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ıllıllı Vida en Marte: descubrimiento de agua líquida y salada (Nasa)


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La Agencia Espacial de E.U. (NASA) ha anunciado este lunes que ha hallado las "pruebas más solidas" hasta la data de la existencia de agua líquida en la superficie actual de M., un descubrimiento que ha calificado de "alucinante".

"Bajo ciertas circunstancias, podemos decir que hemos hallado agua en M.", ha afirmado el directivo de ciencia planetaria de la agencia, Jim Green.

Los descubrimientos se fundamentan en la investigación de los científicos Lujendra Ojha, del Instituto de Tecnología de Georgia, Mary Beth Wilhelm, del Centro de Investigación de la NASA en Moffett Field, en California, y Alfred McEwen, estudioso primordial del Experimento Científico de Imágenes en Alta Resolución de la Universidad de Arizona, que terminan de publicar sus desenlaces en la gaceta Scientific Reports-Nature.

Los 3 científicos aseguran que los análisis de imágenes recogidas por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, lanzada en dos mil cinco, prueban que las rayas oscuras que aparecen por temporadas en la superficie de M. corresponden a agua salobre que fluye por las laderas marcianas.

Hay "patentiza fantasmal" de que las líneas en 4 lugares diferentes de la superficie de M. "confirman la hipótesis" de que se deben a la "actividad actual de agua salobre", aseguran en el estudio los estudiosos, que se presentará esta semana en el Congreso de Ciencia Planetaria Europeo, que se festeja en Nantes.

La confirmación de la existencia de agua hoy en día en M. provoca preguntas sobre su procedencia y sobre sus posibles implicaciones pasadas o bien futuras con respecto a la generación de vida en el planeta colorado, en tanto que el agua líquida es un requisito para la vida como la conocemos.

Un océano hace cuatro mil quinientos millones de años Los científicos de la NASA ya habían determinado que M. tuvo un océano hace unos cuatro mil quinientos millones de años que ocupó el diecinueve por ciento  del planeta, y que podría ocultar bajo su superficie un depósito de agua o bien de hielo, mas la investigación de Ojha, Wilhelm y McEwen añade nuevos datos en este sentido.

Complemento Informativo General:

M. es el cuarto planeta del Sistema Solar más próximo al Sol. Llamado de esta manera por el dios de la guerra de la mitología romana M., recibe en ocasiones el apodo de planeta colorado debido a la apariencia rojiza que le proporciona el óxido de hierro que domina su superficie.

Tiene una atmosfera delgada formada por dióxido de carbono, y 2 satélites: Fobos y Deimos. Es parte integrante de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más distanciado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más similar a la Tierra.

Si bien en apariencia podría parecer un planeta fallecido, no lo es. Sus campos de dunas prosiguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e inclusive semeja que existen algunos pequeños flujos estacionales de agua.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de M. en el cielo. Los datos sobre el movimiento reaccionario aparente (los llamados "nudos") dejaron a Kepler encontrar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Es parte integrante de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que jamás pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porción alumbrada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es simple de probar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-M., el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde M..

Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para M., este ángulo de fase no es jamás mayor de 42°, y su aspecto de disco jorobado es equivalente al que presenta la Luna tres,5 días tarde o bien temprano de la Luna llena. Esta fase, perceptible con un telescopio de apasionado, no consiguió ser vista por Galileo, quien solo supuso su existencia.

Tiene forma levemente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de seis mil setecientos noventa y cuatro km y polar de seis mil setecientos cincuenta km. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01, 3 veces mayor que el de la Tierra.

A raíz de este achatamiento, el eje de rotación está perjudicado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es un par de veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en M..

Con este diámetro, su volumen es de quince centésimas el terrestre y su masa únicamente de once centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: tres,94 con relación a el agua. Un cuerpo transportado a M. pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.

Se conoce con precisión lo que tarda la rotación de M. dado a que las máculas que se observan en su superficie, oscuras y bien acotadas, son geniales puntos de referencia. Fueron observadas por vez primera en mil seiscientos cincuenta y nueve por Christiaan Huygens que asignó a su rotación la duración de un día.

En mil seiscientos sesenta y seis, Giovanni Cassini la fijó en veinticuatro h cuarenta min, valor muy aproximado al auténtico. Trescientos años de observaciones de M. han dado por desenlace establecer el valor de veinticuatro h treinta y siete min veintidos con siete s para el día sideral (el periodo de rotación de la Tierra es de veintitres h cincuenta y seis min cuatro,1 s). M. rota en sentido antihorario, como la Tierra.

De la duración del día sideral se infiere que el día solar tiene en M. una duración de veinticuatro h treinta y nueve min treinta y cinco con tres s.

El día solar medio o bien tiempo entre 2 pasos sucesivos del Sol medio por el meridiano del sitio, dura veinticuatro h cuarenta y uno min dieciocho,6 s. El día solar en M. tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable. Sin embargo, en M. la alteración es mayor por su elevada excentricidad.

Para mayor comodidad operativa, los responsables de las misiones estadounidenses de exploración de M. a través de sondas robóticas han decidido unilateralmente entregar al día marciano el nombre de sol, a pesar de tener otros significados en otros idiomas ("suelo" en francés; o bien el nombre de nuestra estrella en de España).

Una investigación publicado en el mes de septiembre de dos mil trece, basado en los datos recogidos por el rover Curiosity, asevera que en la superficie de M. habría entre un uno con cinco y un tres  por ciento  de agua.

A lo largo del tiempo se han efectuado abundantes descubrimientos de rastros que sugieren la probable existencia de agua anteriormente. Una investigación publicado en dos mil quince por la NASA concluyó que hace cuatro mil trescientos millones de años y a lo largo de mil quinientos millones de años, el planeta tuvo un extenso océano en el hemisferio norte, con un volumen mayor que el del Ártico, suficiente para cubrir todo el territorio marciano con ciento treinta m de agua.

En las imágenes tomadas por la sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter, se advirtieron vetas superficiales descendentes con alteraciones estacionales en las colinas marcianas, lo que se interpretó como el rastro más prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida en el planeta.

El catorce de febrero de dos mil catorce, en fotografías tomadas por los orbitadores marcianos, se observaron pruebas de que existen flujos de agua en las llamadas líneas de pendiente recurrentes (RSL, iniciales en inglés).

El veintiocho de septiembre de dos mil quince, a lo largo de una rueda de prensa, la NASA anunció que había hallado pruebas sólidas de que el agua líquida, seguramente mezclada con sales percloradas, fluye intermitentemente por la superficie de M.

En el último mes del año de dos mil trece, se anunció la posibilidad de que hace unos tres mil seiscientos millones de años, en la llamada Bahía Yellowknife, en el cráter Gale, cerca del ecuador del planeta, habría existido un lago de agua dulce que pudo cobijar algún género de vida microbiana.

La posibilidad de agua en M. está condicionada por múltiples aspectos físicos. El punto de ebullición depende de la presión y si esta es exageradamente baja, el agua no puede existir en estado líquido.

Eso es lo que sucede en Marte: si ese planeta tuvo rebosantes cursos de agua fue por el hecho de que contaba asimismo con una atmosfera considerablemente más espesa que daba asimismo temperaturas más elevadas.

Al desvanecerse la mayoría de esa atmosfera en el espacio, y reducir de este modo la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de M.. Ahora bien, sobrevive en la atmosfera, en estado de vapor, si bien en escasas des, tal como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.

Todo deja suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, en cuanto al resto, es común en las zonas friísimas de la Tierra. En torno de determinados cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya capacitación únicamente puede ser explicada aceptando que el suelo de M. está congelado.

Asimismo se dispone de fotografías de otro género de accidente del relieve de manera perfecta explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.

Se halla asimismo en paredes de cráteres o bien en vales profundos donde no incide jamás la luz solar, accidentes que semejan acantilado formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.

La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua afín a un acuífero.

En verdad, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandes glaciares sepultados con extensiones de docenas de quilómetros y profundidades del orden de 1 quilómetro, los que se extienden desde los barrancos y las laderas de las montañas y que se encuentran a latitudes más bajas de lo aguardado. Esa sonda asimismo ha descubierto que el hemisferio norte de M. tiene un mayor volumen de agua helada.

Otra prueba en favor de la existencia de grandes cantidades de agua anteriormente marciano, en la manera de océanos que cubrían un tercio del planeta ha sido dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el que ha acotado lo que semeja ser las líneas de costa de 2 viejos océanos.

Asimismo sobrevive agua marciana en la atmosfera del planeta, si bien en proporción tan mínima (0,01  por ciento ) que, de condensarse absolutamente sobre la superficie de M., formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería más o menos de la centésima una parte de un milímetro.

Pese a su escasez, ese vapor participa de un ciclo anual. En M., la presión atmosférica es tan baja que el vapor se coagula en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva nuevamente sobre ese límite el hielo se sublima, transformándose en vapor sin pasar por el estado líquido.

El análisis de ciertas imágenes muestra lo que semejan ser gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su aterrizaje.

 

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