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Aterrizaje en Venus

Aterrizaje en Venus

Venera 8

Венера-8, Venera 8

Nave espacial Venera 8

Organización: Lavochkin/Roscosmos

Contratistas: Lavochkin

Tipo de misión: Módulo de descenso

Sobrevuelo de: Venus, Tierra

Lanzamiento: 27 de marzo de 1972, a las 04:15:01 UTC

Cosmódromo Baikonur emplazamiento 31/6

Cohete: Molniya-M / MVL

Duración: Viaje: 117 días

Aterrizaje: 50 minutos

NSSDC ID: 1972-021A

Masa

Lanzamiento: 1,184 kilogramos

Aterrizaje: 495 kilogramos

Inclinación: 51.7°

Apogeo: 246 kilómetros

Perigeo: 194 kilómetros

Web: https://www.laspace.ru/projects/planets/Venera-8/

Venera 8 (ruso: Венера-8 que significa Venus 8) fue una sonda en el programa soviético de Venera para la exploración de Venus y fue la primera sonda espacial robótica en realizar un aterrizaje exitoso en la superficie de Venus.

Sello de Venera 8

La nave espacial Venera 8 comprendía una sonda de bus y sonda de aterrizaje. La sonda de aterrizaje era un recipiente a presión esférico con una masa de 495 kg de diseño similar a la sonda Venera 7. Tenía un caparazón superior que se arrojaría a la entrada atmosférica para desplegar el paracaídas de 2,5 metros cuadrados y exponer los instrumentos. La sonda funciona con batería. Su instrumentación incluía sensores de temperatura, presión y luz, así como un altímetro, anemómetro, espectrómetro de rayos gamma, analizador de gases y transmisores de radio. El bús contenía un detector de rayos cósmicos, un detector de viento solar y un espectrómetro ultravioleta.

Venera 8 era una sonda atmosférica y un módulo de aterrizaje de Venus. Su instrumentación incluía sensores de temperatura, presión y luz, así como un altímetro, un espectrómetro de rayos gamma, un analizador de gases y transmisores de radio. La nave espacial tardó 117 días en llegar a Venus con una corrección a mitad de camino el 6 de abril de 1972, separándose del bús (que contenía un detector de rayos cósmicos, un detector de viento solar y un espectrómetro ultravioleta) y entrando a la atmósfera el 22 de julio de 1972 a las 08: 37 UT. Se utilizó un sistema de refrigeración conectado al autobús para preenfriar el interior de la cápsula de descenso antes de la entrada en la atmósfera con el fin de prolongar su vida en la superficie. La velocidad de descenso se redujo de 41.696 km / ha aproximadamente 900 km/h mediante aerofrenado. El paracaídas de 2,5 metros de diámetro se abrió a una altitud de 60 km.

Descenso

Venera 8 transmitió datos durante el descenso. Se observó una fuerte disminución en la iluminación a una altitud de 35 a 30 km y una velocidad del viento inferior a 1 m/s medida a menos de 10 km. Venera 8 aterrizó a las 09:32 UT en lo que ahora se llama la Región Vasilisa, dentro de un radio de 150 km de 10.70°S 335.25°E, a la luz del Sol, a unos 500 km del terminador de la mañana. La masa del módulo de aterrizaje fue de 495 kg.

Módulo

El módulo de aterrizaje continuó enviando datos durante 50 minutos y 11 segundos después del aterrizaje antes de fallar debido a las duras condiciones de la superficie. La sonda confirmó los datos anteriores sobre la alta temperatura y presión de la superficie de Venus (470 grados Celsius, 90 atmósferas) devueltos por Venera 7, y también midió el nivel de luz como adecuado para la fotografía de superficie, encontrando que es similar a la cantidad de luz en la Tierra en un día nublado con visibilidad aproximada de 1 km.

Las mediciones del fotómetro de Venera 8 mostraron por primera vez que las nubes de Venus terminan a gran altura, y la atmósfera era relativamente clara desde allí hasta la superficie. El espectrómetro de rayos gamma a bordo midió la relación uranio/torio/potasio de la roca de superficie, indicando que era similar al granito.

Experimentos de carga

Venera 8 se lanzó el 27 de marzo de 1972 a las 04:15:01 UT. La nave espacial tardó 117 días en llegar a Venus con una corrección a mitad de camino el 6 de abril de 1972. Antes de llegar a Venus, el interior de la sonda se enfrió a -15 grados C. Se separó del autobús el 22 de julio de 1972 a las 07:44 UT e ingresó al ambiente a las 08:37 UT. La velocidad de descenso se redujo de 11 km / s en la entrada a aproximadamente 250 metros / s a ​​67 km de altitud por aerofrenado. El paracaídas se abrió en modo reefed a una altitud de 60 km, y se utilizó un sistema de refrigeración para enfriar los componentes del interior. Venera 8 transmitió datos durante el descenso desde el encendido del instrumento a 50 km. A 30 km de altitud, el paracaídas se abrió por completo. Se observó una disminución en la iluminación a una altitud de 35 a 30 km y una velocidad del viento inferior a 1 km / s medida a menos de 10 km. Venera 8 aterrizó a las 09:32 UT a 10 grados sur, 335 grados este, a unos 500 km del terminador de la mañana en el lado diurno. Continuó enviando datos durante 63 minutos después del aterrizaje antes de fallar debido a las duras condiciones de la superficie.

Kenorland

Kenorland

Kenorland fue uno de los supercontinentes más tempranos sobre la Tierra. Se cree que se formó durante la Eón Arcaico hace unos 2.700 millones de años por el acrecentamiento de los cratones neoarqueozoicos y la formación de una nueva corteza continental.

No tardó mucho tiempo que los pedazos de Vaalbará se reunieran. Apenas 100Ma de su desintegración, los cratones de Kaapvaal y Pilbara, junto con los cratones Laurentia, Báltico/Fennoescandinavio, Kalahari y Yilgarn comenzaron a unirse para formar el segundo? supercontinente. De él se tienen muchas más pruebas que de Vaalbará ya que sus partes que lo integraron poseen mayor evidencia geológica (edades de rocas, similitudes, disposiciones de rocas sedimentarias, polarización y paleogeomagnetismo, generación de hierro bandeado, etc).

El desmembramiento de este supercontinente ocurre conjunto con la Gran Oxidación; período en que se generó gran parte del oxígeno atmosférico actual y que mató a casi toda la vida microbiana anaeróbica y generó la formación de hierro bandeado. Según la teoría, al desmembrarse Kenorland generó plataformas continentales que propiciaron la generación de organismos fotosintéticos y el aumento disparado de oxígeno.

Supercontinente Kenorland

Esquema que muestra a ‘grosso modo’ la disposición de los cratones más significativos que constituyeron Kenorland. Autor: desconocido.

Kenorland fue uno de los primeros supercontinentes conocidos que existieron en la Tierra. Se cree que se formó durante la era Neoarcaica, hace unos 2.700 Ma, a partir de la unión de varios cratones y de la formación de nueva corteza continental. Kenorland estaba constituido, entre otros, por los cratones Laurentia (el núcleo de la actual América del Norte y Groenlandia), Wyoming, Báltica (el núcleo de Escandinavia y del Báltico actuales), Kola (noroeste de Rusia), Karelia (Finlandia), Siberia (en Siberia), Amazonia, São Francisco y Rio de la Plata (localizados actualmente en Sudamérica), parte de Australia Occidental (debido a la unión parcial con Ur), Kalahari (actualmente localizado en el sur de África), África Occidental, el Congo y Nilo Occidental (norte-centro de África), Yangtze (Sur de China) y la actual Antártida, por lo que se cree que era mucho más grande (en extensión) que sus predecesores. La fragmentación y desaparición de este supercontinente debió de ocurrir hace unos 2.480 – 2.450 Ma.

A partir del estudio de los sistemas de diques volcánicos y de sus orientaciones paleomagnéticas, así como del estudio de secuencias estratigráficas, se ha podido realizar la reconstrucción de Kenorland. El núcleo de este supercontinente estaba constituido por el escudo Báltico, también llamado Fenoscandia, y a su alrededor se disponían el resto de los cratones.

Formación de Kenorland:

Kenorland se formó, según Halla (2005), hace unos 2.700 Ma como resultado de una serie de eventos de acreción que formaron nueva corteza continental. De acuerdo con un análisis en profundidad realizado por Barley et al. (2005), el magmatismo submarino que tuvo lugar hace 2.780 Ma culminó con la erupción de extensas plumas mantélicas hace unos 2.720 – 2.700 Ma (la gran actividad hidrotermal resultante produjo una mineralización de sulfuros masivos de origen volcánico y el depósito de formaciones de hierro bandeado (BIF) en las cuencas anóxicas relacionadas con los arcos de islas volcánicas). Posteriormente, el magmatismo fue seguido por la deformación orogénica, el emplazamiento de granitoides (de hace 2.680 Ma) y la estabilización de la litosfera continental resultantes de la colisión entre cratones.

La formación de Kenorland (y la posible colisión de los cratones de Zimbabwe y Kaapvaal hace unos 2.600 Ma, aumentando así el tamaño de Ur) proporciona una evidencia clara de que los cratones existentes durante el Arcaico Tardío habían comenzado a agregarse en continentes más grandes. NOTA: Se piensa que el cratón de Pilbara y algunos cratones de Australia Occidental, que formaban parte de Ur, también llegaron a formar parte de Kenorland, por lo que es probable que ambos supercontinentes se unieran parcialmente, colisionando por la zona de los actuales sur de África y Australia Occidental.

Ruptura de Kenorland:

La ruptura de Kenorland, ocurrida a principios de la era Paleoproterozoica (hace unos 2.500 – 2.000 Ma, durante los períodos Sidérico y Riásico), fue un acontecimiento que se prolongó en el tiempo, lo cual queda de manifiesto por la presencia de diques máficos, cuencas sedimentarias de rift y márgenes de rift en muchos continentes actuales.

El proceso comenzó con la separación del continente Árctica (que incluía los cratones de Laurentia, Wyoming, Siberia y Báltica), hace aproximadamente 2.500 Ma, del resto de la masa continental. Los estudios paleomagnéticos muestran que Kenorland estaba, en su mayor parte, localizado a bajas latitudes durante el inicio de la etapa de rifting (ocurrida hace unos 2.480 – 2.450 Ma); el escudo Báltico se situaba sobre el Ecuador y estaba unido al cratón de Laurentia, formando una sola estructura (el continente Ártica) junto con los cratones Kola, Karelia y Siberia.

Los cratones Kola y Karelia comenzaron a distanciarse entre sí hace unos 2.450 Ma, de tal modo que hace 2.400 Ma Kola se encontraba a unos 15 grados de latitud y Karelia a unos 30. Los datos paleomagnéticos muestran, además, que hace 2.450 Ma el cratón de Yilgarn (actualmente en Australia Occidental) ya no estaba conectado a Báltica–Laurentia y que, por el contrario, se hallaba a unos 70 grados de latitud (Árctica se habría separado de Kenorland). Esto implica que hace 2.450 Ma ya no existía un gran supercontinente y que hace 2.400 Ma habría habido un océano entre los cratones Kola y Karelia.

Mismo esquema que antes, pero indicando en rojo la fragmentación que separó Ártica (parte inferior en el dibujo) del resto de Kenorland. En verde se señala la separación entre Kola (cratón próximo a Báltica) y Karelia (cratón próximo a Laurentia). Autor: desconocido; modificado por Geofrik.

NOTA: El cratón de Yangtze y la zona continental que sería tiempo después Atlántica debieron de haber permanecido unidos a Ur durante un tiempo. La fragmentación terminó hace unos 2.000 Ma.

Influencias en el clima de la fragmentación de Kenorland:

La desintegración de Kenorland fue contemporánea con la glaciación Huroniana, que persistió durante 60 Ma. Las formaciones de hierro bandeado muestran su mayor extensión en este período, lo que indica un aumento masivo de la acumulación de oxígeno en la atmósfera (se estima que aumentó desde un 0,1% hasta casi un 1% de la composición de la misma). El incremento de los niveles de oxígeno causó la desaparición virtual de uno de los peores gases de efecto invernadero: el metano (que se oxidaría a dióxido de carbono y agua).

La ruptura de Kenorland provocó, además, un incremento general de las precipitaciones (pues el clima deja de ser tan seco al estar más influenciado por el mar), lo que incrementó la tasa de erosión a escala global y redujo la cantidad de dióxido de carbono atmosférico, otro gas de efecto invernadero (que ya estaba siendo mermado por la actividad metabólica de las cianobacterias).

Con la reducción de los gases de efecto invernadero, y con la baja radiación solar recibida en superficie (era inferior al 85% de lo que se recibe actualmente), se cree que la Tierra desarrolló un estado de “snowball” (bola de nieve), donde las temperaturas promedio de todo el planeta se desplomarían por debajo de la temperatura de congelación.

Anónimo (2013). “Kenorland”. Ranker. [link]

Así era la Tierra hace 2400 millones de años

De esa época era el supercontinente Kenorland. Transformó radicalmente el planeta, el clima y el desarrollo de la vida.

El supercontinente Kenorland tras la gran catástrofe del oxígeno [Ilya Bindeman, Universidad de Oregón].

Kenorland en sus orígenes [Ilya Bindeman, Universidad de Oregón]

El mayor contenido en oxígeno de la atmósfera condujo por último a un desarrollo revolucionario, por el que a los organismos dejó de serles perjudicial el oxígeno. Las plantas y los hongos pudieron al fin abandonar el océano y conquistar la tierra firme. El camino hacia la explosión cámbrica estaba preparado; en el plazo de un tiempo geológicamente muy corto aparecieron hace 540 millones de años representantes de casi todas las ramas actuales del reino animal.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Otra posible distribución de Continentes en Kenorland

Primera misión en habitar una estación espacial

Primera misión espacial tripulada en habitar una estación espacial

Soyuz 11

 Sello de la URSS de 1971 homenajeando los cosmonautas Gueorgui Dobrovolski (izquierda), Vladislav Vólkov (centro) y Viktor Patsayev (derecha).

Datos de la misión

Nombre: Soyuz 11

Cohete lanzador: Soyuz (11A511)

Nombre en clave: Янтарь (Yantar – “Ámbar“)

Tripulantes: Vladislav Volkov, Gueorgui Dobrovolski, Viktor Patsayev

Lanzamiento: 6 de junio de 1971: 07:55 UTC
Baikonur LC1: 45°55′00″N 63°20′00″E

Aterrizaje: 30 de junio de 1971:02:16:52 UTC: 51°21′41.6″N 59°33′44.2″E

Duración: 23 d 18 h 21 min 43 s

La Soyuz 11 fue la primera misión espacial tripulada en habitar una estación espacial (la Salyut 1). La nave se lanzó el 6 de junio de 1971 y regresó a tierra el 29 de ese mismo mes, rompiendo además un nuevo récord de permanencia en el espacio. Sin embargo la tripulación, compuesta por Vladislav Vólkov, Gueorgui Dobrovolski y Viktor Patsayev, murió en su regreso a la Tierra. La causa del accidente fue un escape de aire en la cápsula, lo cual produjo la muerte de los cosmonautas por asfixia ya que carecían de trajes espaciales. El accidente produjo un retraso de dos años en programa espacial tripulado soviético, obligó a rediseñar la nave Soyuz y abandonar prematuramente la Salyut 1.

Objetivo de la misión

El objetivo de la Soyuz 11 era culminar la misión que su predecesora, la Soyuz 10, no había podido finalizar con éxito. La Soyuz 10 logró acoplarse a la primera estación espacial de la historia (la Salyut 1) el 23 de abril de 1971, pero dicho acoplamiento no salió bien y los cosmonautas no pudieron penetrar en la estación.

Debido al fracaso parcial de la Soyuz 10 se tuvo que rediseñar el sistema de acoplamiento. Se estimó que se había infraestimado en casi un 100 % la fuerza que debía soportar una de las piezas metálicas (empezaba a doblarse al aplicarle una fuerza equivalente a 130 kg, mientras que durante el acoplamiento se alcanzaban los 160 a 200 kg). La pieza fue reforzada y se confió en que esta vez todo saldría bien.

Elección de la tripulación

La tripulación seleccionada para la misión estaba compuesta por Alexei Leonov, Valeri Nikolayevich Kubasov y Pyotr Ivanovich Kolodin. Sin embargo, el 3 de junio de 1971, en las pruebas médicas finales previas al lanzamiento, se detectó en una radiografía de Kubasov una mancha en un pulmón. Los doctores, temiendo que se tratara de tuberculosis, le prohibieron volar. Según las reglas soviéticas, al descartar un cosmonauta se descartaba la tripulación entera, por lo que se decidió recurrir a la tripulación de reserva, compuesta por Vladislav Vólkov, Gueorgui Dobrovolski y Víktor Patsayev.

Estancia en la Salyut 1

La estancia en la Salyut 1 se vio salpicada por diversos incidentes, entre los que destacan la avería del telescopio principal (debido a que no se abrió la tapa), un incendio el 16 de junio de 1971 que estuvo a punto de provocar una evacuación de emergencia y fuertes fricciones entre dos de los tripulantes: Dobrovolskiy (comandante, novato) y Volkov (veterano). Estos incidentes motivaron el regreso anticipado de la tripulación (la duración inicialmente prevista de la misión era de 30 días).

Tripulación de la Soyuz 11: abajo izda., Georgi Dobrovolsky; arriba izda., Víktor Patsáyev; dcha., Vladislav Vólkov.

El acoplamiento con la estación se produjo el 7 de junio en modo automático. La tripulación encendió el sistema de regeneración de aire y cambió un par de ventiladores. Sin embargo, debido a un desagradable olor a humo, se aconsejó a los cosmonautas que durmieran la primera noche a bordo de la Soyuz. El 8 de junio el aire de la estación se encontraba perfectamente, por lo que los cosmonautas procedieron a habitarla, realizaron una maniobra orbital y orientaron los paneles hacia el Sol. La prensa mundial se hizo eco del nuevo triunfo de la astronáutica soviética: la primera estación espacial tripulada. Sin embargo, los cosmonautas no siguieron el programa de entrenamiento para paliar los efectos de la ingravidez en el cuerpo. El día 9 de junio se contacta por televisión con los tripulantes y se les recuerda la necesidad de realizar los ejercicios. Debido a que todo parece ir bien se ratifica la decisión de hacerles volver el 30 de junio, mientras que la Soyuz 12 partirá hacia la estación el 20 de julio de 1971.

No hubo incidencias en los días siguientes, en los que los cosmonautas cumplieron los planes previstos, entre los que figura probar el “globo” de la estación para probar la precisión del predictor del punto de aterrizaje. Sin embargo el 16 de junio a las 13:00 la tripulación informa de la presencia de humo en la estación. La situación es tan desesperada que se llega a pensar en evacuar la Salyut 1, pero los cosmonautas apagan el generador principal de oxígeno, conectan el secundario y cambian los filtros de oxígeno. Tras seis horas, la situación parece haber vuelto a la normalidad, aunque los cosmonautas se quejan de que los trajes para entrenamiento les producen mucho cansancio.

El día 17 se evalúa la situación. El primer cosmonauta en levantarse es el comandante, Volkov, que informa a tierra de la situación. Volkov, aunque afirma que “la tripulación entera decide las cosas juntos” se adjudica todas las acciones. Aunque Vasily Mishin considera que es la tarea del comandante tomar las decisiones, Nikolai Petrovich Kamanin y el equipo de seguimiento creen que es demasiado independiente y que no reconoce sus errores. No se encuentra la causa del incendio pero, como medida preventiva, se decide apagar todo el equipo científico. Este se encenderá después, de uno en uno, para intentar encontrar el origen del humo.

El día 18 se evalúan las posibilidades de que la tripulación observe desde la estación el lanzamiento del cohete N-1, previsto para el 22 de junio. Aunque la misión sigue teniendo como fecha prevista de regreso el 30 de junio, los problemas técnicos han impedido a la tripulación seguir con el programa de entrenamiento y los médicos abogan por un regreso más temprano.

El 20 de junio se evalúa el estado físico de los cosmonautas y se advierte que su capacidad pulmonar ha disminuido en un 33 % y los trajes Penguin de entrenamiento no funcionan bien. Aunque hay quienes creen que pueden aguantar mucho más tiempo en órbita, Kamanin estima que deben volver antes del 30 de junio. Finalmente, el 21 de junio las altas esferas deciden que regresen entre el 27 y el 30 de junio.

El 25 de junio los cosmonautas baten el récord de permanencia en el espacio. Del 26 en adelante su principal misión será acondicionar la Salyut 1 para las semanas que le esperan sin tripulación y preparar su propio retorno a tierra. El 27 se recibe la noticia de que el cohete N-1 ha vuelto a fallar. Finalmente el día 29, con la estación perfectamente “apagada”, la tripulación se prepara para desacoplar la Soyuz 11 de la Salyut 1.

Fallecimiento de la tripulación

Decisión de no llevar trajes espaciales

La carrera espacial se inició con una serie de deslumbrantes éxitos para la Unión Soviética. No obstante, para poder mantener esa racha triunfal, las autoridades soviéticas incurrieron en una serie de riesgos. Entre ellos figuró que, para poder acomodar más tripulantes en las naves, éstos no llevaran trajes espaciales. La medida se adoptó por primera vez en la Vosjod 1 y se repetiría en el programa Soyuz.

No todo el mundo estuvo de acuerdo con la medida, que fue criticada por:

  • Leonid Vasilyevich Smirnov (jefe de la Comisión de Industrial Militar)
  • Ilya Lavrov (diseñador del sistema de control ambiental) quien argumentó que al menos la tripulación debía estar dotada con máscaras de oxígeno como las utilizadas en aviación, lo que les hubiera dado un margen de 2 a 3 minutos.
  • Nikolai Kamanin (jefe del cuerpo de cosmonautas soviético).

Sin embargo, se impuso la opinión de los demás líderes del programa soviético como Serguéi Koroliov o Vasily Mishin, que aseguraron que no habría problemas debido a que en ningún vuelo de las Vostok o las Vosjod se había producido pérdidas de presión. Ante las críticas de Kamanin y los propios cosmonautas Mishin llegó a decir que “¡No quiero cobardes en mis naves!“.

Partida de la Salyut 1

El 29 de junio de 1971 los cosmonautas se introdujeron en la Soyuz 11 y se prepararon para volver a tierra. Sin embargo, al cerrar la escotilla de la Soyuz, Volkov indicó que el cierre no era hermético porque así lo advertía un sensor. Desde tierra se aconsejó a la tripulación repetir la operación, pero esta solo lo consigue tras numerosos intentos y cerrando la escotilla con todas sus fuerzas. Tras esto, la luz de aviso se apagó y los cosmonautas comprobaron que la esclusa era hermética.

Finalmente, a las 21:35 la Soyuz 11 se separa de la Salyut 1. Los cosmonautas, aprovechando que les sobra combustible, detienen la separación y proceden a tomar dos rondas de fotografías de la estación (a 10-15 y 30-40 metros).

Fotografía de la estación Salyut 1 tomada por Víktor Patsáyev desde la Soyuz 11. Fuente: Roscosmos.

Tras volar alrededor de la estación para la toma de fotografías y efectuar tres revoluciones alrededor de la Tierra para conseguir la posición en el espacio que les permitiera luego aterrizar en el lugar planeado, la tripulación encendió el sistema de desorbitación ya entrados en el 30 de junio. Poco después, Dobrovolsky se despedía con un “hasta la vista” y radiaba que estaba iniciando el procedimiento de aterrizaje. Aquello fue lo último que se oyó de la tripulación. Algo más tarde, las comunicaciones se interrumpieron abruptamente y sin razón aparente.

Accidente

En algunas fuentes, como el libro de James Oberg Red Star In Orbit, se afirma que el accidente se produjo debido a que la escotilla de la Soyuz 11 no cerró bien durante el desacoplamiento con la Salyut 1. Sin embargo el propio James Oberg cambió su versión de los hechos y en 1997 mantenía la misma tesis que el resto de los investigadores: el accidente se atribuye a la apertura de una válvula de menos de 1 mm de diámetro. Dicha válvula existía para permitir el equilibrado de presión con el exterior y no debía abrirse hasta que no se encontrara a unos 4 km de altura sobre la superficie terrestre.

La apertura de la válvula se produjo durante la maniobra de separación entre el módulo de servicio y el módulo de descenso de la Soyuz. El sistema consistía en dos válvulas independientes de 1 mm de diámetro que se activaban mediante un mecanismo pirotécnico, por lo que se consideraba imposible que accidentalmente se abrieran ambas a la vez. No obstante, ambas se abrieron con solo 6 centésimas de segundo de diferencia. Según James Oberg es posible que el sistema pirotécnico que abría las válvulas hubiera actuado ya pero el gas no saliera debido a que el módulo de servicio le bloqueara el paso. Otra versión que da él mismo es que el mecanismo pirotécnico que separaba el módulo de servicio del módulo de mando activara accidentalmente su homólogo.

En el momento de separación de ambos módulos tanto la nave como la tripulación se encontraban en perfecto estado. Dentro de la Soyuz, la presión era de 915 hPa y los cosmonautas parecían estar más tranquilos que la media, puesto que el pulso promedio durante la maniobra de salida de órbita es de 120 pulsaciones por minuto, mientras que Dobrovolsky estaba en 80, Patsayev en 100 y Volkov en 120.

La tripulación se percató de la fuga con inmediatez gracias al sonido que generaba, lo que quedó registrado en sus electrocardiogramas: en apenas unos segundos el pulso de Dobrovolsky había subido a 114 ppm y el de Volkov a 180. Para localizar la fuente de sonido apagaron las radios y probablemente la encontraron y, percatándose que se trataba de una fuga de aire, debieron intentar cerrar la válvula, ubicada bajo el asiento del comandante. Existía un procedimiento de emergencia consistente en que el comandante taponara el agujero con un dedo, pero se contemplaba solo para el caso de que la Soyuz aterrizara en agua y amenazara con inundarse.

La localización de la fuga hizo imposible cortarla en poco tiempo: aunque en las especificaciones se requería que la entrada de agua fuera cortada en 20 segundos, en los entrenamientos los cosmonautas tardaban de 30 a 40. Eso explica perfectamente por qué el accidente fue mortal, ya que se estima que 20 segundos después de haberse iniciado la fuga la presión había caído tanto que la tripulación debía estar inconsciente. A los 50 segundos después de haberse iniciado el escape de aire, el pulso de Patsayev había caído a 42 ppm. A los 110 s los corazones de los tres cosmonautas se habían detenido. La presión en ese momento se había estabilizado en 50 hPa.

Sin embargo, la Soyuz prosiguió su maniobra de regreso a tierra con normalidad, con la sola excepción de que el escape de gas le produjo un lento movimiento de rotación.

En tierra el control de misión no supo nada de esto ya que no tenía comunicación con la nave (la separación del módulo orbital del módulo de descenso se produjo fuera del alcance de las estaciones de seguimiento soviéticas). Sin embargo, dos minutos después entró en el radio de acción y permaneció durante tres minutos antes de que la reentrada volviera a hacer imposibles las comunicaciones.

Una vez la nave entró en el radio de acción de las estaciones, control de la misión intentó comunicarse con la tripulación; al constatar que los cosmonautas no respondían creyó que había una avería en el sistema de comunicaciones. Este error es comprensible, ya que desde la separación del módulo orbital la Soyuz carecía de medios para transmitir telemetría y, por lo tanto, en tierra nada sabían de la fuga de aire. La nave aterrizó correctamente a las 2:16:52 UTC (las 6:16 hora local: había amanecido más de una hora antes). Los equipos de rescate recibieron la desagradable sorpresa una vez la cápsula estaba en tierra y la tripulación seguía sin dar señales de vida. Se intentó la reanimación de los tripulantes, pero fue imposible (llevaban media hora muertos).

Se intentó reproducir el accidente en tierra, pero no fue posible hacer que las válvulas se abrieran simultáneamente. No obstante, las autopsias y los datos recogidos por el sistema grabador de datos Mir (que permitía recoger los datos del vuelo aunque estos no se pudieran retransmitir) resultaron suficientes para determinar las causas del mismo.

Consecuencias

Reducción de la tripulación

El accidente obligó a hacer que todos los tripulantes de las Soyuz llevaran trajes espaciales durante el despegue y aterrizaje como medida de precaución. Estos trajes fueron diseñados por Gay Severin y recibieron el nombre de Sokol. Aunque ligeros, aumentaban el espacio necesario para los tripulantes. Además, para asegurar que los trajes funcionaran y que la cabina pudiera mantener la presión en caso de fuga, hubo que instalar una unidad de control, por lo que se disminuyó aún más el espacio disponible. Esto redujo la capacidad de la nave de tres cosmonautas a dos.

Para recuperar su anterior tripulación máxima hubo que rediseñar la nave para hacerla más amplia; el nuevo modelo, llamado Soyuz-T, comenzó a volar en 1980.

Abandono de la Salyut 1

Se tenía previsto que una nueva Soyuz, la número 12, partiera hacia la Salyut 1 en el mes de julio. No obstante, la Soyuz 12 no partiría al espacio hasta septiembre de 1973, más de dos años después. Debido al retraso la Salyut 1 no pudo recibir más tripulaciones y, tras ir más allá de su vida útil prevista (tres meses), se ordenó su reentrada controlada.

Destitución de Kamanin

Se culpó a Kamanin por no haber adiestrado a los cosmonautas para afrontar una emergencia así y fue retirado del servicio. Kamanin consideró que la decisión era profundamente injusta, puesto que:

  • Él había sido de los pocos que se había opuesto a la ausencia de escafandras en las Soyuz.
  • Una vez la válvula se abrió no había forma posible de que los cosmonautas se salvaran. Sus rivales argumentaron que los cosmonautas habrían podido taponar la fuga con el dedo, del mismo modo que estaba previsto en caso de que la cápsula aterrizara en el mar y se empezara a inundar. Sin embargo Kamanin consideró esta sugerencia muy poco realista ya que no había suficiente tiempo y, en el improbable caso de que lograran taponarla, el cosmonauta hubiera tenido que aguantar en esa posición durante la reentrada, donde se alcanzan aceleraciones de 4-5 Gs.
  • Su posición ya estaba en cuestión en mayo, antes del accidente.

Honores postmortem

Las autoridades soviéticas reconocieron públicamente la naturaleza del accidente. Los cosmonautas fueron enterrados con todos los honores en el Kremlin.

Además fueron nombrados diversos objetos en su honor:

Esquema de una nave Soyuz para su acoplamiento con una estación tipo Salyut 1. Fuente: NASA.

Los equipos de rescate tratando de reanimar a la tripulación de la Soyuz 11.

 

Tras esta breve visita la Salyut 1 continuó en orbita terrestre un mes y medio, hasta que el 6 de Junio de 1971 se lanzó la Soyuz 11, con los cosmonautas Dobrovolsky, Volkov y Patsáiev. Después de las maniobras de aproximación con piloto automático, la tripulación realizó el atraque final desde una distancia de 100 metros. La operación de atraque automático unió eléctrica e hidráulicamente la nave, y tras igualar las presiones y abrir las escotillas, los cosmonautas penetraron en la estación. La unidad de atraque era nueva en lo esencial, no solo permitía un “ajuste” más firme de las naves tras el atraque, sino que además la estanqueidad era más perfecta. La unidad de atraque conducía a un corto cilindro de unos 2 metros de diámetro. Seguía otro cilindro de unos 2.9 metros, del que pasaban a otra sección de 4.15 metros de diámetro. En una sección de 2.2 metros de diámetro en la parte trasera, se alojaban los motores, alimentado por depósitos de propulsores de forma semiesférica o cónica. La longitud total de la estación, con un trasbordador acoplado era de unos 20 metros. El peso total  sobrepasaba las 25 toneladas.

A bordo de Salyut 1 había un observatorio astronómico, con dos telescopios y un espectrógrafo, obteniéndose espectrogramas de la estrella alfa de Lira. También se realizaron experimentos sobre el crecimiento a bordo de plantas, para saber si podrían emplearse para proporcionar oxígeno y alimento, además de resistir amplios períodos de ingravidez a bordo de las futuras estaciones espaciales.

Arriba la Soyuz 11, abajo, la estacién espacial Salyut 1, la primera de su clase.

La estancia en la Salyut 1 se vio salpicada por diversos incidentes, entre los que destacan la avería del telescopio principal (debido a que no se abrió la tapa), un incendio el 16 de junio que estuvo a punto de provocar una evacuación de emergencia y fuertes fricciones entre dos de los tripulantes: Dobrovolskiy (comandante, novato) y Volkov (veterano). Estos incidentes motivaron el regreso anticipado de la tripulación (la duración inicialmente prevista de la misión era de 30 días).

El acoplamiento con la estación se produjo el 7 de junio en modo automático. La tripulación encendió el sistema de regeneración de aire y cambió un par de ventiladores. Sin embargo, debido a un desagradable olor a humo, se aconsejó a los cosmonautas que durmieran la primera noche a bordo de la Soyuz. El 8 de junio el aire de la estación se encontraba perfectamente, por lo que los cosmonautas procedieron a habitarla, realizaron una maniobra orbital y orientaron los paneles hacia el Sol. La prensa mundial se hizo eco del nuevo triunfo de la astronáutica soviética: la primera estación espacial tripulada. Sin embargo, los cosmonautas no siguieron el programa de entrenamiento para paliar los efectos de la ingravidez en el cuerpo. El día 9 se contacta por televisión con los tripulantes y se les recuerda la necesidad de realizar los ejercicios.

Ur

Ur

Ur fue uno de los primeros continentes, que probablemente se formó hace unos 3.000 millones de años en el Eón Arcaico.1​ En el período inicial de su existencia, Ur fue probablemente el único continente en la Tierra, y es considerado por algunos como un supercontinente, a pesar de que probablemente fuera menor que la actual Australia. Hace alrededor de 1.000 millones de años Ur se unió a los continentes Nena y Atlántica para formar el supercontinente Vaalbará. Ur sobrevivió durante mucho tiempo, hasta que fue desgarrado cuando el supercontinente Pangea se rompió hace cerca de 208 millones de años en Laurasia y Gondwana. En la actualidad fragmentos de este antiguo continente forman parte de África, Australia, India y Madagascar.

Supercontinente Ur

Ur fue un hipotético supercontinente de la Tierra durante el Eón Arcaico hace 3.100 millones de años, según algunas hipótesis.

Algunas teorías mencionan que, tras el supercontinente Vaalbará surgió Ur, y que en el período inicial de su existencia era probablemente el único continente de la Tierra, por lo que se le puede considerar como un supercontinente aunque probablemente era más pequeño que la actual Australia.

Las teorías apuntan hacia la unión de este supercontinente con los continentes Atlántica y Nena (acrónimo de Norte de Europa y Norte de América), formando de este modo el supercontinente Rodinia, aunque no deja de ser una sola hipótesis.

Cratones que formaron el supercontinente Ur.

Sin embargo, existen muchas dudas sobre la existencia de Ur debido a que cratones como el de Kaapvaal en el sur de África y el de Pilbara en el oeste de Australia deberían haber formado parte tanto de él como de Vaalbará, pero la posible configuración continental contradice con las colisiones precámbricas generalizadas entre Australia y África.

Además de los mencionados cratones de Australia y Sudáfrica, lo habrían integrado los cratones de Madagascar, Zimbawe y Kalahari (África), Yilgran y Kilbaran (Australia) y Singhbhum y Dharwar (India).

Cronología

  • ~ 3.000 millones de años atrás, formación de Ur.
  • ~ 1.000 millones de años atrás, forma parte del supercontinente Rodinia.
  • ~ 300 millones de años atrás, forma parte del supercontinente Pangea.
  • ~ 208 millones de años atrás, es fragmentado al separarse Laurasia y Gondwana.
  • ~ 65 millones de años atrás, la parte africana de Ur se separa formando parte de la India.
  • ~ Presente, Ur era lo que ahora es África, Australia, India y Madagascar.

Aunque se desconoce el tamaño exacto de Ur, se estima que no debió ser mucho más grande que Australia (hay que recordar que durante el Arcaico las masas continentales no eran como los continentes actuales, sino que se trataba de protocontinentes, tierras emergidas mucho más pequeñas y, posiblemente, formadas en su mayor parte por arcos de islas volcánicas) y que tendría una morfología alargada.

Desarrollo y evolución:

El supercontinente Ur debió coexistir en el tiempo con el hipotético Vaalbará (en caso de que este supercontinente existiera realmente o no se tratara de la misma masa continental), que se habría formado hace 3.800 – 3.600 Ma y habría perdurado hasta hace unos 2.800 Ma, momento en que se habría desintegrado y desaparecido. Permaneciendo estable durante cientos de millones de años, Ur siguió existiendo, creciendo en extensión y siendo testigo del nacimiento de los supercontinentes Kenorland (que apareció hace 2.700 Ma y desapareció hace unos 2.100 Ma, al que podría haber estado parcialmente unido), Atlántica (que apareció hace unos 2.000 Ma), Nena (surgido hace unos 1.800 Ma) y Columbia (que nació hace unos 1.800 Ma como resultado de la unión entre Atlántica, Nena y otras masas continentales menores –puede que incluso englobara a Ur–).

Tras la fragmentación de Columbia hace 1.500 Ma, algunas de las masas continentales que lo formaban (como Atlántica y Nena) se unieron con Ur para constituir el supercontinente Rodinia, hace aproximadamente 1.000 Ma. Ur permaneció estable aún cuando Rodinia se fragmentó (hace unos 750 Ma), pasando a formar parte de las masas continentales que dieron forma a Pannotia hace unos 600 Ma y, tras su desaparición, a Pangea (hace unos 300 Ma).

Nave que orbita otro planeta

Mariner 9

Otros nombres: 1971-051A, Mariner Mars ’71, Mariner-I, 05261

Fecha de lanzamiento: 30 de mayo de 1971

Hora de lanzamiento: 22:23:00 GMT

Masa seca en órbita: 558,8 kg

Potencia paneles solares: 800 W en la Tierra, 500 W en la órbita marciana.

La sonda Mariner 9 fue utilizada como parte del programa Mariner para la exploración de Marte. Mariner 9 fue lanzada hacia su destino el 30 de mayo de 1971, llegando a Marte el 13 de noviembre del mismo año, convirtiéndose en la primera nave espacial que orbitó otro planeta. Científicamente constituyó una continuación de las observaciones de Marte adquiridas por las sondas Mariner 6 y 7 mostrando claras fotografías de la superficie marciana oculta al inicio de la misión por grandes tormentas de arena.

Introducción

El proyecto Mariner Mars 71 fue una misión formada por dos naves que debían orbitar Marte en misiones complementarias, pero debido al fallo del Mariner 8 en el lanzamiento, solo se pudo realizar con una sonda. La nave Mariner 9 recogió los objetivos de la fallida misión (mapear el 70% de la superficie marciana) y sus propios objetivos (estudiar los cambios temporales en la atmósfera y la superficie). La Mariner 9 fue la primera sonda en orbitar con éxito otro planeta.

La superficie planetaria de Marte debía ser mapeada con la misma resolución prevista para la misión inicial, a pesar de que la resolución de las imágenes de las regiones polares debía descender debido a la mayor distancia a la superficie de esta sonda respecto a la Mariner 8.

La nave

La sonda Mariner 9 fue construida sobre una estructura octogonal de magnesio, de 45,7 cm de altura y 138,4 cm en diagonal. Montados en la parte superior de la estructura se encontraban dos tanques de propulsión con el combustible, el motor de maniobras orbitales, una antena de baja ganancia de 1,44 m de largo y una antena parabólica para las comunicaciones con la Tierra.

Una plataforma móvil estaba montada en la parte baja de la estructura, donde estaban acoplados los instrumentos científicos (cámaras de TV de ángulo ancho y estrecho, radiómetro infrarrojo, espectrómetro ultravioleta y espectrómetro interferómetro infrarrojo).

La altura total de la nave era de 2,28 m y la masa en el momento del lanzamiento fue de 974 kg, de los que 415 kg eran de combustible. La instrumentación científica tenía un peso total de 63,1 kg. La electrónica para las comunicaciones, comandos y control de la sonda estaban dentro de la estructura principal.

Para obtener electricidad la sonda tenía 4 paneles solares con unas dimensiones de 90 x 215 cm, extendidos desde la parte superior de la estructura. Cada grupo de dos paneles solares media 6,89 m de lado a lado. La energía de la nave la proporcionaban un total de 14.742 células solares en los 4 paneles con una superficie total de 7,7 m². La producción de electricidad llegaba a los 800 W en la Tierra y a 500 W en la órbita marciana. La energía era almacenada en baterías de níquelcadmio con una capacidad de 20 A/h.

La propulsión se obtenía por medio de un motor con un empuje máximo de 1340 N y que podía reencenderse más de 5 veces. El propelente era monometil hidracina y tetróxido de nitrógeno. Dos conjuntos de seis toberas de orientación de gas nitrógeno estaban colocadas al final de los paneles solares.

La orientación se obtenía con la localización realizada por un sensor solar, un seguidor de estrellas, giroscopios y una unidad de referencia inercial junto a un acelerómetro. La sonda tenía un sistema de control termal pasivo basado en el uso de paneles móviles en las ocho caras de la nave y de aislantes térmicos.

El control de la sonda lo llevaba un ordenador central y un secuenciador que tenía una memoria de hasta 512 palabras. El sistema de comandos estaba programado con 86 comandos directos, 4 comandos cuantitativos y 5 comandos de control. Los datos eran almacenados en un grabador de cinta digital reel to reel. La cinta de 168 m y 8 pistas podía almacenar 180 millones de bits grabados a una velocidad de 132 kbits/s. El envío de los datos a la Tierra podía ser realizado a 16, 8, 4, 2 y 1 kbit/s, usando dos pistas al mismo tiempo.

Las telecomunicaciones se llevan a cabo por dos transmisores en banda S de 10 y 20 W y se recibían por un receptor a través de la antena parabólica de alta ganancia, la antena de cuerno de media ganancia o la antena de baja ganancia omnidireccional.

La misión

La sonda fue lanzada en una trayectoria directa a Marte de 398 millones de km por un cohete Atlas-Centaur SLV-3C (AC-23). La separación del cohete ocurrió a las 22:36 GMT, unos 13 min después del despegue. Los cuatro paneles solares se desplegaron a las 22:40 GMT y los sensores encontraron el Sol hacia las 23:16 GMT, poco después de que la sonda abandonara la sombra de la Tierra. La adquisición de la estrella Canopus ocurrió a las 02:26 GMT el 31 de mayo.

La primera maniobra de corrección de la trayectoria tuvo lugar el 5 de junio. La nave Mariner 9 llegó a Marte el 13 de noviembre de 1971 tras 166 días de vuelo. Un encendido del motor principal de 15 min y 23 s colocó a la nave en órbita marciana, convirtiendo de esta manera a esta sonda en la primera en orbitar otro planeta. La nave quedó colocada con una órbita que tenía un periapsis de 1.398 km y un periodo de 12 h y 34 min. Dos días después, un encendido del motor de 6 s cambió el periodo orbital a 12 h con un periapsis de 1.387 km. Se realizó una maniobra de corrección de la trayectoria el 30 de diciembre durante la órbita 94 que elevó el periapsis hasta los 1.650 km y dejó el periodo orbital en 11 h, 59 min y 28 s de manera que se pudieran realizar transmisiones de datos sincronizadas con la antena de 64 m de Goldstone.

La realización de fotografías de la superficie de Marte fue retrasada indefinidamente debido a una gran tormenta marciana que había comenzado el 22 de septiembre de 1971 en la región de Noachis. La tormenta creció rápidamente hasta convertirse en la mayor tormenta de arena jamás observada en Marte. Cuando la nave llegó al planeta no se podía apreciar ningún detalle de la superficie, excepto las cimas de Olympus Mons y los tres volcanes de Tharsis. La tormenta fue desapareciendo durante noviembre y diciembre por lo que pudieron comenzar las operaciones normales de la sonda.

Los instrumentos de la nave obtuvieron numerosos datos sobre presiones, densidades y composición de la atmósfera, así como de la composición, temperatura, gravedad y topografía de la superficie. En total se enviaron a la Tierra 54 mil millones de bits de datos científicos, incluyendo 7.329 fotografías que cubrieron al planeta por completo. Tras agotar el gas para controlar la orientación de la nave, la nave fue apagada el 27 de octubre de 1972, tras casi un año de operaciones. Mariner 9 fue dejada en órbita marciana, la cual no decaerá hasta al cabo de 50 años, cuando la sonda penetrará en la atmósfera del planeta rojo.

La misión Mariner 9 fue un éxito rotundo ya que se consiguió el primer mapa global de Marte, incluyendo las primeras vistas detalladas de los volcanes, el Valle Marineris, los casquetes polares y los satélites Fobos y Deimos. Además proporcionó información sobre las tormentas de polvo globales, el campo gravitatorio variable por zonas y evidencias de actividad erosiva por parte del viento.

Instrumentos

Fobos desde la Mariner 9.

Consistía en una cámara de televisión vidicon de 5 cm que transmitía fotografías desde Marte. Era capaz de transmitir fotografías filtradas de baja resolución y fotografías sin filtrar de alta resolución. Cada imagen tenía un total de 700 por 380 píxeles y su resolución variaba entre las 500 m/línea TV a los 50 m/línea TV si eran tomadas a unos 2.000 km de altura. En total obtuvo más de 7.300 fotografías de la superficie marciana, sus satélites, Saturno y algunas estrellas.

Radiómetro Infrarrojo (IRR)

El radiómetro infrarrojo del Mariner 9 estaba diseñado para estudiar la superficie de Marte, las temperaturas del suelo en función de la hora local midiendo la energía radiada entre las 8-12 micras y las 18-25 micras, lo que permitía conocer los flujos de energía y las posibles ‘zonas calientes’ debidas a fuentes termales y las zonas frías de los polos. Operó con normalidad durante toda la misión.

Ocultación en Banda-S

El desplazamiento Doppler de la señal de telemetría en banda-S ocurrido durante la ocultación de la sonda por Marte proporcionaba información sobre la distribución vertical del índice de refracción de la atmósfera marciana, lo que permitía conocer la distribución vertical de los iones y las moléculas neutras.

Mecánica celestial

Se realizó un experimento de mecánica celeste para el análisis de la trayectoria orbital a través de los datos de seguimiento. Ello permitía obtener las características del campo de gravedad de Marte y las efemérides con alta precisión.

Espectrómetro Interferómetro Infrarrojo (IRIS)

Estaba diseñado para proporcionar información sobre la estructura vertical, la composición y la dinámica de la atmósfera y de las propiedades de la superficie del planeta. Las medidas se realizaron entre las 6 y las 50 micras, usando un interferómetro de Michelson modificado. El instrumento iba montado en la parte inferior de la nave en una plataforma móvil. El instrumento obtuvo unos datos excelentes durante la misión.

Espectrómetro Ultravioleta (UVS)

Este experimento fue diseñado para recibir la radiación ultravioleta entre los 1100 y los 3520 A de la superficie y la atmósfera marciana, observando bandas seleccionadas de esta radiación y dando información sobre la presión atmosférica local, las concentraciones de ozono, variaciones en las estructuras de la superficie y variaciones en el oxígeno y el ozono como posibles señales de actividad biológica.

Además permitía detectar el ritmo de escape del hidrógeno atómico de la exosfera y la presencia de las auroras en el UV inducidas por el campo magnético del planeta. Operó con normalidad durante toda la misión.

Vaalbará

Vaalbará

Vaalbará es el nombre del primer e hipotético supercontinente que existió sobre la Tierra. Se estima que la Tierra se formó hace 4.567 millones de años. Se supone que la existencia de este supercontinente “nació” hace entre 3.800 – 3.600 millones de años. Su existencia se basa en estudios geocronológicos y paleomagnéticos hechos entre los dos cratones arcaicos (protocontinentes) Kaapvaal y el Pilbara. El Kaapvaal (denominado así por la provincia sudafricana de Kaapvaal) y el Pilbara (de la región de Pilbara, de Australia Occidental). Según los datos radiométricos de los cratones que formaron parte de Vaalbará, suponen que este existía hace unos 3.300 millones de años y posiblemente también hace unos 3.600 millones de años.

El nombre “Vaalbará” resulta de unir las últimas cuatro letras de ambos nombres, kaapVAAL y pilBARA). Aunque se desconoce su tamaño, se estima que Vaalbará no debió ser mucho más grande que Australia (hay que recordar que durante el Arcaico, las masas continentales no eran como los continentes actuales, sino que se trataba de protocontinentes, tierras emergidas mucho más pequeñas y, posiblemente, formadas en su mayor parte por arcos de islas volcánicas).

Cratones que formaron el supercontinente Vaalbará

Hallazgos

Hace poco tiempo se han realizado estudios de lo que sería el hallazgo de las rocas más antiguas de nuestro planeta. En Canadá (Nuvvuagittuq, al este de la bahía de Hudson, en Quebec). Se halló y midió las minuciosas variaciones de la composición isotópica de elementos de las rocas, como el neodimio o el samario, que tienen una gran capacidad magnética y se llegó a la conclusión de que estas rocas debían tener entre 3.800 y 4.280 millones de años. Por lo que las rocas de Nuvvuagittuq serían el primer indicio de la primera corteza terrestre. También en Groenlandia se habían localizado rocas de hace 3.800 millones de años que provenían del fondo de los océanos.

Pruebas

Una prueba adicional es la secuencia de similitudes estructurales de los cinturones supracorticales y gneis de estos dos cratones. Estos mismos cinturones supracorticales están ahora diseminadas por los márgenes del cratón Superior de Canadá y también por todos los cratones de los futuros continentes sucesores cuyos Gondwana y Laurasia supone que existían hace 200 millones de años. La posterior deriva seguida por los cratones Kaapvaal y Pilbara después de 2.800 millones es una prueba más de que antiguamente estaban conectados. Se desconoce cuándo el supercontinente Vaalbará se empezó a fragmentar, pero datos geocronológicos y palaeomagnéticos muestran que los dos cratones habrían tenido una separación rotacional de 30 grados de latitud, lo que implica que ya no eran contiguos hace 2.800 millones de años.

Continentes a través del tiempo

Según estudios formados a través del tiempo, nuestro planeta sufrió muchos cambios posteriormente, hasta llegar a lo que es ahora y que lo podamos visualizar de la forma en que lo vemos ahora. Se sostiene la idea de que nuestro planeta tiene más de 4.500 millones años. Gracias a los avances podemos sacar conclusiones y poder suponer cuántos años hace que han surgido los antiguos continentes hasta su fragmentación. Por ahora no sabemos con exactitud el tiempo que han estado presentes, cuando surgieron, cómo han logrado diseminarse y separarse hasta llegar a la posición actual, con sus posibles rotaciones y erosiones.

La Tierra hace 3.600 millones de años. Y el supercontinente Vaalbará conformado
en medio del superocéano Panthalassa.

Aterrizaje en Marte

Mars 3

Mars 3 (Марс 3)

 

Otros nombres del orbitador: 1971-049A, mars 3 Orbiter, 05252

Otros nombres del lander: 1971-049F

Fecha de lanzamiento: 28 de mayo de 1971

Hora de lanzamiento: 15:26:30 GMT

Masa seca en órbita: 2265 kg Orbitador // 358 kg Aterrizador

La sonda Mars 3 (también llamada Marsnik 3 o Marte 3) era una nave idéntica a la Mars 2, cada una con un módulo orbital y un módulo de descenso acoplado, desarrolladas en el marco del programa Mars de sondas soviéticas para la exploración de Marte. El principal objetivo del orbitador Mars 3 era la obtención de imágenes de la superficie marciana y de las nubes, determinar la temperatura, estudiar la topografía, composición y propiedades físicas de la superficie, así como medir las propiedades de la atmósfera, medir el viento solar y los campos magnéticos marciano e interplanetario. También actuaría como repetidor hacia la Tierra de las señales enviadas por el módulo aterrizador.

El principal objetivo científico del módulo de descenso Mars 3 era realizar un aterrizaje suave en Marte, devolver fotografías de la superficie y enviar datos de las condiciones meteorológicas, así como de la composición atmosférica y de las propiedades mecánicas y químicas del suelo. La sonda Mars 3 fue la primera que realizó un aterrizaje suave en la superficie de Marte.

Las naves

Entre los dos módulos tenían una masa total de 4.650 kilogramos en el momento del lanzamiento incluyendo el combustible. La altura de la nave era de 4,1 metros y llegaba hasta los 5,9 metros de envergadura con los dos paneles solares desplegados, mientras que el diámetro de la base era de dos metros. De la masa total, 3.440 kilogramos pertenecían al orbitador cargado de combustible y 1.210 kg eran del módulo de descenso también con el combustible cargado.

El sistema de propulsión estaba situado en la parte inferior del cuerpo cilíndrico de la nave que era el principal elemento de la sonda. Estaba formado por un tanque de combustible cilíndrico dividido en compartimentos para alojar el combustible y el oxidante. El motor estaba colocado en un soporte en la parte baja del tanque y el módulo de descenso estaba situado en la parte superior del bus del orbitador. Los dos paneles solares se extendían en los laterales del cilindro y una antena parabólica de 2,5 metros situada en el lateral junto a los radiadores servía para las comunicaciones en alta ganancia.

La telemetría era transmitida por la nave a 928,4 MHz. Los instrumentos y los sistemas de navegación estaban situados en la parte baja de la sonda y la antena para las comunicaciones con el aterrizador estaba anclada a los paneles solares. Además la nave llevaba tres antenas direccionales de baja potencia que se situaban cerca de la antena parabólica.

Instrumentación del orbitador

Los experimentos científicos se encontraban en su mayoría en compartimentos herméticamente sellados. La sonda mars 3 portaba:

– Un radiómetro infrarrojo de 1 kg de peso que trabaja entre las 8 y 40 micras para determinar la temperatura de la superficie marciana.

– Un fotómetro para realizar análisis espectrales por absorción de las concentraciones del vapor de agua atmosférico en la línea de las 1,38 micras.

– Un fotómetro infrarrojo.

– Un fotómetro ultravioleta para detectar el argón, oxígeno e hidrógeno atómico.

– Un sensor Lyman-alfa para detectar hidrógeno en la atmósfera superior.

– Un fotómetro de rango visible que estudiaba seis franjas estrechas entre las 0,35 y 0,70 micras.

– Un radiotelescopio y un radiómetro para determinar la reflectividad de la superficie y la atmósfera en el visible (0,3 a 0,6 micras) y la radio-reflectividad de la superficie en el rango de los 3,4 cm, así como la permeabilidad dieléctrica para determinar la temperatura de la superficie a 50 centímetros de profundidad.

– Un espectrómetro infrarrojo para medir la banda de absorción del dióxido de carbono en la banda de las 2,06 micras, para tener una estimación de la abundancia.

Además la sonda llevaba una cámara con una longitud focal de 350 milímetros para el ángulo estrecho y de 52 milímetros para el ángulo ancho, ambas en el mismo eje y con varios filtros de luz en rojo, verde, azul y ultravioleta. El sistema de imágenes devolvía fotografías escaneadas de 1000 x 1000 píxeles con una resolución entre los 10 y los 100 metros, obtenidas en un laboratorio de imagen que llevaba la sonda.

Se llevaron a cabo experimentos de radio-ocultación cuando las transmisiones de radio atravesaban la atmósfera, obteniendo nueva información sobre su estructura al observar la refracción de la señal. Durante el vuelo hasta Marte se realizaron medidas de los rayos cósmicos galácticos y de la radiación solar. Ocho sensores independientes de plasma electrostático estaban a bordo para determinar la velocidad, temperatura y composición del viento solar en el rango entre los 30 y los 10.000 eV. Un magnetómetro de tres ejes que servía para medir los campos magnéticos interplanetarios y marciano, estaba colocado en un brazo extensible situado en un panel solar.

Este orbitador llevaba además un experimento francés que no llevaba la sonda Marsnik 2. Se llamaba Spectrum-1 y servía para medir la radiación solar a longitudes de onda métricas, en conjunción con receptores en la Tierra para estudiar las causas de las erupciones solares. La antena del Spectrum-1 estaba montada en uno de los paneles solares.

La misión

La sonda mars 3 fue lanzada hacia Marte impulsada por la última etapa del cohete lanzador llamada Tyazheliy Sputnik (71-049C). Se realizó una maniobra de corrección de la trayectoria el día 8 de junio. El módulo orbital soltó el módulo de descenso (71-049F) unas 4 horas y 35 minutos antes de llegar a Marte el día 2 de diciembre de 1971 a las 09:14 GMT (MSD 34809, 11 Libra 192 Dariano).

El módulo de descenso entró en la atmósfera marciana a una velocidad de 5,7 kilómetros por segundo. Usando el frenado aerodinámico, los paracaídas y los retrocohetes, la sonda de descenso logró un aterrizaje suave a 45ºS y 158ºO y comenzó sus operaciones. Sin embargo, tras 20 segundos de trabajo los instrumentos se pararon por razones desconocidas, quizás como resultado de la masiva tormenta de polvo que estaba teniendo lugar en el momento del aterrizaje.

Mientras tanto el orbitador había sufrido una pérdida parcial de combustible y no tuvo el suficiente como para colocarse en la órbita planeada de 25 horas. El motor realizó un encendido que quedó truncado y colocó a la mars 3 en una órbita de 12 días y 19 horas de duración, con una inclinación de 48.9º.

Los orbitadores Marsnik 2 y mars 3 enviaron grandes cantidades de datos a nuestro planeta entre diciembre de 1971 y marzo de 1972, aunque las transmisiones continuaron hasta el mes de agosto. Se anunció que ambas sondas finalizaron sus operaciones el 22 de agosto de 1972, tras completar la sonda Marsnik 2 un total de 362 órbitas a Marte y un total de 20 órbitas la sonda mars 3. En total realizaron 60 fotografías.

Las imágenes obtenidas junto con los datos revelaron montañas de 22 kilómetros de altura, la presencia de oxígeno e hidrógeno atómico en la atmósfera superior, temperaturas en la superficie entre los -110°C y los +13 °C, presiones superficiales de entre 5,5 y 6 milibares, concentraciones de vapor de agua 5000 veces inferiores a las de la Tierra. También se detectó que la ionosfera marciana comenzaba entre los 80 y 110 kilómetros de altura y que se hallaban presentes granos de las tormentas de polvo hasta los 7 kilómetros de altura. Los datos permitieron la realización de mapas de relieve de la superficie, así como valiosa información sobre la gravedad y campos magnéticos de Marte.

Módulo de descenso

Modelo de la sonda de descenso.

Modelo de la sonda de descenso en el NPO Lavochkin Museum.

El módulo de descenso de la Mars 3 estaba situado en la parte del orbitador contraria al sistema de propulsión. Tenía forma de esfera de 1,2 metros de diámetro y un escudo de frenado de 2,9 metros de diámetro con forma cónica. El sistema de descenso lo formaban un conjunto de paracaídas y los retrocohetes. Cargado de combustible este módulo tenía un peso total de 1.210 kg, de los que la cápsula esférica tenía 358 kilogramos.

Un sistema de control automático consistente en pequeños motores de gas y contenedores presurizados de nitrógeno servían para controlar la orientación. Cuatro pequeños cohetes estaban colocados alrededor del cono para controlar el cabeceo y el balanceo durante el descenso. El paracaídas principal y el auxiliar, el motor para el aterrizaje y el altímetro radar estaban colocados en la parte superior del módulo. Se colocaron bloques de espuma aislante como protección para absorber el choque contra el suelo. La cápsula de aterrizaje tenía cuatro pétalos triangulares que se abrían tras el aterrizaje, para equilibrar la nave y dejar al descubierto los instrumentos.

Instrumentación del lander

El aterrizador llevaba como instrumentación científica:

– Dos cámaras de televisión que permitían obtener unas vistas de 360º de la superficie.

– Un espectrómetro de masas para estudiar la composición atmosférica.

– Sensores de temperatura, presión, composición y velocidad del viento

– Dispositivos para medir las propiedades mecánicas y químicas del suelo.

– Una pala mecánica para buscar compuestos orgánicos y signos de vida.

Cuatro antenas colocadas en la parte superior proporcionaban las comunicaciones con el orbitador a través de los sistemas de radio. La nave portaba baterías eléctricas que fueron cargadas por el orbitador justo antes de la separación. El control de la temperatura era mantenido usando aislantes térmicos y radiadores. La cápsula de aterrizaje fue esterilizada antes del lanzamiento para evitar la contaminación del ambiente marciano.

El rover

El aterrizador mars 3 portaba un pequeño robot con capacidad de moverse llamado PROP-M. El robot tenía una masa de 4,5 kilogramos y estaba unido al aterrizador por un cable para mantener las comunicaciones. El rover estaba diseñado para ‘andar’ usando un par de esquís que le permitían desplazarse hasta unos 15 metros, la longitud del cable. El rover portaba un penetrómetro dinámico y un medidor de radiación. El robot tenía forma de caja con una pequeña protuberancia en el centro. A cada lado de la caja se encontraban los esquíes, que elevaban ligeramente el robot sobre la superficie. Delante de la caja se encontraba una barra de detección de obstáculos. El rover debía desplegarse tras el aterrizaje, siendo portado por un brazo robótico que lo colocaría delante de las cámaras de televisión. Tras moverse un poco, debía realizar un análisis del suelo cada 1,5 metros. Las huellas dejadas en la superficie además servirían para conocer las características del terreno.

Desarrollo de la misión

El módulo de descenso se separó del orbitador el 2 de diciembre de 1971 a las 09:14 GMT. Quince minutos más tarde el motor de descenso fue encendido para colocar hacia delante el escudo de aerofrenado. A las 13:47 GMT el módulo entró en la atmósfera marciana a 5,7 km/s y con un ángulo menor de 10º. El paracaídas de frenado se desplegó correctamente y fue seguido por el paracaídas principal que frenó la nave hasta lograr una velocidad menor que la del sonido. Entonces el escudo térmico fue expulsado y se puso en marcha el radar de altimetría. A una altura de entre 20 y 30 metros y con una velocidad de entre 60 y 110 m/s se desconectó el paracaídas principal y se encendieron unos pequeños cohetes laterales que lo alejaron de la zona. Simultáneamente se encendieron los retrocohetes para frenar al máximo. Todo el proceso duró unos 3 minutos.

Mars 3 tocó la superficie a unos 20,7 m/s aproximadamente a 45ºS y 158ºO, en el cráter Ptolomeo (o Ptolemaeus), a las 13:50:35 GMT. Los absorbedores del choque dentro de la cápsula fueron diseñados para evitar el daño a los instrumentos. Los cuatro pétalos de la cubierta se abrieron y la sonda comenzó a transmitir datos hacia el orbitador Mars 3 a las 13:52:05 GMT, unos 90 segundos tras el aterrizaje.

Unos 20 segundos después, a las 13:52:25, la transmisión cesó por completo por causas desconocidas y no se recibieron más señales desde la superficie marciana. Se desconoce si los fallos estaban en el aterrizador o en el sistema repetidor del orbitador. En ese escaso tiempo se pudo lograr una panorámica parcial de una imagen que no mostraba detalles y con una iluminación muy baja de unos 50 lux. La causa del fallo podría estar relacionada con la poderosa tormenta de arena que tenía lugar en el momento del aterrizaje que podría haber inducido una descarga eléctrica, dañando el sistema de comunicaciones y lo que también explicaría la poca iluminación de la imagen.

Nave M-71P. 1- motor de frenado TKDU; 2- antenas del magnetómetro; 3- módulo de instrumentos; 4- sistema de orientación; 5- antena del experimento francés STEREO; 6- antena de alta ganancia; 7- vehículo de aterrizaje; 8- radiadores; 9- panel solar; 10- toberas de los motores de actitud; 11- toberas de los motores de estabilización; 12- tanques del sistema de propulsión; 13- sistemas electro-ópticos del sistema de navegación; 14- antena de baja ganancia; 15- mecanismo electro-óptico de navegación. (NPO Lávochkin).

Los restos se localizaron en 2012, información en:

https://danielmarin.naukas.com/2013/04/11/encontrada-la-sonda-sovietica-mars-3/

Cratones

Cratones

Provincias geológicas de la Tierra (USGS)

Corteza oceánica
(según su edad)      0-20 Ma      20-65 Ma      >65 Ma
Corteza continental      Escudos o cratones antiguos      Plataformas (escudos con cobertera sedimentaria)      Cadenas orogénicas      Cuencas tecto-sedimentarias      Provincias ígneas      Corteza adelgazada (por extensión cortical)

Un cratón o cratógeno (del griego κϱάτος kratos, “potencia, poder, fuerza, fortaleza”) es una masa continental llegada a tal estado de rigidez en un lejano pasado geológico que, desde entonces, no ha sufrido fragmentaciones o deformaciones, al no haber sido afectadas por los movimientos orogénicos. Por tal motivo los cratones son las partes más antiguas de los continentes o fragmentos de Pangea, cuyas rocas poseen edades de más de 1.400 m.a.1​ Tienden a ser llanos, o presentan relieves bajos con formas redondeadas y de rocas frecuentemente arcaicas. A los cratones submarinos se les llama nesocratones.

El término cratón es usado para distinguir la porción interna estable de la corteza continental respecto de aquellas regiones orogénicas (márgenes continentales, cuencas sedimentarias y orógenos), las cuales son cinturones lineales de acumulación y/o erosión de sedimentos sujetos a la subsidencia (cuencas) y/o al levantamiento (cadenas de montañas). Los extensos cratones centrales de los continentes pueden consistir tanto de escudos y plataformas, como de la base cristalina. Un escudo es la parte de un cratón en el cual las rocas precámbricas surgieron extensivamente en la superficie. En contraste, la plataforma de la base está cubierta por sedimentos horizontales y subhorizontales.

Los cratones están divididos geográficamente en provincias o zonas geológicas. Estas son entidades espaciales con atributos geológicos comunes. Una provincia puede incluir un único elemento estructural dominante, como una cuenca, o un número de elementos relacionados contiguos. Las zonas adjuntas pueden ser similares en estructura pero se pueden separar debido a diferentes historias geológicas.

La teoría (ya comprobada de un modo absoluto[cita requerida]) de la tectónica de placas considera a cada cratón como una especie de “balsa” de roca ligera (proveniente inicialmente de la cristalización en épocas primordiales del planeta de magmas) flotante sobre el semifundido y plástico manto del planeta, en torno a la cual se acrecionarían, cual espuma en una olla de sopa en convección térmica, sedimentos (provenientes de la meteorización, erosión y transporte de rocas ígneas) y fragmentos litosféricos (terrenos y/o microcontinentes).

La intrusión de magma en estos (proto)continentes, debida a la subducción y fusión de corteza oceánica (basáltica) rica en agua, sería el origen de las andesitas y granitos, así como de las rocas metamórficas, constituyentes fundamentales de la litosfera continental, es decir, de los continentes.

Los cratones serían en resumen, los protocontinentes a partir de los cuales se formaron los primeros continentes, por acreción en sus márgenes subductivos e intrusión magmática. Por ello los cratones se encuentran frecuentemente en los centros/núcleos de los continentes actuales, y están típicamente rodeados de los cinturones orogénicos, más modernos. Cratones y orógenos conforman los continentes, es decir, la corteza continental.

Cratones con su edad de formación.

Cratón de Kaapvaal

El cratón de Kaapvaal (Provincia de Limpopo de Sudáfrica) es, junto con el de Pilbara de Australia Occidental, uno de las dos únicos lugares que quedan de la corteza terrestre de hace entre 2500 y 3600 millones de años. Las similitudes en el registro geológico de ambos cratones, especialmente de las secuencias del eón Arcaico tardío, sugieren que ambos fueron una vez parte del supercontinente de Vaalbará.1

El cratón de Kaapvaal tiene una superficie de 1,2 millones de km2. Por el norte está unido al cratón de Zimbabue por el cinturón del Limpopo. Por el sur y el oeste está flanqueado por orógenos del Proterozoico, y por el este por el monoclinal de Lebombo, que contiene rocas ígneas jurásicas asociadas con la fragmentación de Gondwana. El cratón de Kaapvaal se formó y estabilizó hace entre 3700 y 2600 millones de años por formaciones de batolitos graníticos que engrosaron y estabilizaron la corteza continental durante las primeras etapas de magmatismo y ciclo sedimentario.

Localización del cratón de Kaapvaal, Sudáfrica.

 

 

 

 

 

 

Cratón de Pilbara

El cratón de Pilbara (la provincia de Pilbara se encuentra en el noroeste de Australia), junto con el cratón de Kaapvaal, son las únicas áreas que permanecen con restos del eón Arcaico (de hace 3600-2700 millones de años) que hay sobre la Tierra.

Ha sido particularmente estudiado en la zona de Strelley Pool Chert por la Dra. Abigail C. Allwood (2006) al encontrar estromatolitos que parecen confirmar las hipótesis del origen biológico de los mismos propuestas por William Schopf, si tales estromatolitos fueron originados por cianobacterias, se trataría de alguno de los restos fósiles más antiguos de la Tierra.

Geografía

Se puede dividir al cratón de Pilbara en cinco sectores:

  • Pilbara del Norte, cuenca del Hamersley y cordillera de Hamersley: La cuenca del Hamersley cubre el cratón arcaico de Pilbara por el norte.
  • Pilbara del Este, Grupo Warrawoona: Las nefritas del este de Pilbara comprende sobre todo rocas volcánicas de facies de nefritas, correspondientes al Grupo Warrawoona, al cual se data entre 3517 y 3325 millones de años, y cantidades menores de rocas sedimentarias metamórficas así como varios tipos de rocas ígneas.
  • Pilbara del Oeste.
  • Pilbara del Sur y Central: Rocas de tipo TTG más jóvenes se encuentran en las nefritas verdes y granulitas del Oeste, y en la zona tectónica central.

Grupo Warrawoona

En el Cinturón de Pilgangoora el Grupo Coonterunah de 3517 millones de años y las granulitas de Carlindi (3484-3468 millones de años son la razón fundamental del Grupo Warrawoona bajo un desajuste de erosión, aportando así pruebas de la antigua corteza continental emergente.1 La Cúpula del Polo Norte (NPD) se encuentra a 10 kilómetros del Grupo Warrawoona.

En el Grupo Warrawoona (3400-3500 millones de años) se encontraron estructuras sedimentarias que se identificaron como producidas por la actividad de organismos por William Schopf. Debido a esta identificación, se consideraron esos restos como la huella de vida más antigua de la que se tiene constancia. Son poco comunes (solo se han encontrado, además de en Warrawoona, en el Supergrupo Pongola, de 2700-2500 millones de años, y en el Grupo de Bulawayan de Rodesia, de 2800 millones de años), por lo que no se puede estar seguro de que los organismos que los formaran fueran fotosintéticos y tampoco se pueden sacar conclusiones claras acerca de los ambientes en que se formaron. Ciertas bacterias no fotosintéticas forman estructuras similares a estromatolitos en fuentes termales del Parque nacional Yellowstone, por lo que existe la posibilidad de que bacterias similares formaran las estructuras estromatolíticas arcaicas.

Estos restos de Warrawoona incluyen microfósiles filamentosos y cocoides muy parecidos a cianobacterias, lo que ha inducido a pensar en la existencia de organismos fotosintéticos aeróbicos. Actualmente, estos restos están cuestionados tanto por su origen biológico como por su edad. Dicho replanteamiento lo ha provocado el geólogo español Juan Manuel García Ruiz.2

Fisiografía

El cratón de Pilbara es una sección fisiográfica distintiva de la gran provincia conocida como Plataforma Nullagine, que a su vez es parte de la gran división del Escudo Occidental Australiano.

Mapa de Australia con la región de Pilbara coloreada en rojo.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Objeto humano en Marte

Mars 2

Organización:  Unión Soviética

Tipo de misión: Aterrizaje

Satélite de: Marte

Lanzamiento: 19 de mayo de 1971

NSSDC ID: 1971-045A (Marsnik 2 Orbiter, 05234)

Masa: 2265 kg Orbitador // 358 kg Aterrizador

La sonda Mars 2 (también llamada Marsnik 2 o Marte 2) (en ruso: Марс-2) fue una sonda espacial lanzada por la Unión Soviética en 1971 hacia el planeta Marte. Los principales objetivos del orbitador Marsnik 2 eran los mismos que los de la Mars 3. Era idéntica a la Mars 3, cada una con un módulo orbital y un módulo de descenso acoplado.

El principal objetivo científico del módulo de descenso Marsnik 2 era realizar un aterrizaje suave en Marte. La secuencia de descenso del aterrizador falló y la nave impactó contra la superficie.

Las naves

Entre los dos módulos sumaban una masa total de 4.650 kg en el momento del lanzamiento, incluyendo el combustible. La altura de la nave era de 4,1 m y llegaba hasta los 5,9 m de envergadura con los dos paneles solares desplegados, mientras que el diámetro de la base era de 2 m. De la masa total, 3440 kg pertenecían al orbitador cargado de combustible y 1210 kg eran del módulo de descenso también con el combustible cargado.

El sistema de propulsión estaba situado en la parte inferior del cuerpo cilíndrico de la nave que era el principal elemento de la sonda. Estaba formado por un tanque de combustible cilíndrico dividido en compartimentos para alojar el combustible y el oxidante. El motor estaba colocado en un soporte en la parte baja del tanque y el módulo de descenso estaba situado en la parte superior del bus del orbitador. Los dos paneles solares se extendían en los laterales del cilindro y una antena parabólica de 2,5 m situada en el lateral junto a los radiadores servía para las comunicaciones en alta ganancia.

La telemetría era transmitida por la nave a 928,4 MHz. Los instrumentos y los sistemas de navegación estaban situados en la parte baja de la sonda y la antena para las comunicaciones con el aterrizador estaba anclada a los paneles solares. Además la nave llevaba tres antenas direccionales de baja potencia que se situaban cerca de la antena parabólica.

Desarrollo de la misión

La sonda “Marte 2” (o Marsnik 2) fue lanzada hacia Marte impulsada por la última etapa del cohete lanzador llamada Tyazheliy Sputnik (71-045C). Se realizaron dos maniobras de corrección de la trayectoria los días 17 de junio y 20 de noviembre. El módulo orbital soltó el módulo de descenso unas 4.30 h antes de llegar a Marte el 27 de noviembre de 1971.

La nave entró en la atmósfera marciana a una velocidad de 6 km/s y en un ángulo más acentuado de lo previsto. La secuencia de descenso quedó alterada, provocando un fallo en el sistema de descenso que hizo que los paracaídas no se desplegaran, por lo que el aterrizador se estrelló contra el suelo marciano a 4º Norte y 47º Oeste, en la zona oeste de Hellas Planitia. Aunque de forma accidentada, el módulo de aterrizaje Marsnik 2 fue el primer objeto fabricado por el ser humano en alcanzar la superficie marciana.

A hombros de gigantes. Ciencia y tecnología: https://www.facebook.com/ahombrosdegiga/

La exploración espacial de Marte comenzó en el contexto de la carrera espacial entre Estados Unidos y la Unión Soviética a la que dio lugar la Guerra Fría entre estos dos países

El Programa Mars (del ruso Марс, también llamado a veces Marte o Marsnik) fue una serie de sondas enviadas por la Unión Soviética a Marte a partir de 1960, algunas lanzadas inicialmente bajo los nombres genéricos Kosmos, Korabl o Sputnik y renombradas posteriormente en función de su éxito o fracaso.

La Mars 1 lanzada el 1 de noviembre de 1962, sería una sonda automática interplanetaria, la primera del programa soviético de sondas a Marte.

Volaría a una distancia de 11.000 km del planeta y tomaría fotos de la superficie y mandaría información sobre la radiación cósmica, impactos de micrometeoritos, sobre el campo magnético de Marte, radiación en el ambiente, estructura de la atmósfera, y posibles componentes orgánicos presentes.

Se mantuvieron 61 transmisiones de radio con intervalos cada 2 días. El 21 de marzo de 1963 cuando la nave se encontraba a 106.760.000 km de la Tierra cesó la comunicación, debido a fallos de la antena de transmisión.

En los años 1964-1965, la Unión Soviética lanzó a Marte las sondas Zond 2 y Zond 3. Posteriormente, en 1988, lanzaría con participación europea las sondas Fobos 1 y 2, la última aproximación de la URSS a Marte hasta su disolución en 1991.

Años después de la conclusión del programa Mars en 1973, la Rusia post-soviética lanza la Mars 96 (a veces llamada Mars 8), el 16 de noviembre de 1996, destruida en el despegue.

El principal objetivo del orbitador Mars 2 era la obtención de imágenes de la superficie marciana y de las nubes, determinar la temperatura, estudiar la topografía, composición y propiedades físicas de la superficie, así como medir las propiedades de la atmósfera, medir el viento solar y los campos magnéticos marciano e interplanetario. También actuaría como repetidor hacia la Tierra de las señales enviadas por el módulo aterrizador.

El principal objetivo científico del módulo de descenso de la Mars 2 era realizar un aterrizaje suave en Marte, devolver fotografías de la superficie y enviar datos de las condiciones meteorológicas, así como de la composición atmosférica y de las propiedades mecánicas y químicas del suelo

Muy poco después, el 2 de diciembre de 1971, la sonda soviética Mars 3, lanzada el 28 de mayo de 1971, se convertía en el primer artefacto humano en alcanzar Marte de forma satisfactoria, al descender de forma controlada sobre el planeta, y el primero capaz de enviar datos desde su superficie, incluida la primera fotografía tomada desde el planeta rojo.

Eones

Eones geológicos

Un Eón (geología) es el mayor de los períodos en que se considera dividida la historia de la Tierra desde el punto de vista geológico y paleontológico. Hay solamente cuatro eones: Hádico, Arcaico, Proterozoico y Fanerozoico. Los tres primeros a veces se consideran agrupados en un único supereón, el Precámbrico.

En geología, un eón (en griego eternidad) se refiere a cada una de las divisiones mayores de tiempo de la historia de la Tierra usadas en la escala temporal geológica.2​ Este tipo de divisiones son unidades geocronológicas, de tiempo, y su equivalente cronoestratigráfico (rocas formadas en ese mismo tiempo) se denomina eonotema. La categoría de rango superior es el supereón y el rango inmediatamente inferior son las eras. El límite tras un eón y el sucesivo debe ser un cambio fundamental en la historia de los organismos vivos. El término proviene del griego antiguo Aιων (Aión), significando una eternidad, una edad, una cantidad indefinida de tiempo.

A pesar de la propuesta hecha en 1957 en definir un eón como una unidad de tiempo igual a mil millones de años, la idea no fue aceptada como una unidad de medida en sí y es raramente usada para especificar un periodo exacto de tiempo, sino que se usa como una cantidad grande pero arbitraria de tiempo.2

Precámbrico (supereón)  
Eón Hádico Eón Arcaico Eón Proterozoico Eón Fanerozoico

Eón Hádico

Supereón Eón1 M. años
Fanerozoico 542,0 ±1,0
Precámbrico Proterozoico 2500
Arcaico 4000
Hádico c. 4567

El eón Hádico,2 Hadeico o Hadeano, es una división informal de la escala temporal geológica, es la primera división del Precámbrico. Comienza en el momento en que se formó la Tierra hace unos 4567 millones de años y termina hace 4000 millones de años durando unos 567 millones de años, cuando comienza el eón Arcaico. La Comisión Internacional de Estratigrafía lo considera un término informal y no ha fijado ni reconocido estos límites.3 2 Etimológicamente, la palabra Hádico proviene de la palabra griega Hades que denominaba al inframundo griego, probablemente porque se lo relaciona con una etapa de calor y confusión.

Durante este período, probablemente el Sistema Solar se estaba formando dentro de una gran nube de gas y polvo. La Tierra se formó cuando parte de esta materia incandescente se transformó en un cuerpo sólido. Este es el período durante el cual se formó la corteza terrestre. Esta corteza sufrió muchos cambios, debido a las numerosas erupciones volcánicas.

Las rocas más antiguas que se conocen tienen una antigüedad de aproximadamente 4400 millones de años y se encuentran en Canadá y Australia, mientras que las formaciones rocosas más antiguas son las de 3800 millones de años de Groenlandia.

Durante este eón se produjo el bombardeo intenso tardío que afectó a los planetas interiores del Sistema Solar, hace 3800-4000 millones de años.

En las últimas décadas del siglo XX los geólogos identificaron algunas rocas hádicas en Groenlandia Occidental, el noroeste de Canadá y Australia Occidental.

Los minerales más antiguos conocidos son los cristales individuales de zircón redepositados en los sedimentos del oeste de Canadá y la región Jack Hills de Australia Occidental. Los zircones más antiguos datados tienen 4400 millones de años,4 muy cerca de la fecha estimada de formación de la Tierra.

La formación rocosa más antigua conocida, el cinturón supracortical de Isua, está integrado por los sedimentos de Groenlandia datados en alrededor de 3800 millones de años, algo alterados por diques volcánicos que penetraron en las rocas después de haber sido depositadas.

Los sedimentos de Groenlandia incluyen formaciones de hierro bandeado. Posiblemente contienen carbono orgánico, lo que indicaría que las primeras moléculas auto-replicantes (hipótesis del mundo de ARN) datan de esta época y una pequeña probabilidad de que ya hubiera surgido la fotosíntesis. Los fósiles más antiguos conocidos (de Australia) datan de unos pocos cientos de millones de años más tarde.

Hipótesis del gran impacto.

Entre el material con el que se formó la tierra debió haber una determinada cantidad de agua.5 Las moléculas de agua se habrían estado escapando de la gravedad terrestre hasta que el planeta alcanzó un radio de aproximadamente el 40% de su tamaño actual; después de ese punto, el agua y otras sustancias volátiles se habrían conservado.6 Es esperable que el hidrógeno y el helio escapen continuamente de la atmósfera, pero la falta de gases nobles densos en la atmósfera moderna sugiere que algo catastrófico ocurrió en la atmósfera temprana.

Existe la hipótesis de que una parte del material del joven planeta fue aportado por el impacto que creó la Luna. La composición actual de la Tierra no coincide con la que tendría con una fusión completa y, por otra parte, es difícil fundir y mezclar completamente enormes masas de roca.7 Sin embargo, una importante fracción de material debió de ser vaporizado en este impacto, creando una atmósfera de rocas vaporizadas alrededor del joven planeta.

La condensación de las rocas vaporizadas tomaría dos mil años, dejando una pesada atmósfera de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua. Se formarían océanos de agua líquida a pesar de una temperatura en la superficie de 230 °C, debido a la fuerte presión atmosférica del CO2. Como el enfriamiento continuó, la subducción y disolución en el agua del océano suprimió la mayor parte del CO2 de la atmósfera, pero los niveles oscilaron fuertemente cuando aparecieron los ciclos de superficie y manto.8

El estudio de zircones ha revelado que el agua líquida debe haber existido ya hace 4.400 millones de años, muy poco después de la formación de la Tierra.9 10 11 12 13 14 Esto requiere la presencia de una atmósfera.

Subdivisiones

Supereón Eón
Eonotema
Era
Eratema
Periodo
Sistema
Inicio, en
millones
de años
Precám-
brico
16
Protero-
zoico
Neo-
proterozoico
Ediacárico ~635
Criogénico ~720
Tónico 100017
Meso-
proterozoico
Esténico. 120017
Ectásico 140017
Calímico 160017
Paleo-
proterozoico
Estatérico 180017
Orosírico 205017
Riácico 230017
Sidérico 250017
Arcaico Neoarcaico 280017
Mesoarcaico 320017
Paleoarcaico 360017
Eoarcaico 4000
Hádico
18 19
~4600

Dado que pocos rastros geológicos de este período han sobrevivido sobre la Tierra, la Comisión Internacional de Estratigrafía3 no ha reconocido ninguna subdivisión hádica. Sin embargo, se distinguen varias divisiones principales del Eón Hádico en la escala de tiempo geológico lunar, que se utilizan a veces de forma no oficial para referirse a los mismos períodos en la Tierra.15

Eón Arcaico

Supereón Eón1 Millones años
Fanerozoico 542,0 ±1,0
Precámbrico Proterozoico 2.500
Arcaico 4.000
Hádico ca. 4.600

El eón Arcaico, anteriormente conocido como Arqueozoico, es una división de la escala temporal geológica, es la segunda división geológica del Precámbrico. Comienza hace 4000 millones de años, después del eón Hádico, y finaliza hace 2500 millones de años, cuando comienza el eón Proterozoico, durando unos 1500 millones de años. Las fechas se definen cronométricamente, en lugar de estar basadas en la estratigrafía.23​ El límite inferior (punto de partida) no ha sido oficialmente establecido por la Comisión Internacional de Estratigrafía. En la literatura antigua, el Hádico se incluye como parte de Arcaico. El nombre arcaico proviene del griego antiguo «αρχή», que significa «comienzo», «origen».

En este período se produce una evolución de la corteza terrestre, por lo cual tuvo que haber una tectónica de placas (movimiento de placas) y una estructura interna terrestre similar a la que conocemos hoy en día, aunque la diferenciaba el exceso de calor. Se calcula que había más actividad tectónica debido a la mayor velocidad con que se produce la litosfera, por lo cual también cabría esperar que hubiese mayor actividad en las dorsales y un mayor número de ellas, así como mayor actividad en las zonas de subducción y mayor número de placas y más pequeñas, evidentemente.

Esquema de la tectónica de placas.

A comienzos del Arcaico, el flujo de calor de la Tierra era casi tres veces superior al que es hoy, y el doble que a principios del Proterozoico (2.500 m.a.). El calor adicional puede haber sido debido al remanente de la acreción planetaria, en parte procedente del calor de formación del núcleo de hierro y en parte por una mayor producción de calor radiogénico por radionúcleos de corta duración, como el uranio-235. La mayoría de las rocas que aún sobreviven son metamórficas e ígneas. La actividad volcánica era considerablemente más alta que hoy, con numerosos puntos calientes, fosas tectónicas y lavas eruptivas incluyendo tipos inusuales como la de komatita.

La Tierra de comienzos del Arcaico puede haber tenido un diferente estilo tectónico. Algunos científicos piensan que, debido a que la Tierra estaba más caliente, la actividad de placas tectónicas era más fuerte que actualmente, resultando en una mayor tasa de reciclaje de material. Esto puede haber impedido la formación de cratones y continentes hasta que el manto se enfriara y la corriente de convección se ralentizara. Otros argumentan que el manto subcontinental litosférico era demasiado grande para subducir, y que la falta de rocas arcaicas es debida a la erosión producida por los eventos tectónicos posteriores. La cuestión de la actividad tectónica en el Arcaico es un área activa de la moderna investigación geocientífica.4

No hubo grandes continentes hasta finales del Arcaico: los protocontinentes pequeños eran la norma, puesto que la alta tasa de actividad geológica impedía la coalescencia en unidades más grandes. Estos protocontinentes félsicos probablemente se formaban en los puntos calientes en lugar de en las zonas de subducción, a partir de una variedad de fuentes: diferenciación ígnea de rocas máficas para producir rocas intermedias y félsicas, magma máfica fusionando rocas félsicas y obligando a la granitization de rocas intermedias, fusión parcial de rocas máficas y alteración metamórfica de las rocas sedimentarias félsicas. Es posible que tales fragmentos continentales no se hayan conservados a menos que fueran lo suficientemente grandes o afortunados para evitar las enérgicas zonas de subducción.4

Una explicación para la falta general de rocas hadeicas (de más de 3800 millones de años) es la gran cantidad de desechos extrasolares presentes en el sistema solar temprano. Incluso después de la formación planetaria, existía todavía una gran cantidad de grandes asteroides y meteoritos que bombardeaban la Tierra hasta alrededor de hace 3.800 millones de años. Un aluvión particularmente grande de impactos, conocido como Bombardeo intenso tardío, pudo haber impedido la formación de grandes masas de corteza destrozando literalmente los primeros protocontinentes.

En este período, la atmósfera aparentemente carecía de oxígeno libre. Las temperaturas parecen haber estado cerca de los niveles modernos, incluso a los 500 millones de años de formación de la Tierra, con agua líquida presente, como lo demuestran algunos gneises muy deformados producidos por metamorfismo de protolitos sedimentarios. Los astrónomos creen que el sol era alrededor de un tercio de brillante que en la actualidad, lo que puede haber contribuido a la disminución de las temperaturas globales.

Se piensa que en esta época había el mayor volumen de gases de efecto invernadero que en cualquier otro momento de la historia de la Tierra. Al finalizar el Arcaico, hace 2.500 millones de años, la actividad de la tectónica de placas puede haber sido similar a la de la Tierra moderna. Algunas cuencas sedimentarias bien conservadas y las pruebas de arcos volcánicos, fosas tectónicas intracontinentales, colisiones continente-continente y eventos orogénicos generalizados sugieren la formación y destrucción de uno o tal vez varios supercontinentes. El agua líquida era frecuente, y se conoce la existencia de cuencas oceánicas profundas por la presencia de formaciones de hierro bandeadas, sedimentación química y capas de sílex y basaltos.

El Escudo Canadiense, la zona de la Tierra con más rocas arcaicas expuestas.

Aunque se conocen algunos minerales del eón Hadeico, las formaciones rocosas más antiguas expuestas en la superficie de la Tierra se formaron durante el eón Arcaico o son inmediatamente anteriores. Se conocen rocas arcaicas en Groenlandia, Escudo Canadiense, Escudo Báltico, Escocia, India, Brasil, Australia Occidental y Sudáfrica. Aunque los primeros continentes se formaron durante este eón, estas rocas representan sólo el 7% de los cratones del mundo actual. Incluso considerando la erosión y destrucción de las formaciones anteriores, todo indica que la corteza continental formada durante el Arcaico equivaldría a sólo el 5-40% de la corteza actual.4

La Comisión Internacional de Estratigrafía2​ establece las siguientes subdivisiones (eras) del eón Arcaico:

Eón
Eonotema
Era
Eratema
Inicio, en
millones
de años
Arcaico Neoarcaico 2800-2500
Mesoarcaico 3200
Paleoarcaico 3600
Eoarcaico 4000