10.3 Los planetas terrestres
Mercurio
Su superficie, fotografiada con detalle por la sonda Messenger entre 2011 y 2015 (figura 10.10), está repleta de cráteres de impacto. Una imagen suya puede confundirse con la Luna. El mayor de ellos es la cuenca Caloris (figura 10.11), con una serie de anillos concéntricos, pero no hay mares ni cráteres de gran tamaño.
Esto nos indica que Mercurio no tiene prácticamente nada de atmósfera que lo proteja de los pequeños cuerpos que caen hacia él, chocan con su superficie y producen esos cráteres. Lo cual es lógico porque es el menor de los planetas, su masa es reducida y, como consecuencia, su gravedad superficial (mucho menor que la terrestre) es insuficiente para retener a su alrededor los gases que, además, están muy calientes por su cercanía al Sol.
La presencia masiva de cráteres de impacto también permite deducir que el planeta no tiene erosión (pues no hay ni viento, ni lluvia) ni actividad geológica que pudiera borrarlos, no hay orogenias, ni levantamientos de nuevas montañas. Es decir que ya no tiene una temperatura interior suficiente como para que su manto rocoso sea fluido y provoque esos movimientos geológicos a gran escala. Lo cual también es debido a su pequeño tamaño porque los cuerpos menores se enfrían más rápido y así Mercurio ha disipado ya todo su calor de formación, el que se generó por las colisiones continuas que se produjeron en la gestación de cada uno de los planetas del sistema solar.
Otra característica destacada es la temperatura superficial: oscila brutalmente entre -180ºC y 450ºC. Resulta que su periodo de rotación es lentísimo (tarda 59 días en completar un giro sobre su eje). Además, la combinación de esta rotación con la traslación ocasiona que su día solar dure casi 189 días terrestres. Por tanto, un punto cualquiera de su superficie pasa mucho tiempo seguido iluminado (y calentado) por el Sol, que además está muy próximo, con lo que alcanzará una alta temperatura. Ese mismo punto también tendrá una “noche” muy larga y, sin una atmósfera que ayude a distribuir el calor, se enfriará hasta esos tremendos -180ºC.
Su densidad es algo mayor de la esperada, lo que puede explicarse suponiendo que tiene un núcleo metálico algo más grande que los otros planetas rocosos.
Ejercicio 10.2
Sitúa en estos ejes los cuatro planetas interiores y la Luna, según su radio y su densidad. ¿Qué es lo que puedes deducir del gráfico?
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| Mercurio | Venus | Tierra | Marte | Luna | |
| R (km) | 2.440 | 6.052 | 6.371 | 3.390 | 1.737 |
| d (g/cm3) | 5,43 | 5,24 | 5,5 | 3,9 | 3,34 |
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Venus
La densa atmósfera de dióxido de carbono, CO2, (figura 10.12) sólo nos deja ver sus nubes (formadas por gotas de ácido sulfúrico) y provoca un intenso efecto invernadero de forma que la temperatura es bastante uniforme y ronda los 480ºC (mayor que en Mercurio pese a estar más lejos). Dada la cercanía al Sol y la ausencia de un campo magnético protector, el viento solar debe expulsar parte de esa atmósfera que sería repuesta continuamente por el ligero vulcanismo remanente.
Las sondas Venera (1961 – 1984) fueron las primeras en posarse en su superficie y tomar fotos (figura 10.13).
La sonda Magallanes (1990-94) cartografió el planeta utilizando señales de radar (figuras 10.14 y 10.15). Su superficie es bastante plana, como una llanura de campos de lava (basalto) suavemente ondulada y, al parecer, formada toda ella al mismo tiempo en un episodio de feroz actividad volcánica hace unos 500 millones de años.
Las zonas más elevadas reciben el nombre de “continentes”, como Ishtar Terra (donde se encuentran las mayores alturas, los Montes Maxwell de 11.000 m) o Aphrodite Terra, aunque no hay agua líquida, desde luego, imposible con esas temperaturas.
Existen numerosos volcanes con alguna pequeña actividad residual, pero no hay tectónica de placas como en la Tierra; en el manto sí hay corrientes de convección pero no llegan a fragmentar la corteza.
Hay unos 1.000 cráteres de impacto, mucho menos que en la Luna o Marte, debido sin duda a su densa atmósfera que lo protege de la caída de meteoritos y a la relativa juventud de la corteza. El mayor es el Mead (280 km de diámetro).
Tiene una rotación retrógrada (eje volteado) y muy lenta, lo que causa que el día solar sea menor que el sidéreo (116 y 243 días). Las hipótesis explicativas de este tipo de rotación son catastrofistas (impacto) o gradualistas (pequeños cambios acumulativos).
La Tierra
El planeta azul presenta algunas peculiaridades: sus océanos de H2O, una atmósfera extraña, formada por nitrógeno (N2) y oxígeno (O2), gran actividad geológica y el hecho de ser el único en el que se ha desarrollado la vida inteligente.
En su superficie destaca la presencia de una hidrosfera (agua en estado líquido) que se recicla continuamente (evaporación, lluvias, ríos). Las principales rocas de la corteza son el basalto (en la oceánica) y el granito (en la continental). Se han identificado unos 200 cráteres de impacto, un número muy razonable teniendo en cuenta la protección de la atmósfera, la erosión y la renovación de las rocas de la corteza.
La atmósfera contiene un 78% de N2, 21% de O2 y algunos gases de invernadero (CO2, vapor de agua). Estos últimos permiten que la temperatura media sea de unos confortables 18ºC. Una composición insólita, que solo se explica por la acción biológica. Es una atmósfera dinámica, que se recicla continuamente (el oxígeno es retirado por la respiración de los seres vivos pero devuelto mediante la fotosíntesis; también el nitrógeno, el CO2 y el agua tienen sus ciclos de consumo y reposición).
El núcleo interno es metálico y sólido, a unos 5.000 K, pero hay un núcleo externo, también metálico, fundido y con movimientos convectivos, que son la causa del campo magnético. Sus líneas de fuerza forman una especie de “donut” alrededor de la Tierra (figura 10.17) llamado cinturón de Van Allen que dirigen las partículas cargadas del viento solar hacia los polos, donde ionizan los gases atmosféricos provocando el llamativo fenómeno de las auroras polares (figura 10.18).
La gran temperatura interior, debida fundamentalmente al calor producido en la formación del planeta y que aún se conserva en buena medida dado su gran tamaño, es suficiente para calentar también el manto rocoso, fundir sus materiales y provocar en él corrientes convectivas que son la causa de la poderosa maquinaria de reciclado litosférico, única en todo el sistema: la tectónica de placas.
La Luna
En la superficie de nuestro satélite se distinguen dos tipos de zonas: las tierras altas (de color muy claro y con muchos cráteres) y los maria (oscuros, menos cráteres, así llamados por su aparente parecido con los mares terrestres). En la cara oculta no hay casi maria.
Los cráteres (figura 10.19) son, desde luego, producto de impactos de meteoritos y los maria también son cuencas de impacto (producidas por objetos de gran tamaño) pero rellenas mucho después por basaltos muy fluidos (por eso el relleno horizontal, si hubieran sido más viscosos no serían tan llanos) con origen en el magma del manto lunar que alcanzó la superficie a través de fracturas.
Las rocas de la corteza son sobre todo brechas (pequeños fragmentos de roca unidos por un cemento): anortositas (silicatos con aluminio y calcio) en las tierras altas y basalto en los maria. Siempre se trata de rocas sin agua, deshidratadas. En la superficie estas rocas están pulverizadas por los numerosísimos microimpactos sufridos y forman como un polvo llamado regolito.
Dado su pequeño tamaño y, por tanto, su escasa gravedad (1/6 de la nuestra) carece totalmente de atmósfera; no hay nada que frene la caída de rocas interplanetarias sobre ella. Tiene rotación sincrónica (27,3 días, lo mismo que su traslación alrededor de la Tierra) lo que implica que veamos siempre la misma cara y nunca la otra, la oculta. Esta lenta rotación también provoca que un punto cualquiera de la superficie lunar esté iluminado por el Sol unos 15 días seguidos para después sumergirse en la “noche” otros 15 días lo que, unido a la ausencia de atmósfera que distribuya el calor, hace que la temperatura alcance valores extremos: desde -170ºC hasta 130ºC.
Su núcleo de hierro o sulfuros de hierro es pequeño (unos 400 km de radio) lo que explica la baja densidad lunar (3,4 g/cm3) y la ausencia de campo magnético. Por sus tamaños relativos (el radio lunar es el 27% del terrestre) se puede considerar al sistema Tierra-Luna más bien como un planeta doble.
Casi toda la comunidad científica acepta la teoría del Gran Impacto: hace unos 4.530 Ma (millones de años) con los planetas ya casi completamente formados, un protoplaneta (Theia, del tamaño de Marte) chocó contra la Tierra; el manto de Theia se desparramó pero quedó en órbita retenido por la gravedad terrestre y al poco acabó formando el satélite. Eso explica el pequeño núcleo lunar y su baja densidad.
El núcleo metálico del impactor se fundió con el de la Tierra.
Esa formación de la Luna implica un tremendo calor generado por las colisiones de los fragmentos: buena parte del manto lunar sería un océano de magma fundido que se iría enfriando y finalmente (4.400 millones de años atrás) ocasionaría una superficie sólida. Después vino el Bombardeo Tardío (4.000 – 3.900 millones de años) causante de las enormes cuencas de impacto y, más adelante, (3.800 – 3.200 millones de años) el calentamiento radiactivo del manto fundió de nuevo sus materiales y se produjo el relleno de las cuencas de impacto por basalto.
La Luna se formó a solo 25.000 km de distancia de la Tierra, pero, acelerada por las protuberancias mareales de nuestro planeta, se fue alejando rápidamente. Al rotar la Tierra en un día (mientras la Luna avanza por su órbita mucho más despacio, en 27,3 días) las protuberancias mareales (figura 10.21) tienden a “adelantarse” de forma que las fuerzas entre ellas y la Luna (flechas rojas) por un lado frenan algo la rotación terrestre y, por el otro, aceleran a la Luna.
La distancia media actual a nuestro planeta es de 384.400 km, pero va aumentando unos 4 cm cada año. La rotación terrestre era antes más rápida y nuestro día más corto y por tanto nuestro año tenía más días, como demuestra el registro fósil de algunos corales.
Marte
Es el planeta mejor estudiado. A finales del siglo XIX algunos astrónomos (como Giovanni Schiaparelli y Percival Lowell) creyeron haber descubierto en su superficie una red de canales de tal magnitud que solo podían ser obra de una civilización tecnológica; la prensa daba por descontado la existencia de “marcianos” y se preocupaba por su aspecto y por cómo serían nuestras relaciones con ellos.
Desde 1960 numerosas sondas espaciales lo han orbitado y fotografiado y, recientemente, varias se han posado en su superficie que ha sido recorrida con vehículos robotizados. Sus exploraciones, análisis y resultados son muy populares.
En la figura 10.24 se muestra el mapa de todo el planeta (se utiliza una proyección elíptica para poder mostrar su superficie al completo). Puede apreciarse que casi todo el hemisferio Norte está ocupado por una gran llanura, la cuenca Borealis, desprovista de cráteres. En cambio en el resto del planeta sí que abundan. Hay además algunas zonas altas, especialmente la meseta de Tharsis, donde se hallan varios grandes volcanes, entre ellos Olympus Mons de 21 km de altura (figura 10.25), el más alto de todo el Sistema Solar.
Hay algunas grandes cuencas de impacto (como Hellas) y un enorme cañón, el Valles Marineris (figura 10.26) de 4.500 km de longitud, 200 de anchura máxima y 11 de profundidad.
La distancia media actual a nuestro planeta es de 384.400 km, pero va aumentando unos 4 cm cada año. La rotación terrestre era antes más rápida y nuestro día más corto y por tanto nuestro año tenía más días, como demuestra el registro fósil de algunos corales.
El tono rojizo de la superficie se debe a la presencia de óxidos de hierro, lo que lleva a suponer que en algún tiempo remoto hubo agua abundante. Los casquetes polares están formados por hielos de agua y de CO2, y cambian de aspecto con las estaciones marcianas.
Es posible que buena parte de su superficie esté impregnada de agua helada. También se han detectado huellas de glaciares y de morrenas causadas por el movimiento de los hielos.
Hay muchos valles fluviales, algunos de gran tamaño que tuvieron que ser excavados por caudalosos ríos, aunque seguramente fueron efímeros, con enormes avalanchas de muy poco tiempo de duración; el agua procedería posiblemente del subsuelo helado.
Tiene una atmósfera muy tenue formada básicamente por CO2 y cantidades pequeñas de N2 y argón. Pero es una atmósfera muy polvorienta, dinámica, con grandes variaciones estacionales, vientos y tormentas de polvo. Así, hay abundantes campos de dunas y el color rojizo de su cielo es debido a las partículas de polvo en suspensión. Posiblemente tuvo en otros tiempos mayor densidad pero ha sido barrida por el viento solar.
La existencia de volcanes indica que, en algún momento, hubo actividad geológica importante pero no lo suficiente como para borrar grandes estructuras antiguas (las cuencas de impacto), cosa que sí ha sucedido en la Tierra. No hubo tectónica de placas pero los magmas ardientes del manto, al acercarse a la corteza pudieron fundir el hielo y provocar importantes corrientes de agua. Puede que durante algún tiempo hubiera un conjunto de lagos someros, o incluso un verdadero océano, en la Cuenca Borealis.
En resumen, el Marte primordial pudo tener una atmósfera densa cuyo efecto invernadero provocaría un clima moderado con agua líquida. Después se perdió la atmósfera, Marte se enfrió y el agua se helaría de manera que solo el calor interno residual (débil pero no nulo) causaría erupciones esporádicas que fundirían el hielo provocando breves pero intensas inundaciones.
Tiene dos satélites, Phobos y Deimos, ambos muy pequeños (unos 20 km) y de forma no esférica. Podrían ser asteroides capturados por la gravedad de Marte.