Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (24 page)

El supercontinente que recubre Venus parece ser llano, con algunos indicios de cráteres, pero no demasiados. La densa atmósfera puede haberlos erosionado y hecho desaparecer. Sin embargo, existen posiciones elevadas en el supercontinente, dos de ellas de gran tamaño.

En lo que en la Tierra sería la región ártica, en Venus es una amplia meseta, a la que se ha denominado Ishtar Terra, se halla la cordillera de los Montes Maxwell, con algunos picos que alcanzan alturas de más de 12.000 metros por encima del nivel general exterior de la meseta. Tales picos son muchísimo más altos que cualquier otra cumbre de las montañas de la Tierra.

En la región ecuatorial de Venus existe otra meseta aún mayor, a la que se ha llamado Aphrodite Terra. Pero sus principales elevaciones no alcanzan la altura de las de Ishtar Terra.

Resulta difícil decirse si alguna de las montañas de Venus son en realidad volcanes. Dos pueden serlo, por lo menos extintos, y uno de ellos, el Rhea Mons, se extiende por un área equivalente a la de Nuevo México.

La superficie de Mercurio no presenta los problemas de la de Venus. En Mercurio no existe atmósfera, ni tampoco capa de nubes. Sólo se necesita mandar una sonda.

El 3 de noviembre de 1973, se lanzó el
Mariner X
. Pasó muy cerca de Venus el 5 de febrero de 1974, desde cuyas vecindades remitió datos útiles, y luego prosiguió viaje hacia Mercurio.

El 29 de marzo de 1974, el
Mariner X
pasó a 718 kilómetros de la superficie de Mercurio. Luego avanzó hasta ponerse en órbita alrededor del Sol, de tal forma que realiza la revolución en 176 días, es decir, el doble del año de Mercurio. Esto le hace regresar a Mercurio en el mismo lugar anterior, puesto que, por cada uno de los circuitos del
Mariner X
alrededor del Sol, Mercurio completa dos. El 21 de setiembre de 1974, el
Mariner X
pasó por Mercurio por segunda vez, y el 16 de marzo de 1975 una tercera, llegando hasta unos 325 kilómetros de la superficie del planeta. Para entonces, el
Mariner X
había consumido el combustible que le mantenía en una posición estable, y a partir de ese instante careció ya de utilidad para posteriores estudios planetarios.

En sus tres pasadas, el
Mariner X
fotografío unas tres octavas partes de la superficie de Mercurio, y mostró un paisaje que se parecía mucho al de la superficie lunar. Había cráteres por todas partes, de hasta más de 200 kilómetros de diámetro. Sin embargo, Mercurio tiene muy pocos «mares». La región más grande y relativamente libre de cráteres tiene una longitud de 1.450 kilómetros. Se le ha llamado Caloris («calor»), porque se encuentra casi directamente debajo del Sol cuando Mercurio se halla en su aproximación más cercana
(perihelio)
a aquel cuerpo celeste.

Mercurio posee también largos acantilados, de más de 160 kilómetros de extensión y con alturas de hasta 2,5 kilómetros.

Marte es el cuarto planeta desde el Sol, el que está más allá de la Tierra. Su distancia media al Sol es de 234.000.000 de kilómetros. Cuando la Tierra y Marte se hallan en el mismo lado del Sol, los dos planetas se aproximan, en promedio, hasta los 83.000.000 de kilómetros uno de otro. Dado que la órbita de Marte es más bien elíptica, existen ocasiones en que Marte y la Tierra se hallan separados por sólo unos 48.000.000 de kilómetros. Tales aproximaciones tan cercanas tienen lugar cada treinta y dos años.

Mientras que el Sol y la Luna cambian sus posiciones más o menos firmemente, avanzando de Oeste a Este, contra el fondo estelar, los planetas poseen un movimiento más complicado. La mayor parte del tiempo, se mueven de Oeste a Este, en relación a las estrellas, de una noche a otra. En algunos puntos el movimiento de cada planeta se enlentece, llega a ser por completo la mitad y luego comienza a moverse «hacia atrás», de Este a Oeste. Este
movimiento retrógrado
nunca es tan grande como el movimiento hacia delante, por lo que, en conjunto, cada planeta de mueve de Oeste a Este y, llegado el momento, realiza un circuito completo en el firmamento. El movimiento retrógrado es mayor y más importante en el caso de Marte.

¿Por qué es esto así? La antigua descripción del sistema planetario con la Tierra como centro, tuvo grandes problemas para explicar el movimiento retrógrado. El sistema copernicano, con el Sol en el centro, lo explicó con facilidad. La Tierra, que se mueve en una órbita más próxima al Sol que la de Marte, tiene una distancia más corta que cubrir al completar su revolución. Cuando la Tierra se encuentra en el mismo lado del Sol, como lo está Marte, adelanta a Marte, por lo que éste
parece
moverse hacia atrás. La comparación del movimiento orbital de la Tierra con cualquiera de los otros planetas, explica todas las apariencias retrógradas, un factor de gran importancia que forzó la aceptación del sistema planetario con centro en el Sol.

Marte se encuentra más alejado del Sol que la Tierra, y recibe una luz solar de menor intensidad. Es un planeta pequeño, de sólo 6.965 kilómetros de diámetro (un poco más que la mitad del de la Tierra), y posee una atmósfera muy tenue que no refleja mucha de la luz que recibe. Por otra parte, tiene una ventaja en comparación con Venus. Cuando Venus se halla más cerca de nosotros, se encuentra entre nosotros y el Sol, y sólo podemos ver su lado oscuro. Sin embargo, Marte, cuando está más cercano a nosotros, está más allá de nosotros, al encontrarse más alejado del Sol, y vemos su lado iluminado (una especie de «Marte lleno»), lo cual se añade a su brillo. No obstante, ese brillo sólo se consigue cada treinta y dos años, cuando Marte se encuentra desacostumbradamente cerca. Cuando se halla en aquella parte de su órbita que lo coloca en el otro lado del Sol respecto de nosotros, está demasiado alejado y sólo posee el brillo como una estrella razonablemente luminosa.

A partir de 1580, el astrónomo danés Tycho Brahe realizó unas cuidadosas observaciones de Marte (sin telescopio, puesto que aún no se había inventado), a fin de estudiar sus movimientos y realizar unas predicciones más exactas de sus posiciones futuras. Tras morir Tycho, su ayudante, el astrónomo alemán Johannes Kepler, empleó esas observaciones para elaborar la órbita de Marte. Comprobó que debía abandonar la noción de órbitas circulares, que los astrónomos habían patrocinado durante 2.000 años y, en 1609, mostró que los planetas se movían en órbitas elípticas. La versión kepleriana del sistema planetario sigue vigente hoy e, indudablemente, en esencia, seguirá así para siempre.

Otra contribución básica de Marte al plan del Sistema Solar se produjo en 1673 (como ya he contado antes), cuando Cassini determinó el paralaje de Marte y, por primera vez, consiguió tener una idea acerca de las verdaderas distancias de los planetas.

Gracias al telescopio, Marte se convirtió en algo más que un punto de luz. En 1659, Christian Huyghens observó una marca oscura triangular a la que llamó Syrtis Maior (es decir, «gran ciénaga»). Al seguir esta marca, pudo mostrar que Marte giraba sobre su eje en unas 24,5 horas. (La cifra actual es la de 24,623 horas). Al estar más alejado del Sol que la Tierra, Marte posee una órbita más larga y viaja con más lentitud bajo la atracción gravitatoria del Sol. Tarda 687 días terrestres (1,88 años terrestres) en completar una revolución, o 668,61 días marcianos.

Marte es el único planeta que sabemos que tiene un período de rotación muy parecido al de la Tierra. Y no sólo eso sino que, en 1781, William Herschel mostró que el eje marciano estaba inclinado de una forma muy semejante al de la Tierra. El eje terrestre posee una inclinación de 23,45 grados desde la vertical, por lo que el hemisferio Norte está en primavera y verano cuando el Polo Norte se inclina hacia el Sol, y en otoño e invierno cuando el Polo Norte se inclina hacia el otro lado, mientras que el hemisferio austral tiene las estaciones invertidas, a causa de que el Polo Sur se inclina apartado del Sol cuando el Polo Norte se inclina hacia él, y viceversa.

El eje de Marte tiene una inclinación de 25,17 grados en relación a la vertical, como Herschel expresó al observar de cerca la dirección en que las marcas de Marte se movían al girar el planeta. Así, Marte posee estaciones lo mismo que la Tierra, excepto que cada estación dura casi dos veces más que las de la Tierra y, naturalmente, son más frías.

En 1784 se mostró otra semejanza, cuando Herschel observó que Marte tiene casquetes de hielo en sus polos norte y sur. En conjunto, Marte es más parecido a la Tierra que cualquier otro mundo que hayamos observado en el firmamento. A diferencia de la Luna y de Mercurio, Marte tiene una atmósfera (observada por primera vez por Herschel), pero no una atmósfera densa cargada de nubes como le ocurre a Venus.

La similaridad de Marte y la Tierra no se extiende a los satélites. La Tierra tiene un gran satélite, la Luna, pero Mercurio y Venus no poseen satélites en absoluto. También Marte pareció no tener satélites al principio. Por lo menos, más de dos siglos y medio de observación con telescopio no revelaron ninguno.

No obstante, en 1877, cuando Marte estaba realizando una de sus mayores aproximaciones a la Tierra, el astrónomo estadounidense Asaph Hall decidió investigar en las cercanías marcianas en busca de algún indicio de satélites. Dado que hasta entonces no se les había encontrado, creyó que debían de ser muy pequeños y hallarse muy cerca de Marte, con lo que, probablemente, los oscurecía la luz del planeta.

Noche tras noche, prosiguió sus observaciones y el 11 de agosto de 1877, decidió dejarlo. Su mujer, Angelina Stickney Hall, le urgió para que lo intentara una noche más, y en aquella noche en particular descubrió dos diminutos satélites cercanos a Marte. Los llamó Fobos y Deimos por el nombre de los hijos de Marte en la mitología. (Los nombres significan «miedo» y «terror», muy apropiados para los hijos del dios de la guerra.)

Fobos, el más interior de los dos satélites, se encuentra a tan sólo 9.585 kilómetros del centro de Marte y, por lo tanto, a 6.100 kilómetros por encima de la superficie marciana. Completa un giro alrededor de su pequeña órbita en 7,65 horas, o menos de una tercera parte del tiempo que emplea Marte en girar sobre su eje, por lo que mientras Fobos realiza su carrera, continuamente se adelanta respecto de la superficie de Marte. Por tanto, Fobos sale por el Oeste y se pone por el Este cuando se le observa desde Marte. Deimos, el más alejado de los dos satélites, se halla a más de 24.000 kilómetros del centro de Marte y completa una revolución en torno del planeta en 30,3 horas.

Como los satélites eran demasiado pequeños para mostrar algo más que unos puntos de luz con los mejores telescopios, durante un siglo después de su descubrimiento, no se supo nada más acerca de ellos, excepto su distancia desde Marte y sus tiempos de revolución. Dada la distancia y el movimiento de los satélites, resultó fácil calcular la fuerza del campo gravitatorio de Marte y, por ende, su masa. Marte demostró poseer casi exactamente una décima parte de la masa de la Tierra, y la gravedad de su superficie era sólo tres octavas partes de la de la Tierra. Una persona que pese 68 kilos en la Tierra, pesaría sólo 25,5 kilos en Marte.

Sin embargo, Marte es un mundo claramente más grande que la Luna. Posee 8,7 veces la masa de la Luna, y la gravedad en la superficie de Marte es 2,25 veces la de la Luna. Hablando
grosso modo
, Marte es en este aspecto algo intermedio entre la Luna y la Tierra. (Venus y Mercurio, al carecer de satélites, no puede calcularse su masa con tanta facilidad. Sabemos ahora que la masa de Venus es cuatro quintas partes de la de la Tierra, y la de Mercurio una octava parte. Mercurio, con tan sólo la mitad de la masa de Marte, es el más pequeño de los ocho planetas principales.)

Al conocer el tamaño y la masa de un mundo, podemos calcular con facilidad su densidad. Mercurio, Venus y la Tierra tienen todos densidades cinco veces superiores a la del agua: 5,48, 5,25 y 5,52, respectivamente. Son mucho más de lo esperable si tales mundos estuviesen formados sólo por sólida roca, y cada planeta, por lo tanto, se cree que posee un núcleo metálico. (Este tema será esbozado con mayores detalles en el capítulo siguiente.)

La Luna tiene una densidad de 3,34 veces la del agua y puede estar formada sólo por materiales rocosos. Marte es algo intermedio. Su densidad es de 3,93 veces la del agua, y es posible que posea un pequeño núcleo metálico.

Resultó natural que los astrónomos intentasen trazar el mapa de Marte, bosquejar las pautas oscuras y luminosas y los lugares y rasgos de su superficie. Esto pudo hacerse bien respecto de la Luna, pero Marte, incluso en su momento más cercano, se halla 150 veces más alejado de nosotros que la Luna, y posee una tenue aunque oscurecedora atmósfera, de la que carece la Luna.

Sin embargo, en 1830, un astrónomo alemán, Wilhelm Beer, que había estado haciendo en detalle el mapa de la Luna, volvió su atención a Marte. Realizó el primer mapa de Marte que mostró una pauta de oscuridad y claridad. Dio por supuesto que las áreas oscuras debían de ser agua y las zonas claras tierra. El problema fue que otros astrónomos trataron también de hacer el mapa, y cada astrónomo consiguió uno diferente.

Sin embargo, el que tuvo más éxito de todos los cartógrafos de Marte fue Schiaparelli (que más tarde, y equivocadamente, fijó la rotación de Mercurio en ochenta y ocho días). En 1877, durante la máxima aproximación de Marte, que hizo posible que Hall descubriese sus dos satélites, Schiaparelli trazó un mapa de Marte que parecía muy diferente de cualquier otro que se hubiese realizado hasta entonces. Sin embargo, esta vez los astrónomos se mostraron de acuerdo. Los telescopios habían ido mejorando considerablemente, y ahora todos veían, más o menos, lo mismo que Schiaparelli, y el nuevo mapa de Marte duró cerca de un siglo. Para las diferentes regiones marcianas, Schiaparelli les dio nombres extraídos de la mitología y geografía de la antigua Grecia, Roma y Egipto.

Al observar Marte, Schiaparelli se fijó en que había unas delgadas líneas negras que conectaban las zonas oscuras más grandes de la misma forma que los estrechos o los canales conectan dos mares. Schiaparelli llamó a esas líneas
canales
, empleando la palabra italiana
canali
para este propósito, aunque en su vertiente de fenómeno natural, más que como una cosa artificial.