ESA - Explorando el subsuelo de Marte

Sección de las tierras altas del sur de Marte
A radar view of the southern highlands of Mars, captured by the Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding (MARSIS) instrument on ESA’s Mars Express. The radar track covers 5580 km and features the Hellas Basin at the far right, and the south polar ice cap with its associated layered deposits just left of centre.
The gap to the left of the south pole is an artificial effect due to a distortion in the measurements; it does not correspond to any geological feature.
The image was first highlighted by The Planetary Society’s blogger Bill Dunford, in his Exploring ten years’ worth of Mars Express Data entry featured in June.
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Sección de las tierras altas del sur de Marte

12 agosto 2013

Marte oculta secretos que no podemos ver a simple vista, pero el radar de la sonda europea Mars Express nos permite estudiar lo que esconde a varios kilómetros bajo su superficie.

El radar de Mars Express emite pulsos de baja frecuencia hacia el planeta, y analiza el eco producido cuando rebotan contra cualquier tipo de superficie.

Si bien la mayoría de los pulsos se reflejan contra la superficie del planeta, algunos logran penetrar en el subsuelo hasta que se encuentran con las superficies que separan las capas de distintos materiales, como rocas, agua o hielo.

Al analizar la intensidad y la fase de los ecos que regresan al instrumento, Mars Express es capaz de determinar a qué profundidad se encuentran las distintas capas del subsuelo.

Esta imagen radar muestra un corte de 5.580 kilómetros de longitud a través de las tierras altas del sur de Marte, y fue creada poco después de que el instrumento MARSIS (Radar Avanzado para la Investigación de la Ionosfera y del Subsuelo de Marte) entrase en servicio en el año 2005.

En la parte derecha destaca la inmensa Hellas Planitia. Esta cuenca de 7 kilómetros de profundidad y 2.300 km de diámetro es uno de los mayores cráteres de impacto del Sistema Solar.

El pico brillante a la izquierda del centro de la imagen es el polo sur de Marte, y es aquí donde el radar demuestra todo su potencial, desvelando varias capas de polvo y hielo ocultas bajo el casquete de agua y dióxido de carbono congelados.

Estas formaciones, conocidas como los Depósitos Estratificados del Polo Sur, se extienden hasta una profundidad de 4 kilómetros. Se piensa que son el resultado de los distintos ciclos de cambio climático que sufrió Marte, que provocaron variaciones en la sedimentación del polvo y del hielo.

Gracias al radar de Mars Express, los científicos han calculado que estos depósitos estratificados contienen suficiente agua como para cubrir todo el planeta con una capa líquida de 11 metros de profundidad.

RELATED IMAGES

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  Virtual ‘slice’ through icy layered deposits near Mars' south pole

  Released: 16/03/2007

  
  
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  Topographic divide between the Martian highlands and lowlands

 ESA

Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui

ayabaca@gmail.com

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Astronomía: Mars Express desvela la historia de la actividad volcánica en Marte

Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., Las medidas del campo gravitatorio de Marte realizadas por la sonda europea Mars Express durante los últimos cinco años dan pistas sobre lo que se encuentra debajo de los volcanes más grandes del Planeta Rojo. Este estudio concluye que la lava se volvió más densa con el paso del tiempo y que el espesor de la corteza marciana no es uniforme a lo largo de la región de Tharsis

Shaded relief image of Tharsis Montes and Olympus Mons derived from Mars Orbiter Altimeter data which flew on board NASA’s Mars Global Surveyor. The new data suggest that Tharsis Montes formed one by one, starting with Arsia Mons, possibly by the movement of a single mantle plume moving under the surface.
Credits: NASA

Olympus Mons colour-coded according to height from white (highest) to blue (lowest), based on images captured by the High Resolution Stereo Camera (HRSC) on board ESA’s Mars Express. The new data find that Olympus Mons is built on a rigid lithosphere whereas the nearby Tharsis Montes partially sank into a less rigid lithosphere, suggesting that there were large spatial variations in the heat flux from the mantle at the time of their formation.
Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Mars Express desvela la historia de la actividad volcánica en Marte

27 abril 2012

Las medidas del campo gravitatorio de Marte realizadas por la sonda europea Mars Express durante los últimos cinco años dan pistas sobre lo que se encuentra debajo de los volcanes más grandes del Planeta Rojo. Este estudio concluye que la lava se volvió más densa con el paso del tiempo y que el espesor de la corteza marciana no es uniforme a lo largo de la región de Tharsis.

Este estudio se basa en los datos recogidos por la sonda Mars Express de la ESA cuando sobrevolaba el ‘abultamiento’ volcánico de Tharsis en el periápside de su órbita, a unos 275-330 km sobre la superficie del terreno, y en las medidas realizadas por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA.

En la región conocida como el ‘abultamiento de Tharsis’ se encuentran el Monte Olimpo – el volcán más alto del Sistema Solar, con una elevación de 21 km sobre el terreno – y, formando una línea recta, los tres Montes de Tharsis, de menor tamaño.Se piensa que esta región presentaba actividad volcánica hace unos 100-250 millones de años, relativamente poco en una escala de tiempo geológico.

La inmensa masa de los volcanes desvía ligeramente la trayectoria de Mars Express cada vez que los sobrevuela. Estas perturbaciones se pueden medir desde las estaciones de seguimiento en tierra, y están directamente relacionadas con variaciones en la densidad del planeta.

La alta densidad de los volcanes indica que están formados por rocas basálticas, resultado que concuerda con la composición de los meteoritos procedentes de Marte que alcanzan la superficie terrestre.

Estos resultados también revelan que la densidad de la lava no permaneció constante durante el proceso de formación de los tres Montes de Tharsis. Empezaron a formarse con lavas andesíticas de baja densidad, que pueden estar relacionadas con la presencia de agua, para luego cubrirse de lavas basálticas de mayor densidad, material que conforma la capa más externa de la corteza marciana.

“Al combinar esta información con la altura de cada uno de los volcanes, podemos deducir que el Monte Arsia es el más antiguo de los tres, luego se formó el Monte Pavonis y finalmente el Monte Ascraeus”, explica Mikael Beuthe, del Real Observatorio de Bélgica y autor principal del artículo publicado en el Journal of Geophysical Research.

“No obstante, la densidad de la lava volvió a disminuir en el Monte Ascraeus, cuya cumbre es de menor densidad que el resto del volcán”.

Estas transiciones podrían reflejar cambios en el proceso de calentamiento bajo la superficie de Marte, originados por una única pluma del manto – un afloramiento de magma más caliente de lo habitual, procedente de una región más profunda del manto viscoso, en un proceso similar al que podemos observar en una lámpara de lava – que se fue desplazando lentamente, formando uno a uno cada uno de los tres Montes de Tharsis. Este es el proceso opuesto al que tiene lugar en la Tierra, donde las placas de la corteza se desplazan sobre una pluma inmóvil dando lugar a cadenas de volcanes, como las islas de Hawái.

Estos resultados también ofrecen información sobre el espesor de la litosfera – la capa más externa del planeta, formada por la corteza y por el manto superior – desvelando sorprendentes variaciones entre el Monte Olimpo y los Montes de Tharsis. Los tres volcanes cuentan con una ‘raíz’ subterránea mucho más densa que el Monte Olimpo.
Estas ‘raíces’ pueden corresponderse con densos depósitos de lava solidificada, o con una antigua red de cámaras magmáticas.

“La ausencia de una raíz de alta densidad bajo el Monte Olimpo indica que éste se formó sobre una litosfera más rígida, que evitó que se hundiese parcialmente, como sucede con los otros tres volcanes”, explica Veronique Dehant, coautora de la publicación. “Esto nos indica que el flujo de calor procedente del manto no era uniforme en la región cuando se formaron estos cuatro volcanes”.

Los tres Montes de Tharsis se encuentran sobre el abultamiento de Tharsis, mientras que el Monte Olimpo está ubicado en una de sus laderas. El mayor espesor de la corteza marciana en el centro del abultamiento podría haber actuado como una capa aislante, aumentando la temperatura y provocando la pérdida de rigidez de la litosfera. En este lugar el magma tuvo que interactuar con los materiales que forman el abultamiento, mientras que en el Monte Olimpo sólo tuvo que atravesar la capa de la corteza sobre la que también se asienta el abultamiento. Esto podría explicar las diferencias en la densidad de los volcanes.

“Estos resultados muestran que los datos sobre el interior de Marte son fundamentales para comprender la evolución del Planeta Rojo”, explica Olivier Witasse, Científico del Proyecto Mars Express para la ESA. “Sería interesante desplegar una red de sensores sísmicos en una futura misión de exploración, para analizar el interior del planeta”.

Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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Astronomy: Designing the interplanetary web

Hi My Friends: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., Reliable Internet access on the Moon, near Mars or for astronauts on a space station? How about controlling a planetary rover from a spacecraft in deep space? These are just some of the pioneering technologies that ESA is working on for future exploration missions.Download:
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Artist's impression of Mars Express
Credits: Alex Lutkus
Networking in space: Mars Express

Reliable Internet access on the Moon, near Mars or for astronauts on a space station? How about controlling a planetary rover from a spacecraft in deep space? These are just some of the pioneering technologies that ESA is working on for future exploration missions. What do observation or navigation satellites orbiting Earth have in common with astronauts sending images in real time from the International Space Station? They all need to send data back home. And the complexity of sharing information across space is set to grow.
In the future, rovers on Mars or inhabited bases on the Moon will be supported by orbiting satellite fleets providing data relay and navigation services. Astronauts will fly to asteroids, hundreds of millions of kilometres from Earth, and they’ll need to link up with other astronauts, control centres and sophisticated systems on their vessels.
All of these activities will need to be interconnected, networked and managed.

ESA's 35 m-diameter deep-space dish antenna, DSA-2, is located at Cebreros, near Avila, Spain, as part of the ESTRACK network.

Credits: Cebreros
Supporting future exploration “We are researching how today’s technical standards for devices like mobile phones, laptops and portable computers can be applied to a new generation of networked space hardware,” says Nestor Peccia, responsible for ground segment software development at ESA’s Operations Centre in Darmstadt, Germany.
“But our future focus goes well beyond just networking; we’re looking at how agencies like ESA and NASA cooperate in orbit and how to interchange data in real time between different organisations’ spacecraft and ground stations, as well as reliable technical standards for spacecraft navigation and flight control.” Open technical standards through cooperation Since 1982, experts from ESA, NASA and other major space organisations and industry have met periodically to develop new, open data communication standards as part of the Consultative Committee for Space Data Systems. Developing standards for space hardware and data interchange for space agencies, commercial spaceflight companies and satellite manufacturers promises to pay off even in the short term.
In the future, inter-satellite communication requirements are predicted to grow, and spacecraft should be capable of establishing powerful radio links with each other – even while orbiting Mars at thousands of kilometres per hour. In May 2008, ESA’s Mars Express served as a crucial data relay node for NASA’s Phoenix lander during descent and landing on the Red planet. Mars Express is set to repeat the feat in August with NASA’s Mars Science Laboratory.
ESOC profile video clip
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Eurobot giving a hand to astronaut.
The Eurobot Ground Prototype (EGP) and Aouda.X spacesuit mockup were tested in the Mars-like terrain of Spain's Rio Tinto mines in April 2011.
The field test campaign was organised by Austrian Space Forum (ÖWF) together with ESA and Prof. Felipe Gomez from the Centro de AstroBiologia institute in Madrid.

Credits: ESA / ÖWF / P. Santek
Astronaut–machine interfaces at Mars In October, ESA astronaut André Kuipers on the International Space Station will practise remotely controlling a test rover located at ESA’s Operations Centre to simulate orbiter–rover communication links at a planet like Mars.
This, too, requires robust communication links to allow astronauts, robots and control centre to work efficiently together.
“Setting technical standards and communication system architecture isn’t the most high-profile part of space exploration, but it’s absolutely vital for ensuring that the high-profile efforts – like sending an astronaut to Mars – will work as planned when that time comes,” says Nestor. These and other topics are set to be discussed at the CCSDS conference in Darmstadt on 16–19 April, which will bring together international space organisations from 20 spacefaring nations including ESA, NASA, ASI, CNES, Roscosmos, DLR and JAXA.
More information via CCSDS – Darmstadt
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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Astronomía: Los cráteres de subsidencia de Marte podrían albergar vida

Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., Esta semana la sonda Mars Express de la ESA nos muestra varias cadenas de cráteres de subsidencia en la falda de uno de los mayores volcanes del Sistema Solar. Dependiendo de cómo se hayan formado, podrían llegar a ser un lugar muy tentador para buscar vida microbiana en el Planeta Rojo.Download:
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Tractus Catena is shown here in a computer generated perspective view. The image was created using data obtained from the High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express spacecraft. The pits seen in the background show hints of layered bedrock in the upper walls of each depression.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Esta semana la sonda Mars Express de la ESA nos muestra varias cadenas de cráteres de subsidencia en la falda de uno de los mayores volcanes del Sistema Solar. Dependiendo de cómo se hayan formado, podrían llegar a ser un lugar muy tentador para buscar vida microbiana en el Planeta Rojo. Estas imágenes, tomadas el 22 de junio de 2011, muestran las formaciones de Tractus Catena, en el cuadrángulo de Arcadia. Esta zona forma parte de la extensa región de Tharsis, en la que también se encuentra un grupo de enormes volcanes, entre los que destacan los tres conocidos como Montes de Tharsis. Al norte descansa el Monte Alba o Alba Patera, uno de los volcanes más grandes del Sistema Solar en términos de superficie y volumen.
Las fosas de Tractus Catena parten de la ladera sudeste del Monte Alba, y están formadas por largas cadenas de depresiones circulares que se extienden a lo largo de fracturas en la corteza marciana.
Las cadenas de cráteres de subsidencia podrían tener un origen volcánico. En ocasiones, la colada de lava emitida por un volcán empieza a solidificar en superficie, creando un tubo por el que continúa fluyendo la lava fundida.

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A wider contextual image of the Tractus Catena region showing the surrounding fossae and the large shield volcano Ascraeus Mons, discovered by Mariner 9 in 1971.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Cuando cesa la actividad volcánica, el tubo se vacía, dejando tras de sí una cavidad subterránea. Con el paso del tiempo, el techo de la cavidad puede llegar a derrumbarse, formando depresiones circulares en la superficie del terreno. En la Tierra, se pueden ver ejemplos de este fenómeno en la falda del volcán Kilauea, en Hawái. En la Luna, el cañón Hadley - visitado por la tripulación del Apolo 15 en 1971 - podría haberse formado de forma similar hace miles de millones de años.Download:
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Tractus Catena in monochrome from the nadir channel on the HRSC camera on Mars Express. The resolution in this image is 20 m/pixel.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Estas cadenas también podrían tener su origen en los esfuerzos internos de la corteza marciana, que habrían dado lugar a largas depresiones paralelas conocidas como fosas tectónicas. Con frecuencia, estas fosas están asociadas con fenómenos de subsidencia.
Pero sin duda, la hipótesis más drástica es la que apunta a la acción de las aguas subterráneas. Aquí en la Tierra tenemos muchos ejemplos de estructuras similares en los paisajes kársticos – cuyo nombre hace referencia a la región caliza que se extiende entre Eslovenia e Italia, donde se estudió este fenómeno por primera vez.
Uno de los ejemplos más famosos en nuestro planeta es la red de cenotes de la península del Yucatán, en México. Estos profundos pozos naturales dejan sus aguas al descubierto cuando se derrumba el techo de una cavidad de origen kárstico.
Esta teoría es la más interesante desde el punto de vista de la búsqueda de vida microbiana en Marte. Si los cráteres de subsidencia son el resultado del colapso de cavidades subterráneas, estas formaciones también podrían haber protegido a ciertos microorganismos de las condiciones extremas de la superficie de Marte.
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Tractus Catena in a colour-coded plan view based on a digital terrain model of the region, from which the topography of the landscape can be derived.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
La exploración robótica de la superficie de Marte indica que la radiación allí es unas 250 veces más intensa que en la Tierra, duplicando los niveles a los que están expuestos los astronautas a bordo de la Estación Espacial Internacional. Si esta cadena de cráteres está asociada a un sistema de cuevas, en un futuro podrían servir de refugio a los astronautas que exploren el Planeta Rojo.
Independientemente de cómo se hayan formado, estas cadenas de cráteres de subsidencia ilustran una vez más las múltiples similitudes entre los procesos geológicos de Marte y de la Tierra, y proponen interesantes objetivos para las futuras misiones de exploración.
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Tractus Catena from the nadir and colour channels, combined to form a natural colour view of the region. The pit-chains have analogues on both Earth and the Moon, with the Mexican Cenotes being one of the most famous and dramatic examples on Earth. On the Moon, Hadley Rille, visited by Apollo 15 in 1971, is believed to have formed from the collapse of a lava tube billions of years ago.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Download:
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Tractus Catena was imaged during orbit 9538 of Mars Express by the HRSC camera. Centred at around 23°N and 103°W, this 3D image has a ground resolution of about 22 m per pixel. It combines data from HRSC’s nadir channel and one stereo channel to produce this 3D image. Stereoscopic glasses, using red-green or red-blue filters are required to see the 3D effect. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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ASTRONOMY: Mars Express reveals wind-blown deposits on Mars

Hi My Friends: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., New images from ESA’s Mars Express show the Syrtis Major region on Mars. Once thought to be a sea of water, the region is now known to be a volcanic province dating back billions of years.A wider contextual image of Syrtis Major. The smaller rectangle shows the region covered in this Mars Express HRSC image release. Credits: NASA MGS MOLA Science Team

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A wider contextual image of Syrtis Major. The smaller rectangle shows the region covered in this Mars Express HRSC image release.

Credits: NASA MGS MOLA Science Team

Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express collected the data for this image on 8 June 2011 during orbit 9487. The image has a ground resolution of approximately 19 m per pixel. The image size is approximately 90x180 km.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)Syrtis Major is a volcanic province on Mars. This image from the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express orbiter shows lava flows in box 1. Filled craters and partly filled craters can be seen in box 2. The prevailing wind direction can be judged from the dispersal of the lighter-toned material. The smaller craters illustrate this clearly. The largest crater in the picture, highlighted in box 3, has a small central peak and contains a small dune field of darker-toned dunes. ESA’s Mars Express collected the data for this image on 8 June 2011 during orbit 9487. The image has a ground resolution of approximately 19 m per pixel.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The image was created using a Digital Terrain Model (DTM) obtained from the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express spacecraft. Elevation data from the DTM is colour coded: purple indicates the lowest-lying regions and grey the highest. The scale is in metres. The data for these images were collected on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. It was derived from the nadir channel, which provides the highest detail of all the channels. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Some ancient lava flow fronts are seen in the foreground and a lighter-toned butte is emerging on the right. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Some ancient lava flow fronts are seen in the foreground and a lighter-toned butte is emerging on the right. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Some ancient lava flow fronts are seen in the foreground and a lighter-toned butte is emerging on the right. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The images have a ground resolution of approximately 19 m per pixel. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Some ancient lava flow fronts are seen in the foreground and a lighter-toned butte is emerging on the right. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Syrtis Major, discovered in 1659 by Christaan Huygens, is a volcanic province on Mars. The image is centred on approximately 16°N/73°E. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 8 June 2011 during orbit 9487. The image combines data from the nadir channel and one stereo channel to produce this 3D image. Stereoscopic glasses are required to see the 3D effect. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
New images from ESA’s Mars Express show the Syrtis Major region on Mars. Once thought to be a sea of water, the region is now known to be a volcanic province dating back billions of years. Syrtis Major can be spotted from Earth even with relatively small telescopes – the near-circular dark area on the planet stretches over 1300 x 1500 km.
Christiaan Huygens discovered this area in 1659 and by repeated observations he used it to time the length of day on Mars.
Early ideas held that it was a sea with a water level that rose and fell, causing the markings to change.
Now, however, we know that the region is volcanic in origin, devoid of water and that the changes in its shape are due to dust and sand being blown around in the wind.
Newly released images of a part of Syrtis Major seen from ESA’s Mars Express orbiter show lava flows that flooded the older highland material, leaving behind buttes – isolated hills with steep sides that were too high to be affected.
They can be identified by their lighter colours and their eroded state, and some even show ancient valleys on their flanks.
Individual lava flows, filled craters and partly-filled craters can be made out in the images. The prevailing wind direction can be seen from the dispersal of the lighter-toned dust and darker-toned sand in and around the craters and buttes. The smaller craters illustrate this clearly.
The largest crater in the pictures has a small central peak and contains a small dune field of darker-toned dunes to the east of its floor.
The number and size of craters can be used to date surfaces in the Solar System because craters slowly accumulate as impacts occur over time. This information can be used to date the volcanic province and suggests an age of over 3 billion years. ESA.
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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ASTRONOMÍA: Una sonda de la ESA descubre que Marte tuvo un gran océano

Hola mis amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., El radar MARSIS lleva recogiendo datos de la superficie de Marte desde que entró en servicio en el año 2005. Jérémie Mouginot, del Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble (IPAG) y de la Universidad de California en Irvine, y su equipo han analizado más de dos años de datos y descubrieron que las llanuras del norte de Marte están cubiertas por depósitos de baja densidad.

Antiguo océano en el norte de Marte.

New results from the MARSIS radar on Mars Express give strong evidence for a former ocean of Mars. The radar detected sediments reminiscent of an ocean floor inside previously identified, ancient shorelines on the red planet. The ocean would have covered the northern plains billions of years ago.

Credits: ESA, C. Carreau
Mars Express ha encontrado pruebas que indican que una parte de Marte estuvo cubierta por un océano. Gracias a su radar, se han encontrado sedimentos característicos de un lecho oceánico en una región delimitada por una posible línea costera. El radar MARSIS lleva recogiendo datos de la superficie de Marte desde que entró en servicio en el año 2005. Jérémie Mouginot, del Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble (IPAG) y de la Universidad de California en Irvine, y su equipo han analizado más de dos años de datos y descubrieron que las llanuras del norte de Marte están cubiertas por depósitos de baja densidad.
“Pensamos que se trata de material sedimentario, tal vez rico en hielo”, explica Mouginot. “Es una prueba bastante sólida de que en algún momento esta región estuvo cubierta por un océano”.
Hace tiempo que la comunidad científica sospecha que pudo existir un océano en Marte; las imágenes obtenidas por varias misiones también muestran características del terreno que recuerdan a las costas de nuestro planeta. Sin embargo, este es un asunto que continua rodeado de controversia.
El equipo de Mouginot piensa que esta región estuvo cubierta por las aguas en dos momentos diferentes de la historia de Marte: hace 4.000 millones de años, cuando imperaba un clima más cálido, y hace 3.000 millones de años, cuando los hielos subterráneos se fundieron a causa de un gran impacto, drenándose hacia las zonas de menor elevación.

Mars Express estudia el subsuelo de Marte..Mars Express has used its MARSIS radar to give strong evidence for a former ocean of Mars. The radar was deployed on the spacecraft in 2005 and has been collecting data from the subsurface ever since. Credits: ESA, C. Carreau
“MARSIS es capaz de penetrar en el terreno, revelando la estructura de los primeros 60-80 metros del subsuelo del planeta”, explica Wlodek Kofman, líder del equipo de radar en el IPAG. “En toda esta capa podemos ver pruebas que indican la presencia de hielo y de material sedimentario”.
MARSIS muestra los depósitos sedimentarios como zonas de baja reflectividad radar. Normalmente estos depósitos están formados por materiales granulares de baja densidad, fruto de la erosión y del arrastre del agua.
Sin embargo, este último océano tuvo un carácter temporal. En menos de un millón de años, según apunta Mouginot, todo el agua que contenía se habría vuelto a congelar en el subsuelo o se habría evaporado.
“Pensamos que no permaneció en estado líquido el tiempo suficiente como para que se formase vida”.
Para encontrar pruebas de la existencia de vida en el Planeta Rojo, los astrobiólogos tendrán que remontarse todavía más en la historia de Marte, a cuando el agua permanecía en estado líquido durante periodos de tiempo mucho más prolongados.
Sin embargo, este trabajo aporta las mejores pruebas de las que se dispone actualmente sobre la existencia de grandes masas de agua en el Marte primitivo, así como del papel que jugó el agua en la historia geológica del planeta.
“Los anteriores estudios sobre la presencia de agua en Marte estaban basados en imágenes y en datos mineralógicos, o en mediciones atmosféricas. Ahora también contamos con la información del subsuelo recogida por el radar”, explica Olivier Witasse, Científico del Proyecto Mars Express para la ESA.
“Esto añade nuevas piezas al rompecabezas, pero la gran pregunta sigue siendo ¿a dónde se fue todo el agua?”.
Mars Express continúa su investigación. ESA
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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ASTRONOMÍA: Montañas y hielo subterráneo en Marte

Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., Esta semana la sonda Mars Express de la ESA nos muestra la cordillera de Phlegra Montes, una región en la que las inspecciones radar indican la existencia de grandes cantidades de agua bajo la superficie. Esta reserva podría abastecer a las futuras misiones tripuladas al Planeta Rojo.

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. This image is centred at 33°N/162°E. The High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465. The images have a ground resolution of about 16 m per pixel.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Phlegra Montes es una serpenteante cordillera de montes y crestas que se extiende desde la región noroeste de la provincia volcánica del Elysium (30°N) hasta las tierras bajas del norte (50°N).
Es probable que esta cordillera no tenga un origen volcánico, sino que se formó bajo la acción de las fuerzas tectónicas que comprimieron la región en la antigüedad.
Estas nuevas imágenes, obtenidas con la cámara estéreo de alta resolución que viaja a bordo de la sonda Mars Express de la ESA, permiten observar la cadena montañosa de cerca. En ellas se puede apreciar que prácticamente todas las montañas están rodeadas por ‘abanicos lobulares de derrubios’ (LDAs, en su acrónimo inglés – unas estructuras redondeadas que aparecen con frecuencia entorno a las mesetas y montañas de estas latitudes.
Se piensa que este material se fue acumulando a lo largo de los años, fruto de los desprendimientos en las laderas y acantilados que rodean. Morfológicamente, se parecen mucho a las acumulaciones de derrubios que cubren a los glaciares aquí en la Tierra.

A wider contextual image of the region surrounding Phlegra Montes. The smaller rectangle shows the region covered in this Mars Express HRSC image release.

Credits: NASA MGS MOLA Science Team

Este hecho sugiere que quizás también existan glaciares enterrados bajo la superficie de Marte en esta región.
Esta hipótesis ha sido respaldada por las observaciones realizadas por el radar que viaja a bordo de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA.
Las observaciones radar demuestran que la presencia de abanicos lobulares de derrubios está casi siempre relacionada con la existencia de agua en estado sólido bajo la superficie, a veces a tan sólo 20 metros de profundidad.
Los cráteres de impacto en los alrededores de Phlegra Montes presentan marcas que indican una reciente actividad glacial en la región. Las teorías indican que las crestas del sistema montañoso se formaron cuando los cráteres más antiguos se llenaron de nieve. A lo largo de los años, la nieve se fue compactando hasta dar lugar a los glaciares que erosionaron el fondo de estos cráteres.
En el valle situado en el centro de la imagen se pueden distinguir los característicos surcos glaciales.
Los glaciares de estas latitudes medias se formaron en distintas épocas a lo largo de los últimos cientos de millones de años, cuando el eje polar de Marte era bastante diferente del actual, y consecuentemente, también las condiciones climáticas en la región.
Todos estos indicios sugieren que podría haber grandes cantidades de agua ocultas bajo la superficie de Marte en la región de Phlegra Mons. Si así fuera, estas grandes reservas podrían abastecer de agua a los futuros astronautas que exploren el Planeta Rojo.

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. Flow patterns attributable to water are widely visible across the image. Linear flow patterns can be seen inside the valley (Box 1). Nearly every mountain is surrounded by an apron of rocky debris (Box 2). Over time, this debris appears to have moved down the mountainside and looks similar to the debris found covering glaciers here on Earth. Lobe-shaped structures seen inside impact craters in the region (Box 3) are known as concentric crater fill and are perhaps another indication of subsurface water ice. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Mapa de elevación de Phlegra Montes

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. This image is centred at 33°N/162°E. The image was created using a Digital Terrain Model (DTM) obtained from the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express spacecraft. Elevation data from the DTM is colour coded: purple indicates the lowest lying regions and grey the highest. The scale is in metres. The High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465. The images have a ground resolution of about 16 m per pixel. It was derived from the nadir channel, which provides the highest detail of all the channels.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465. This perspective view has been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels.

Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).

Phlegra Montes is a range of gently curving mountains and ridges on Mars. They extend from the northeastern portion of the Elysium volcanic province to the northern lowlands. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express collected the data for these images on 1 June 2011 during orbit 9465. The image combines data from the nadir channel and one stereo channel to produce this 3D image. Stereoscopic glasses are required to see the 3D effect. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).
ESA.
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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ASTRONOMÍA: MARS EXPRESS OBSERVA LAS PROFUNDAS GRIETAS DE LA CORTEZA DE MARTE

Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., el portal de la Agencia Espacial Europea -ESA - nos alcanza una interesante información de fotografías captas de la corteza de Marte en donde se observa las profundas grietas, cuyas fracturas alcanzan hasta 500 metros de profundidad, las fotografías corresponden a las Fosas de Nili, ubicadas al noreste de la Región Volcánica de Syrtis Major, en el extremo noroeste de la región de impacto de Isidis, que es una zona tectónica de gran depresión.Aquí en la imagen observamos las grandes fracturas de la corteza de Marte.

Las últimas imágenes publicadas por la misión Mars Express de la ESA muestran las Fosas de Nili, un sistema de grietas que rodea la gran cuenca de impacto de Isidis en Marte. Algunas de estas fracturas alcanzan los 500 m de profundidad, y pudieron formarse en la misma época que la cuenca.
Aquí en la imagen observamos el entorno de las Fosas de Nili.
Las Fosas de Nili es un sistema de fosas tectónicas ubicado al noreste de la región volcánica de Syrtis Major, en el extremo noroeste de la gran cuenca de impacto de Isidis. Una fosa tectónica es una gran depresión limitada a ambos lados por dos fallas o fracturas en el terreno, que colapsó cuando las fuerzas tectónicas separaron sus extremos. El sistema de Nili contiene un gran número de fallas, dispuestas de forma concéntrica entorno a los bordes de la cuenca de impacto.


Aquí en la imagen observamos las principales característica de la región . Tras su formación, el cráter de impacto de Isidis se inundó de lava basáltica, lo que provocó su hundimiento. La corteza marciana se resquebrajó bajo el peso de la cuenca inundada dando lugar al sistema de fallas que se puede observar en la imagen. En la esquina inferior derecha de la imagen se puede distinguir un cráter fuertemente erosionado, de unos 12 km de diámetro, rodeado por los escombros arrancados en el impacto. A su oeste se observan dos corrimientos de tierra, que podrían ser consecuencia del impacto o haberse producido de forma posterior.

Aquí en la imagen observamos las Fosas de Nili en perspectiva

Aquí en la imagen observamos el mapa de elevación de las Fosas de Nili. A la izquierda del centro de la imagen se aprecia un pequeño cráter, de tan sólo 3.5 km de diámetro, que no está rodeado de escombros; lo más probable es que hayan sido barridos por la erosión o hayan quedado sepultados bajo una capa de sedimentos. El terreno presenta un tono más oscuro en la esquina superior izquierda de la imagen, lo que indica que podría estar formado por rocas basálticas o cenizas volcánicas procedentes de la cercana región de Syrtis Major. Este tipo de coladas de lava se forma cuando una gran cantidad de magma basáltico de baja viscosidad recorre una gran distancia antes de enfriarse y solidificarse. En la Tierra se puede observar un fenómeno parecido en la región de Deccan Traps, en la India.

Aquí en la imagen observamos las Fosas de Nili en alta resolución . La comunidad científica está muy interesada en las Fosas de Nili. En el año 2009, observaciones realizadas con telescopios desde tierra permitieron descubrir que la atmósfera marciana se enriquecía de metano sobre esta zona, lo que sugiere que todavía existen procesos geológicos (o incluso biológicos) activos en la región.

Aquí en la imagen observamos las Fosas de Nili en perspectiva. Actualmente, el origen de este metano continua siendo un misterio, y su análisis es una de las prioridades en el estudio de Marte. La ESA y la NASA lanzarán la misión ExoMars Trace Gas Orbiter en el año 2016 para estudiar de cerca este fenómeno. La región de las Fosas de Nili será uno de los principales focos de atención de esta misión.

Nili Fossae is a graben system on Mars, northeast of the Syrtis Major volcanic province, on the northwestern edge of the giant Isidis impact basin. Some of these incisions into the martian crust are up to 500 m deep and probably formed at the same time as the basin. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express took this image. These perspective views have been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Nili Fossae is a graben system on Mars, northeast of the Syrtis Major volcanic province, on the northwestern edge of the giant Isidis impact basin. Some of these incisions into the martian crust are up to 500 m deep and probably formed at the same time as the basin. The High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express took this image. These perspective views have been calculated from the Digital Terrain Model derived from the stereo channels. Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Nili Fossae is a graben system on Mars, northeast of the Syrtis Major volcanic, on the northwestern edge of the giant Isidis impact basin. Some of these incisions into the martian crust are up to 500 m deep and probably formed at the same time as the basin. The High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express took this image. It combines data from HRSC’s nadir channel and one stereo channel to produce this 3D image. Stereoscopic glasses are required to see the 3D effect.

ESA.

Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui

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ASTRONOMÍA: LA ACCIÓN DEL VIENTO Y DEL AGUA TODAVÍA PATENTES EN EL CRÁTER SCHIAPARELLI DE MARTE

Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., nuestro blog siempre ha sostenido que hubo vida y mucha agua en Marte, por ejemplo sostenemos que hace unos 250'555,555 había una vida floreciente en Marte que haciendo como planeta gemelo con la Tierra que aun estaba en los tiempos de pangea, hubo un fluida y maravillosa comunicación, sin embargo en aquellos tiempos Marte era un planeta muy maduro y condenado por las mismas fuerzas físicas del Universo a extinguir toda clase de vida y sus habitantes tuvieron que emigrar a otros planetas fuera del Sistema Solar.Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across, located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. The image shows just a small part of the basin’s northwestern rim cutting diagonally across the image (top left–bottom right) and a smaller 42-km-diameter crater embedded in its rim. The image is centred on the equator of Mars, at a longitude of about 14°E. The image was taken on 15 July 2010 by the High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express. The spacecraft was completing orbit 8363 of Mars and the ground resolution of the image is about 19 m per pixel. Fuente de imagen: ESA

La acción del viento y del agua, todavía patentes en el cráter Schiaparelli:

Esta nueva imagen tomada por la sonda Mars Express de la ESA muestra un pequeño cráter sobre la cresta noroeste de la cuenca Schiaparelli en Marte. En su entorno todavía se puede apreciar la acción del agua y de los fuertes vientos que en algún momento azotaron la superficie del Planeta Rojo.

Schiaparelli es una extensa cuenca de impacto, de unos 460 km de diámetro. Se encuentra ubicada al este de la región de Terra Meridiani, en la zona ecuatorial de Marte, centrada en 3°S/17°E. Este cráter recibe el nombre del astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli (1835-1910), gran estudioso de Mercurio y Venus, pero conocido principalmente por sus observaciones del Planeta Rojo.

Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across, located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. The image shows just a small part of the basin’s northwestern rim cutting diagonally across the image and a smaller, 42 km-diameter, crater embedded in its rim. The image is centred on the equator of Mars, at a longitude of about 14°E. This image was created using a Digital Terrain Model (DTM) obtained from the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express spacecraft. Elevation data from the DTM are colour-coded: purple indicates the lowest-lying regions, and grey the highest elevations. The scale is in metres. Fuente de imagen: ESA

Durante la ‘Gran Oposición’ de 1877, en la que Marte se encontraba especialmente próximo a la Tierra, Schiaparelli cartografió la superficie de nuestro planeta vecino descubriendo una serie de líneas oscuras que surcaban su roja superficie. En su momento, Schiaparelli interpretó esta característica como cauces naturales de agua, por lo que utilizó la palabra italiana ‘canali’ para definirlos.

Sin embargo, otros astrónomos tradujeron la palabra como ‘canales’, en el sentido de vías de agua artificiales para el transporte y regadío, lo que rápidamente se convirtió en el rumor popular de que se habían descubierto estructuras creadas por ‘marcianos’.

Hoy en día sabemos que los ‘canali’ observados por Schiaparelli no son otra cosa que una ilusión óptica causada por la relativamente baja calidad de los telescopios de la época, y que no hay cauces de agua en Marte. No obstante, esta imagen aporta nuevas pruebas de que hace tiempo el agua sí fluyó por la superficie del Planeta Rojo, formando quizás un gran lago en el cráter Schiaparelli

Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across, located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. This perspective image from the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express is focused on a smaller 42 km-diameter crater embedded in its rim. The interior of the crater is filled with sediments. Fuente de imagen: ESA.


Esta fotografía fue tomada el pasado día 15 de Julio de 2010 por la Cámara Estéreo de Alta Resolución de la sonda Mars Express de la ESA.

La imagen muestra una pequeña parte de la región noroeste de la cuenca de Schiaparelli, en la que se pueden apreciar el interior del cráter, su cresta y la llanura que lo rodea. Los sedimentos oscuros que se observan en el fondo del cráter evidencian la presencia de agua en el pasado, ya que presentan la misma morfología que se puede observar en el fondo de los lagos desecados en la Tierra.


El interior de Schiaparelli ha sufrido la acción de múltiples procesos geológicos: fragmentos de roca eyectados tras el impacto original dieron lugar a nuevos cráteres de menor tamaño, el flujo de lava originó las suaves llanuras de la región, y las corrientes de agua depositaron sedimentos que se pueden observar en el recuadro 1 de la imagen. En el fondo del cráter todavía se distingue la huella de impactos posteriores, rellenos de sedimentos.

Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. This image taken by the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express shows just a small part of the basin’s northwestern rim cutting diagonally across the image (bottom left–top right) and a smaller 42 km-diameter crater embedded in its rim. The interior of the crater is filled with sediments. Fuente de imagen: ESA

Los sedimentos que cubren las suaves llanuras enmarcadas en el recuadro 2 de la imagen muestran los efectos de la erosión del viento y del agua, dando lugar a afilados contornos como el de la meseta que se aprecia en su esquina inferior izquierda. En otras regiones, los sedimentos fueron arrastrados por el viendo, dando lugar a colinas y dunas.

The interior of the Schiaparelli impact basin has been modified by multiple geological processes including the fall of ejecta blasted upwards by the initial impact, the flow of lava to create the smooth plains and watery sediments. Box 1 shows part of these sedimentary deposits. The sediments forming the smooth plains in Box 2 have been modified by erosion, either by wind or water, or both to form sharp contours such as the skinny plateau at bottom left. The prominent crater in Box 3 is 42 km across and is embedded in the inner basin rim of Schiaparelli. The interior of the crater is filled with sediments, which appear to form a terrace in the northern part and a delta-like structure near the centre. The image is centred on the equator of Mars, at a longitude of about 14°E, and was taken on 15 July 2010 by the High-Resolution Stereo Camera (HRSC) on ESA’s Mars Express. The spacecraft was completing orbit 8363 of Mars. Fuente de imagen: ESA

El gran cráter del recuadro 3 tiene 42 km de diámetro y descansa sobre la cresta interior de Schiaparelli. Los sedimentos en su interior forman una especie de bancal en la zona norte y una estructura con forma de delta en la región central. Esta última aparece poblada por pequeños montículos de color más claro. Los sedimentos más ligeros, arrastrados por el viento, se acumulan sobre la pared sur del cráter.

Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across, located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. The image shows just a small part of the basin’s northwestern rim cutting diagonally across the image and a smaller 42 km-diameter crater embedded in its rim. The image is centred on the equator of Mars, at a longitude of about 14°E. This image was derived from the nadir channel of the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express, which provides the highest detail of all channels. Fuente de imagen: ESA

Schiaparelli is a large impact basin about 460 km across, located in the eastern Terra Meridiani region of the planet’s equator. The image shows just a small part of the basin’s northwestern rim cutting diagonally across the image and a smaller 42 km diameter crater embedded in its rim. The image is centred on the equator of Mars, at about 14°E. It combines data from the nadir channel and one stereo channel of the High-Resolution Stereo Camera on ESA’s Mars Express to produce this 3D image. Stereoscopic glasses are required to see the 3D effect. Fuente de imagen:ESA

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