresiones circulares de su cima. Ascraeus Mons: Este gran volcán marciano se levanta directamente sobre las llanuras de las tierras bajas del Norte del planeta. Al igual que los otros grandes volcanes tiene varias calderas volcánicas en su cima que reflejan su larga y compleja vida. CAÑONES Candor Chasma: Es la región central del gran sistema de cañones que surca parte de la superficie de Marte: Vallis Marineris. Esta región se caracteriza por conectar entre sí diversos cañones paralelos entre sí, y con distintas profundidades. La erosión y el agua que pudo circular por estos cañones en el pasado de Marte son los responsables de las distintas estructuras sedimentarias del fondo de Candor Chasma. Coprates Chasma: Este es uno de los más grandes cañones que configuran Vallis Marineris. Al pie de sus paredes laterales se pueden observar grandes acumulaciones de materiales cuyo origen se encuentra en los desplomes, deslizamientos y movimientos de tierras que han tenido lugar en sus laderas, y que pueden haberse originado con ayuda del agua subterránea. Tithonium Chasma: Es un estrecho cañón, respecto a otros que constituyen Vallis Marineris. El ensanchamiento de los cañones, con un origen tectónico todos ellos, se produce por la erosión del agua que pudo haber circulado por ellos. Algunas de las laderas de los valles, una vez afectadas por la erosión, se iban desplomando debido a que esta región está repleta de fallas y fracturas e grandes longitudes paralelas a los bordes de los cañones. A favor de éstas fracturas se han ido ensanchando los diferentes cañones. LA SUPERFICIE DE MARTE Desde la superficie Marte se muestra como un gran desierto pedregoso y anaranjado por la presencia de óxidos de hierro. La desembocadura de Ares Vallis, donde amartizó la sonda Mars Pathfinder, es una región con grandes bloques de rocas de diferentes orígenes: lanzadas por los impactos cercanos (Twin Peaks) o arrastradas por las fuertes corrientes que formaron Ares Vallis mucho tiempo atrás. El viento también ha modelizado la superficie de Marte. El polvo arrastrado por las importantes tormentas ha cubierto todas las rocas y la superficie, dejando pequeñas dunas entre los bloques de rocas. En esta parte de la exposición podemos descubrir un planeta fascinante a ras de suelo. Exposición Marte 3d Página - 6-

7 MARTE 3D: MARS PATHFINDER La desembocadura de Ares Vallis es la zona donde aterrizó la sonda planetaria Mars Pathfinder. Sin embargo no fue la única sonda que amartizó en Chryse Planitia (literalmente, llanura dorada), ni en Marte. En las imágenes de Marte se pueden observar los distintos lugares de aterrizaje de las diferentes misiones enviadas para explorar la superficie marciana a lo largo del tiempo. Estas misiones fueron: - en 1976 las sondas Viking 1 y Viking 2 - en 1997 la misión que nos ocupa: la Mars Pathfinder. La misión de exploración planetaria Viking constaba de dos misiones con dos sondas planetarias cada una: lander y 'orbiter'. El lander es el módulo de descenso hasta la superficie, mientras que el 'orbiter' es la parte de la sonda que se mantiene en órbita alrededor del planeta, tomando fotografías y otros datos. La misión Mars Pathfinder estaba constituida únicamente por un lander. Sin embargo, incluía una gran particularidad: el Sojourner, un vehículo de control remoto que descendió del lander una vez éste se hubo posado en la superficie y que podía ser dirigido por los técnicos de la misión desde la Tierra. -Objetivos de la misión: La sonda Mars Pathfinder fue lanzada desde Cabo Cañaveral a la 1:58 de la madrugada del 4 de diciembre de 1996 para una travesía de 7 meses. El 5 de julio de 1997 envió los primeros datos. En total, hasta el final de la transmisión, el 27 de septiembre del mismo año, se habían recibido 2 3 billones de bits de información incluyendo más de imágenes desde el lander y 500 desde el rover, así como más de 15 análisis químicos de las rocas y el suelo, y extensos datos sobre los vientos y otros factores meteorológicos. Para los geólogos esta fue una importante misión ya que permitió, por primera vez, conocer la composición de las rocas, lo que junto con su morfología, constituyen las claves del pasado. A partir de los resultados obtenidos por esta misión de exploración planetaria se pudieron verificar las hipótesis acerca del pasado climático de Marte, en las que se afirma que el planeta rojo tuvo alguna vez, hace millones de años, un clima muy distinto del actual; se trataba de un planeta caliente y húmedo con agua en estado líquido estable en su superficie. Hoy en día las presiones y temperaturas extremas reinantes en Marte impiden la existencia de agua fluyendo por la superficie: se cree que todo éste agua está en parte congelada y almacenada en los casquetes polares, y en parte se ha evaporado y escapado al espacio exterior. ZONA DE ATERRIZAJE A la hora de elegir la zona de aterrizaje de la sonda Mars Pathfinder la única referencia anterior eran las imágenes tomadas por las sondas Viking en En estas fotografías la escala era demasiado grande como para apreciar en ellas detalles de la superficie tan concretos como los que se requerían. Se optó entonces por buscar una zona llana en la que se pudieran encontrar distintos tipos de rocas de diferentes procedencias. El lugar idóneo era la desembocadura de una canal, ya que hasta aquí habrían llegado arrastrados los distintos materiales. En Marte existen grandes canales de este tipo, sin embargo el canal seleccionado fue Ares Vallis. Exposición Marte 3d Página - 7-

8 La zona donde aterrizó la sonda, encerrada en una elipse en el mapa, no pudo ser precisada con exactitud hasta que se recibieron las primeras imágenes, a partir de las cuales se determinó la posición exacta del aterrizaje tomando como referencia las colinas llamadas Twin Peaks y un relieve que se identificó como el borde del Big cráter. Las primeras imágenes que tomó las sonda fueron una serie de fotografías que cubrían los 360º que era capaz de girar la cámara. De esta forma, los primeros datos que los científicos de NASA tuvieron de Marte con esta misión fueron los de esta vista panorámica. MÓDULO CARL SAGAN La sonda Mars Pathfinder fue rebautizada como módulo Carl Sagan en memoria de este científico y divulgador de las ciencias del espacio: Carl Sagan además de desarrollar una importantísima labor divulgativa fue uno de los pioneros de la investigación extraplanetaria, siendo uno de los responsables de muchas de las misiones de exploración planetaria que permitieron al ser humano conocer otros planetas y otros mundos. Este módulo de descenso ( lander ), con un peso de 325 kg, presenta forma troncocónica y está constituido por 3 pétalos que se desplegaron al retraerse los airbags con que amartizó la sonda. Esta misión tardó 3 años en ser diseñada, construida y lanzada, con un coste total de 265 millones de dólares. El módulo Carl Sagan continúa funcionando como estación meteorológica, a pesar de que la misión fotográfica y de exploración con el Sojourner concluyó hace ya tiempo. Los elementos que constituyen el módulo Carl Sagan son: Cámara estereoscópica: esta cámara permitió hacer una toma de 360º, lo que sirvió a los encargados de la misión para dirigir al Sojourner en su recorrido. Se eligió este tipo de cámara para poder medir la distancia y el tamaño relativo de cada roca. Este es un aspecto importante a la hora de determinar el origen de las mismas. Esta cámara permitió obtener imágenes 3D de las rocas y la superficie de Marte. Experimento de propiedades magnéticas: con este experimento se pretendía recoger el polvo magnético que pudiera haber en suspensión a través de imanes instalados en la sonda. Este tipo de polvo es muy inusual en la Tierra, y presenta una coloración roja debido a su elevado contenido en Fe. Se trata de pequeñas partículas, probablemente formadas por minerales arcillosos, que se han enlazado con un mineral llamado maghemita, el cual se caracteriza por sus importantes propiedades magnéticas. Es un mineral secundario formado a bajas temperaturas. Mástil meteorológico: se incluyó en la sonda para registrar las características climatológicas del planeta. Sus sensores de viento registraron durante casi 3 meses velocidades no mayores a 35 km/h. Altímetro radar: tenía la función de determinar la distancia a la superficie de la sonda mientras iba descendiendo, a la vez que realizaba otras mediciones de la atmósfera (velocidad del viento, temperatura, presión, humedad,...). Airbags: revolución tecnológica en estas misiones que tenían la finalizad de permitir aterrizar a la sonda. Exposición Marte 3d Página - 8-

9 Antenas de baja y alta ganancia: permitías las comunicaciones con la tierra y con el Sojourner. Rampa: para el descenso del Sojourner. Paneles solares: para la alimentación de la sonda. ROVER SOJOURNER Una de las grandes novedades de la misión Mars Pathfinder fue el rover llamado Sojourner (traducido al español, el transeúnte), ya que fue la primera misión de exploración planetaria en la que un vehículo no tripulado se movía por su superficie. Hasta ese momento las sondas de descenso se habían visto limitadas a fotografiar y analizar las rocas que se situaban en las proximidades. Con el Sojourner se pudo llegar a rocas situadas a varias decenas de metros. El Sojourner fue el primer transeúnte que pisó Marte. Cada componente del rover (cuyas dimensiones eran de 63 cm de largo, 48 cm de ancho, 28 cm de alto, y un peso aproximado de 10 kg) tenía una función: científica o puramente mecánica. Este último aspecto fue muy tenido en cuenta, ya que de su funcionamiento dependía la planificación de futuras misiones en las que ya se plantea la posibilidad de tomar muestras y transportarlas de vuelta hasta nuestro planeta. El Sojourner estaba constituido por las siguientes partes: APXS: Espectrómetro de Partículas α, Protones y Rayos X: El rover en su parte frontal fue dotado de este aparato para realizar análisis químicos del suelo marciano y de las rocas a las que se aproximaba. Panel solar: utilizado para captar la energía necesaria para alimentar el motor del rover y darle así autonomía en sus movimientos por la superficie. Se mantenía en funcionamiento desde las 10 a.m. hasta las 2 p.m. del día solar marciano. Tenía una superficie de captura de luz de 0 25 m 2. Ruedas: consta de 6 ruedas motrices con capacidad para girar hasta 120º, impulsadas por energía solar y cada una con suspensión independiente. Gracias a los clavos incorporados en las mismas, se dedujo que el suelo era de naturaleza compresible y de grano fino debido a las indentaciones dejadas por las ruedas a su paso. Antena UHF: además de estar dotado de rayos láser para la detección de obstáculos, con esta antena el rover recibía las órdenes enviadas cada día desde la Tierra a través de la Mars Pathfinder, al igual que enviaba los resultados obtenidos. Su ordenador le permitía una cierta autonomía a la hora de sortear obstáculos y realizar operaciones de rutina pero no era capaz de decidir que explorar o a donde dirigirse, instrucciones que diseñaban los responsables de la misión desde la Tierra. Sistema de suspensión: permitía a cada rueda subir y bajar de forma independiente atendiendo al tipo de materiales sobre los que se encontrara. En principio esta era una forma de evitar accidentes como el vuelco del Sojourner, lo que hubiese finalizado la misión de forma prematura. Exposición Marte 3d Página - 9-

10 Cámara en color trasera: permitieron realizar numerosas fotografías de Marte a ras de suelo. Cámaras y láseres: permitían ver los obstáculos y objetivos de estudio, y calcular las distancias hasta ellos. Este sistema de cámaras y láseres permitió a los técnicos de NASA conducir el Sojourner. VISTA PANORÁMICA Cuando la sonda Mars Pathfinder llegó a Marte, lo primero que hizo fue desplegar sus pétalos y sus instrumentos. La cámara fotográfica, de tipo estereoscópica, realizó una primera vista panorámica de la superficie marciana alrededor de la sonda. Esta vista panorámica, elaborada con diversas fotografías de tipo 3D, mostró con todo detalle como era Marte, al menos en la zona donde aterrizó la sonda. El equipo de investigadores escogió, para designar las numerosas rocas que salpicaban la superficie cercana al módulo Carl Sagan, nombres de personajes de dibujos animados y otras designaciones a su conveniencia. Esto permitió a los científicos saber de que roca estaban hablando mientras decidían cuales de ellas eran las apropiadas para el estudio de detalle con los aparatos analíticos y las cámaras fotográficas de Sojourner. En la vista panorámica de la superficie de Marte en la desembocadura de Ares Vallis se pueden observar diferentes tipos de rocas, tanto por sus formas, como por sus texturas, lo que podía deber a diferentes tipos de rocas, en cuanto a su origen y composición. El rover, fotografiado junto a las rocas cercanas al módulo Carl Sagan, analizó diferentes aspectos de las rocas más significativas, una representación de los distintos tipos de rocas que a simple vista se observaban. La capacidad de maniobra del rover estaba limitada ya que su fuente de alimentación provenía de la luz solar, además, una vez enviadas las instrucciones de la trayectoria a seguir, no había rectificación posible. Asimismo, tenía una gran dependencia del módulo de descenso que emitía y recibía los datos desde su antena hasta la sonda, siendo el alcance limitado. ROCAS MARCIANAS De todas las rocas que se encontraban en los alrededores del módulo Carl Sagan, algunas tenían un especial interés, por sus formas o por sus composiciones. Algunas de estas rocas son: Barnacle Bill: Puede tratarse de una roca volcánica, ya que presenta pequeños agujeros que pudieron ser causados por la presencia de burbujas de gas originadas por la lava al tiempo que se enfriaba. De ser así, esta roca se consideraría un basalto, pero tras el análisis químico con el APXS se observó que el contenido en sílice era demasiado alto como para clasificarla de esta manera. No obstante, si hubiera permanecido más tiempo en la cámara magmática, habría dado lugar a que el Fe, el Mg y otros elementos pesados se separaran de la roca fundida, de manera que se produjera un enriquecimiento en sílice. Entonces podríamos considerar esta roca como un pariente lejano de las andesitas. Junto a esta roca se observa una cola aerodinámica a sotavento, compuesta por finas partículas depositadas por el viento. Yogui: En la superficie de esta roca de aspecto redondeado se distinguen dos tonalidades de coloración. La naturaleza de esta diferencia de color puede ser debida a la acumulación de polvo Exposición Marte 3d Página - 10-

11 a sotavento. A primera vista, Barnacle Bill y Yogi podrían tener un origen y composición comunes. En sus maniobras de aproximación a la roca Yogi, el Sojourner chocó contra ella y tratando de superar el obstáculo quedó atascado. Esto ocurrió porque su diseño no le permitía sortear alturas mayores de 17 cm. Se mantuvo así a la espera de nuevas instrucciones. Boo Boo: Esta roca, de forma irregular y parcialmente angulosa, presenta una superficie de aspecto oqueroso y acanalado. Esta es una característica común a otras rocas de la superficie de Marte observadas por la sonda Mars Pathfinder.El origen de estas estructuras se podría encontrar en la participación de esta roca en un flujo de agua en el que otras rocas colisionan y se estrían entre sí, al ser llevadas por la corriente. Scooby Doo y Casper: Son rocas al parecer compuestas por agregados cementados químicamente por la acción del agua. En principio serían partículas amontonadas por la acción del viento o del agua y que, tras estar un tiempo depositadas en el mismo sitio, el agua provocó la entre las partículas se formaran cristales minerales que aún las mantiene unidas. Posteriormente esta roca fue erosionada y arrancada y arrastrada de su lugar de formación hasta donde se encuentra en la actualidad Ender: Como otras rocas del Rock Garden y de los alrededores de la estación Carl Sagan, esta roca muestra una superficie oquerosa y acanalada, relacionada con su arrastre en un flujo de agua, junto con otras rocas. Mermaid Dune: Se trata de dunas de morfología semejante a los barjanes terrestres, por tanto la dirección del viento es hacia donde apuntan los cuernos del barján. Su color claro indica que podría tener un alto contenido en sílice semejante a la arena de las playas de nuestro planeta. Esto plantea una contradicción, ya que los meteoritos SNC procedentes de Marte presentan un bajo contenido en sílice. La presencia de dunas apoya a su vez la teoría de que alguna vez fluyó agua por la superficie de Marte, ya que en la Tierra la arena se origina, principalmente, por la acción del agua. ROCK GARDEN Rock Garden (jardín de rocas) es el nombre que recibió una parte de los alrededores del módulo Carl Sagan en el que las rocas estaban dispuestas muy salteadas, como las flores de un jardín. Las rocas del Rock Garden están apiladas y inclinadas, algunas hasta 20º, como si se hubieran depositado rápidamente por una inundación catastrófica; probablemente la misma que dio lugar a Ares Vallis hace entre y millones de años. Este canal desembocó en una región de baja altura, dejando tras de sí un surtido de rocas arrastradas desde las regiones altas. Tras la hipotética inundación catastrófica, tal vez se produjeron impactos de meteoritos en la zona, los cuales habrían arrancado material que rebotaría en la superficie. Esto explicaría la presencia de los bloques más oscuros y angulosos. Shark: Podría ser un conglomerado que se formó por el flujo en superficie de agua durante un largo periodo de tiempo. Este flujo redondeó los cantos y los depositó después en una matriz. Esto apuntaría a un pasado marciano más templado y húmedo. Exposición Marte 3d Página - 11-

12 Wedge: Roca de aspecto oqueroso cuyo origen pudo ser la colisión múltiple con otras rocas en el interior de un flujo de agua. Half Dome, Stimpy y Moe: Estas rocas presentan una superficie oquerosa, acanalada y estriada en una dirección particular. En la Tierra esto corresponde a un patrón de meteorización que se produce cuando partículas tamaño arena son recogidas y arrastradas cortas distancias, golpeando la roca durante un largo periodo de tiempo. Chimp: Se trata de una roca de textura fina, agrietada y picada en superficie. Estas oquedades pueden ser debidas a las burbujas de gas que quedaron atrapadas en la roca cuando ésta se solidificó. También es posible que estos agujeros tengan su origen en procesos de meteorización. Flat Top: Es una roca plana, rectangular, con coloración y brillo que indican depósitos de polvo en la capa superior. En cuanto a su origen se establecen las mismas hipótesis que para Chimp. Flute Top: Roca parcialmente enterrada en el polvo y con una superficie superior muy plana. A su alrededor se observan surcos provocados por pequeños flujos de agua en un pasado reciente. Twin Peaks: Estas dos elevaciones de casi 50 m de altura revisten gran importancia porque llevaron a los expertos a la identificación de la zona de aterrizaje de la sonda a partir de las imágenes tomadas por las sondas Viking. En ambas colinas se puede observar una estructura en capas, rasgo evidente de actividad sedimentaria asociada al agua. Hippo: Es un gran bloque de roca que, por sus forman angulosas y su disposición sobre otras rocas, sin estar muy tapado por los sedimentos, podría ser parte de los materiales expulsados como consecuencia de un impacto en las cercanías. Grommit: Esta es una roca redondeada que en su superficie superior presenta una serie de hendiduras en forma de herradura, parcialmente rellenas de polvo. El origen de esta roca puede ser el arrastre en el interior de una corriente de agua como la que pudo formar ares Vallis. Las hendiduras pudieron ser provocadas por el choque con otras rocas. El polvo que tapa parcialmente las hendiduras se encuentra en las zonas protegidas del viento. Mini Matterhorn: Es una roca que recibe su nombre por el parecido con el Matterhorn o Cervino, un pico montañoso situado en los Alpes. Presenta unas caras más o menos planas que se unen en una arista. Esta roca está parcialmente oculta por el polvo que cubre la superficie de Marte, y que tiene pequeñas dunas originadas por las corrientes turbulentas que se generan cuando el viento choca contra esta roca. Exposición Marte 3d Página - 12-