Mars Global Surveyor
Espectrómetro de emisión térmica
TES (Thermal Emission Spectrometer)
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Mapas geológicos de Marte
Los datos obtenidos mediante el espectrómetro de emisión
térmica TES (Thermal Emission Spectrometer) han permitido obtener
estos mapas para la distribución de basalto y andesitas. Los materiales
basálticos predominan en las regiones altas meridionales, mientras
que las andesitas, que tienen un mayor contenido de Si, son más
abundantes en las regiones deprimidas del hemisferio norte.
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Nubes de agua helada
El espectrómetro TES ha permitido detectar
nubes con el espectro característico del hielo de agua. La temperatura
de estas nubes es más alta que la del suelo durante la noche y más
fría durante el día. Las cuatro imágenes muestran
la región volcánica de Tharsis , donde se encuentra
el volcán Olympus Mons y otros tres grandes volcanes. |
Se trata de la zona más nubosa detectada por el TES. Estas imágenes
servirán para establecer modelos del transporte de agua entre la
superficie, la atmósfera y los polos.
Las imágenes inferiores se obtuvieron durante las órbitas
17, 24, 31, y 22 (de izquierda a derecha), cuando la nave MGS se aproximaba
al planeta. Se ven claramente las nubes sobre la región de Tharsis.
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Abundancia de piroxenos
El espectrómetro TES comenzó a obtener
datos sobre la distribución espacial de minerales en la superficie
de Marte durante la órbita 34, el 5 de noviembre de 1997. La región
oscura Syrtis Major presenta una concentración elevada de
piroxeno, un mineral frecuente en las rocas ígneas. El norte está
a la derecha. El histograma muestra la concentración de piroxeno
a lo largo de la línea de muestreo, que aparece en color verde en
la imagen de referencia. La mayor abundancia relativa de piroxeno se ha
detectado en las regiones oscuras. |
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Variación en la abundancia de piroxeno en Syrtis
Major. El espectro 1 corresponde a una zona pobre en piroxeno, mientras
que el 2 y el 3 muestran la banda de absorción característica
de este mineral, alrededor de la línea de 900 ondas/cm. El espectro
4 es el que la muestra más claramente. Los espectros se han desplazado
para que se vean mejor. |
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Temperaturas atmosféricas sobre el lugar de
aterrizaje del Pathfinder
Este mapa de temperaturas atmosféricas corresponde
al hemisferio norte de Marte, incluyendo el lugar de aterrizaje de la nave
Pathfinder. Las temperaturas más elevadas, de unos -65 grados Fahrenheit
se detectaron cerca de la superficie sobre el ecuador. La temperatura en
la superficie en el lugar en que se encuentra la Pathfinder es de unos
-85 grados F, similar a las detectadas por el Pathfinder. |
Las temperaturas cerca del polo norte son inferiores a los -180 F. La temperatura
más baja detectada en la Tierra es de unos -120 F, y se registró
en la Antartida. La temperatura en la tropopausa (a una altitud de 14 km)
es de unos -70 F, y la temperatura al nivel en que la presión es
de 6 mbar (como en la superficie de Marte) es de unos -20 F. Cuando el
aire contiene más polvo se calienta, de modo que la temperatura
atmosférica puede servir para evaluar la cantidad de polvo en suspensión.
La columna de aire caliente al norte de la Pathfinder corresponde a una
zona en la que se detectaron vientos fuertos. El espectrómetro TES
efectuará de modo contínuo observaciones meteorológicas
y de las tormentas de polvo.
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Temperaturas del casquete polar sur de Marte
El espectrómetro TES ha permitido observar el casquete polar sur
durante la primavera marciana en este hemisferio. El casquete ha ido reduciendo
su tamaño a medida que se ha ido sublimando el CO2 al
subir la temperatura. El hielo carbónico tiene una temperatura cercana
a -190 F, mientras que la superficie adyacente tiene una temperatura 20
a 30 grados superior. |
El casquete tenía más de 4000 km de diámetro el 19
de septiembre, y se había encogido casi 1000 km al cabo de dos meses.
La órbita polar de la MGS permite observar los casquetes día
a día, y seguir la retirada del hielo con todo detalle. Con el tiempo,
permitirá seguir las variaciones anuales del clima marciano.
Esta imagen muestra la temperatura del hemisferio sur de Marte medida
a 25 micras durante las órbitas 5 (19 de septiembre de 1997) y 29
(27 de octubre de 1997). Las zonas de color violeta son las más
frias, y las de color rosado las más cálidas. El casquete
había disminuído notablamente su tamaño en la segunda
imagen, obtenida cuando ya se acercaba el verano austral.
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Espectros TES de Marte
Esta imagen muestra 3 espectros de Marte obtenidos
durante la órbita 6. Las curvas de radiancia de color negro corresponden
a la energía que se recibiría si no hubiese absorción
por la atmósfera y las rocas. Las demás curvas muestran grados
variables de radiancia en función de la temperatura. |
La curva inferior corresponde a una observación efectuada en el
hemisferio oscuro, el más frío. El CO2 atmosférico
es el causante de la fuerte absorción a 15 micras en los tres espectros,
pero sobresale aquí a causa de que la atmósfera está
más caliente que el suelo por la noche.
El espectro central corresponde a un lugar en el que estaba a punto
de ponerse el sol, es decir, cerca del terminador (la frontera día-noche).
La temperatura es mayor que en el lado nocturno, y la atmósfera
está más fría que la superficie.
La curva superior corresponde a un lugar del hemisferio iluminado, con
temperatura máxima. El espectro se obtuvo oblícuamente a
través de la atmósfera del planeta, o sea, sin apuntar al
nadir. Los 'baches' que se observan a 8 y a 12 micras fueron producidos
por la absorción del polvo y las nubes de agua helada.
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Mapa de la temperatura superficial
Esta imagen muestra la temperatura de la superficie
de Marte el 15 de septiembre, 3 horas y 48 minutos después de la
máxima aproximación al planeta (periapsis), cuando la nave
se encontraba a unos 24.000 km de altitud sobre el hemisferio sur. La zona
circular azul es el casquete polar de hielo carbónico (-198 F).
El hemisferio oscuro, marcado con cruces, está más frío
(verde) que el lado iluminado (amarillo: a casi 15 F). Cada cuadrado de
color representa una observación, de 2 segundos de duración,
y mide unos 200 km de lado. El barrido duró en total 4 minutos.
Durante toda la fase de frenado aerodinámico se obtendrá
una imagen como ésta cada 100 minutos. |