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Más información: Clima de Marte
Atmósfera de Marte
Marte
Imagen de Marte con una tormenta de arena visible, tomada por el Telescopio Espacial Hubble el 28 de octubre de 2005
Información general [2]
Presión superficial media610 Pa (0,088 psi; 4,6 mmHg; 0,0060 atm)
Masa2,5 10 16 kg [1]
Composición [3] [4]
Dióxido de carbono95%
Nitrógeno2,8%
Argón2%
Oxígeno0,174%
Monóxido de carbono0,0747%
Vapor de agua0,03% (variable)
Nitrógeno molecular
Argón
Componentes principales de la atmósfera marciana

La atmósfera de Marte es la capa de gases que rodea a Marte . Se compone principalmente de dióxido de carbono (95%), nitrógeno molecular (2,8%) y argón (2%). [3] También contiene trazas de vapor de agua , oxígeno , monóxido de carbono , hidrógeno y gases nobles . [3] [5] [2] La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra . La presión superficial promedio es de solo 610 pascales (0.088 psi), que es menos del 1% del valor de la Tierra. [2]La delgada atmósfera marciana actual prohíbe la existencia de agua líquida en la superficie de Marte, pero muchos estudios sugieren que la atmósfera marciana era mucho más espesa en el pasado. [4] La densidad atmosférica más alta en Marte es igual a la densidad que se encuentra a 35 km (22 millas) sobre la superficie de la Tierra y es ~ 0.020 kg / m 3 . [6] La atmósfera de Marte ha ido perdiendo masa en el espacio desde que se formó el planeta, y la fuga de gases aún continúa en la actualidad. [4] [7] [8]

La atmósfera de Marte es más fría que la de la Tierra. Debido a la mayor distancia del Sol, Marte recibe menos energía solar y tiene una temperatura efectiva más baja , que es de aproximadamente 210 K (-63 ° C; -82 ° F). [2] La temperatura media de emisión en la superficie de Marte es de solo 215 K (-58 ° C; -73 ° F), que es comparable a la Antártida interior. [2] [4] El efecto invernadero más débil en la atmósfera marciana (5 ° C (9.0 ° F), versus 33 ° C (59 ° F) en la Tierra) puede explicarse por la baja abundancia de otros gases de efecto invernadero . [2] [4]El rango diario de temperatura en la atmósfera inferior es enorme debido a la baja inercia térmica; puede oscilar entre -75 ° C (-103 ° F) y cerca de 0 ° C (32 ° F) cerca de la superficie en algunas regiones. [2] [4] [9] La temperatura de la parte superior de la atmósfera marciana también es significativamente más baja que la de la Tierra debido a la ausencia de ozono estratosférico y al efecto de enfriamiento radiativo del dióxido de carbono a mayores altitudes. [4]

Los remolinos de polvo y las tormentas de polvo prevalecen en Marte, que a veces son observables con telescopios desde la Tierra, [10] y en 2018 incluso a simple vista como un cambio de color y brillo del planeta. [11] Las tormentas de polvo que rodean el planeta (tormentas de polvo globales) ocurren en promedio cada 5,5 años terrestres (cada 3 años marcianos) en Marte [4] [10] y pueden amenazar el funcionamiento de los vehículos exploradores de Marte . [12] Sin embargo, el mecanismo responsable del desarrollo de grandes tormentas de polvo aún no se conoce bien. [13] [14] Se ha sugerido que está vagamente relacionado con la influencia gravitacional de ambas lunas, algo similar a la creación demareas en la Tierra.

La atmósfera marciana es una atmósfera oxidante . Las reacciones fotoquímicas en la atmósfera tienden a oxidar las especies orgánicas y convertirlas en dióxido de carbono o monóxido de carbono. [4] Aunque la sonda de metano más sensible en el ExoMars Trace Gas Orbiter recientemente lanzado no pudo encontrar metano en la atmósfera en todo Marte, [15] [16] [17] varias misiones previas y telescopios terrestres detectaron niveles inesperados de metano en la atmósfera marciana, que incluso puede ser una firma biológica de la vida en Marte . [18] [19] [20]Sin embargo, la interpretación de las mediciones sigue siendo muy controvertida y carece de consenso científico. [20] [21]

Historia de las observaciones atmosféricas [ editar ]

Artículo principal: Historia de la observación de Marte

En 1784, el astrónomo británico William Herschel, nacido en Alemania, publicó un artículo sobre sus observaciones de la atmósfera marciana en Philosophical Transactions y notó el movimiento ocasional de una región más brillante en Marte, que atribuyó a nubes y vapores. [22] [23] En 1809, el astrónomo francés Honoré Flaugergues escribió sobre su observación de "nubes amarillas" en Marte, que probablemente sean tormentas de polvo. [22] En 1864, William Rutter Dawes observó que "el tinte rojizo del planeta no surge de ninguna peculiaridad de su atmósfera; parece estar plenamente probado por el hecho de que el enrojecimiento es siempre más profundo cerca del centro, donde la atmósfera es más delgado ".[24] Las observaciones espectroscópicas en las décadas de 1860 y 1870 [25] llevaron a muchos a pensar que la atmósfera de Marte es similar a la de la Tierra. Sin embargo, en 1894, el análisis espectral y otras observaciones cualitativas de William Wallace Campbell sugirieron que Marte se parece a la Luna , que no tiene una atmósfera apreciable, en muchos aspectos. [25] En 1926, las observaciones fotográficas de William Hammond Wright en el Observatorio Lick le permitieron a Donald Howard Menzel descubrir evidencia cuantitativa de la atmósfera de Marte. [26] [27]

Con una mejor comprensión de las propiedades ópticas de los gases atmosféricos y los avances en la tecnología de los espectrómetros , los científicos comenzaron a medir la composición de la atmósfera marciana a mediados del siglo XX. Lewis David Kaplan y su equipo detectaron las señales de vapor de agua y dióxido de carbono en el espectrograma de Marte en 1964, [28] así como monóxido de carbono en 1969. [29] En 1965, las mediciones realizadas durante el sobrevuelo del Mariner 4 confirmaron que el La atmósfera marciana está constituida principalmente por dióxido de carbono, y la presión superficial es de aproximadamente 400 a 700 Pa. [30] Después de que se conoció la composición de la atmósfera marciana, los estudios astrobiológicosSe inició una investigación en la Tierra para determinar la viabilidad de la vida en Marte . Con este fin se desarrollaron contenedores que simulaban las condiciones ambientales de Marte, llamados " tarros de Marte ". [31]

En 1976, dos módulos de aterrizaje del programa Viking proporcionaron las primeras mediciones in situ de la composición de la atmósfera marciana. Otro objetivo de la misión incluyó investigaciones en busca de evidencia de vida pasada o presente en Marte (ver Experimentos biológicos del módulo de aterrizaje Viking ). [32] Desde entonces, se han enviado muchos orbitadores y módulos de aterrizaje a Marte para medir diferentes propiedades de la atmósfera marciana, como la concentración de gases traza y las proporciones isotópicas. Además, observaciones telescópicas y análisis de meteoritos marcianos.proporcionar fuentes de información independientes para verificar los hallazgos. Las imágenes y mediciones realizadas por estas naves mejoran en gran medida nuestra comprensión de los procesos atmosféricos fuera de la Tierra. El rover Curiosity y el módulo de aterrizaje InSight todavía están operando en la superficie de Marte para llevar a cabo experimentos e informar el clima diario local. [33] [34] El rover Perseverance y el helicóptero Ingenuity , que formaron el programa Mars 2020 , aterrizaron en febrero de 2021. El rover Rosalind Franklin está programado para su lanzamiento en 2022.

Composición química actual [ editar ]

Dióxido de carbono [ editar ]

Ver también: casquetes polares marcianos

El CO 2 es el componente principal de la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen medio del 94,9%. [3] En las regiones polares invernales, la temperatura de la superficie puede ser más baja que el punto de congelación del CO 2. El gas CO 2 en la atmósfera puede condensarse en la superficie para formar hielo seco sólido de 1 a 2 m de espesor . [4] En verano, la capa de hielo seco polar puede someterse a sublimación y liberar el CO 2 a la atmósfera. Como resultado, se puede observar una variabilidad anual significativa en la presión atmosférica (≈25%) y la composición atmosférica en Marte. [35] El proceso de condensación se puede aproximar mediante la relación de Clausius-Clapeyron para el CO 2. [36] [4]

Comparación de la abundancia de dióxido de carbono, nitrógeno y argón en las atmósferas (de arriba a abajo) de la Tierra, Venus y Marte.

A pesar de la alta concentración de CO 2 en la atmósfera marciana, el efecto invernadero es relativamente débil en Marte (alrededor de 5 ° C) debido a la baja concentración de vapor de agua y la baja presión atmosférica. Si bien el vapor de agua en la atmósfera de la Tierra tiene la mayor contribución al efecto invernadero en la Tierra moderna, solo está presente en una concentración muy baja en la atmósfera marciana. Además, a baja presión atmosférica, los gases de efecto invernadero no pueden absorber la radiación infrarroja de forma eficaz porque el efecto de ensanchamiento de la presión es débil. [37] [38]

En presencia de radiación UV solar ( hν , fotones con longitud de onda inferior a 225 nm), el CO 2 en la atmósfera marciana se puede fotolizar mediante la siguiente reacción:

CO
2+ hν ( λ <225 nm) ⟶  CO + O

Si no hay producción química de CO 2 , todo el CO 2 de la atmósfera marciana actual se eliminaría mediante fotólisis en unos 3.500 años. [4] Los radicales hidroxilo (OH) producidos a partir de la fotólisis del vapor de agua, junto con otras especies de hidrógeno extrañas (por ejemplo, H, HO 2 ), pueden convertir el monóxido de carbono (CO) de nuevo en CO 2 . El ciclo de reacción se puede describir como: [39] [40]

CO + OH ⟶ CO
2 + H

H + O
2 + M ⟶ HO
2 + M

HO
2 + O ⟶ OH + O
2

Neto: CO + O ⟶ CO
2

La mezcla también juega un papel en la regeneración de CO 2 al llevar el O, CO y O 2 en la atmósfera superior hacia abajo. [4] El equilibrio entre la fotólisis y la producción redox mantiene estable la concentración media de CO 2 en la atmósfera marciana moderna.

Las nubes de hielo de CO 2 pueden formarse en las regiones polares de invierno y a gran altura (> 50 km) en las regiones tropicales, donde la temperatura del aire es más baja que el punto de congelación del CO 2 . [2] [41] [42]

Nitrógeno [ editar ]

El N 2 es el segundo gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen medio del 2,6%. [3] Varias mediciones mostraron que la atmósfera de Marte está enriquecido en 15 N . [43] [44] El enriquecimiento de isótopos pesados ​​de nitrógeno posiblemente sea causado por procesos de escape selectivos de masas. [45]

Argón [ editar ]

Las proporciones de isótopos de argón son una señal de la pérdida atmosférica en Marte. [46] [47]

El argón es el tercer gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen medio del 1,9%. [3] En términos de isótopos estables, Marte está enriquecido en 38 Ar en relación con 36 Ar, lo que puede atribuirse a un escape hidrodinámico.

Uno de los isótopos del argón , el 40 Ar, se produce a partir de la desintegración radiactiva de 40 K. En contraste, el 36 Ar es primordial: estaba presente en la atmósfera después de la formación de Marte. Las observaciones indican que Marte está enriquecido en 40 Ar en relación con 36 Ar, lo que no puede atribuirse a procesos de pérdida selectiva de masa. [48] Una posible explicación del enriquecimiento es que una cantidad significativa de atmósfera primordial, incluido 36 Ar, se perdió por la erosión por impacto en la historia temprana de Marte, mientras que 40 Ar se emitió a la atmósfera después del impacto. [48] [4]

Oxígeno y ozono [ editar ]

La relación de volumen medio estimada de oxígeno molecular (O 2 ) en la atmósfera marciana es de 0,174%. [3] Es uno de los productos de la fotólisis de CO 2 , vapor de agua y ozono (O 3 ). Puede reaccionar con el oxígeno atómico (O) para reformar el ozono (O 3 ). En 2010, el Observatorio Espacial Herschel detectó oxígeno molecular en la atmósfera marciana. [49]

El oxígeno atómico se produce por fotólisis de CO 2 en la atmósfera superior y puede escapar de la atmósfera mediante recombinación disociativa o captación de iones. A principios de 2016, el Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja (SOFIA) detectó oxígeno atómico en la atmósfera de Marte, que no se ha encontrado desde la misión Viking and Mariner en la década de 1970. [50]

En 2019, los científicos de la NASA que trabajan en la misión del rover Curiosity, que han estado tomando medidas del gas, descubrieron que la cantidad de oxígeno en la atmósfera marciana aumentó en un 30% en primavera y verano. [51]

Similar al ozono estratosférico en la atmósfera de la Tierra, el ozono presente en la atmósfera marciana puede ser destruido por ciclos catalíticos que involucran especies de hidrógeno extrañas:

H + O
3 ⟶ OH + O
2

O + OH ⟶ H + O
2

Neto: O + O
3 ⟶ 2O
2

Dado que el agua es una fuente importante de estas extrañas especies de hidrógeno, generalmente se observa una mayor abundancia de ozono en las regiones con menor contenido de vapor de agua. [52] Las mediciones mostraron que la columna total de ozono puede alcanzar de 2 a 30 μm-atm alrededor de los polos en invierno y primavera, donde el aire es frío y tiene una baja tasa de saturación de agua. [53] Las reacciones reales entre el ozono y las especies de hidrógeno extrañas pueden complicarse aún más por las reacciones heterogéneas que tienen lugar en las nubes de agua helada. [54]

Se cree que la distribución vertical y la estacionalidad del ozono en la atmósfera marciana está impulsada por las complejas interacciones entre la química y el transporte de aire rico en oxígeno desde las latitudes soleadas hasta los polos. [55] [56] El espectrómetro UV / IR en Mars Express (SPICAM) ha mostrado la presencia de dos capas de ozono distintas en latitudes bajas a medias. Estos comprenden una capa persistente cercana a la superficie por debajo de una altitud de 30 km, una capa separada que solo está presente en la primavera y el verano del norte con una altitud que varía de 30 a 60 km, y otra capa separada que existe de 40 a 60 km por encima del polo sur en invierno, sin contraparte por encima del polo norte de Marte. [57]Esta tercera capa de ozono muestra una abrupta disminución en la elevación entre 75 y 50 grados sur. SPICAM detectó un aumento gradual de la concentración de ozono a 50 km hasta mediados del invierno, después de lo cual disminuyó lentamente a concentraciones muy bajas, sin que se detectara una capa por encima de los 35 km. [55]

Vapor de agua [ editar ]

Ver también: Agua en Marte y casquetes polares marcianos

El vapor de agua es un gas traza en la atmósfera marciana y tiene una enorme variabilidad espacial, diurna y estacional. [58] [59] Las mediciones realizadas por el orbitador Viking a fines de la década de 1970 sugirieron que la masa total global de vapor de agua es equivalente a aproximadamente 1 a 2 km 3 de hielo. [60] Las mediciones más recientes del orbitador Mars Express mostraron que la abundancia de columna de vapor de agua promediada anualmente a nivel mundial es de aproximadamente 10-20 micrones precipitables (pr. Μm). [61] [62] La abundancia máxima de vapor de agua (50-70 pr. Μm) se encuentra en las regiones polares del norte a principios del verano debido a la sublimación del hielo de agua en el casquete polar. [61]

A diferencia de la atmósfera de la Tierra, las nubes de agua líquida no pueden existir en la atmósfera marciana; esto se debe a la baja presión atmosférica. Las cámaras del rover Opportunity y el módulo de aterrizaje Phoenix han observado nubes de hielo de agua similares a cirros . [63] [64] Las mediciones realizadas por el módulo de aterrizaje Phoenix mostraron que las nubes de hielo de agua se pueden formar en la parte superior de la capa límite planetaria durante la noche y precipitar de nuevo a la superficie como cristales de hielo en la región polar norte. [59] [65]

Polvo [ editar ]

Ver también: polvo mineral y suelo marciano § Polvo atmosférico

En condiciones de viento suficientemente fuerte (> 30 ms −1 ), las partículas de polvo pueden movilizarse y elevarse desde la superficie a la atmósfera. [2] [4] Algunas de las partículas de polvo pueden estar suspendidas en la atmósfera y viajar por circulación antes de caer al suelo. [13] Las partículas de polvo pueden atenuar la radiación solar e interactuar con la radiación infrarroja, lo que puede provocar un efecto radiativo significativo en Marte. Las mediciones del orbitador sugieren que la profundidad óptica del polvo promediada globalmente tiene un nivel de fondo de 0,15 y alcanza su punto máximo en la temporada del perihelio (primavera y verano del sur). [66] La abundancia local de polvo varía mucho según las estaciones y los años. [66] [67]Durante los eventos globales de polvo, los activos de la superficie de Marte pueden observar una profundidad óptica superior a 4. [68] [69] Las mediciones de la superficie también mostraron que el radio efectivo de las partículas de polvo varía de 0,6 μm a 2 μm y tiene una estacionalidad considerable. [69] [70] [71]

El polvo tiene una distribución vertical desigual en Marte. Además de la capa límite planetaria, los datos de sondeo mostraron que hay otros picos de proporción de mezcla de polvo a mayor altitud (por ejemplo, 15-30 km sobre la superficie). [72] [73] [13]

Metano [ editar ]

Artículo principal: Metano en Marte

Como especie volcánica y biogénica, el metano es de interés para geólogos y astrobiólogos . [20] Sin embargo, el metano es químicamente inestable en una atmósfera oxidante con radiación ultravioleta. La vida útil del metano en la atmósfera marciana es de unos 400 años. [74] La detección de metano en una atmósfera planetaria puede indicar la presencia de actividades geológicas recientes u organismos vivos. [20] [75] [76] [74] Desde 2004, se han reportado trazas de metano (rango de 60 ppb a por debajo del límite de detección (<0.05 ppb)) en varias misiones y estudios de observación. [77] [78] [79] [80] [81] [82] [83] [84][85] [15] La fuente de metano en Marte y la explicación de la enorme discrepancia en las concentraciones de metano observadas todavía están bajo un debate activo. [21] [20] [74]

Consulte también la sección "detección de metano en la atmósfera" para obtener más detalles.

Dióxido de azufre [ editar ]

El dióxido de azufre (SO 2 ) en la atmósfera sería un indicador de la actividad volcánica actual. Se ha vuelto especialmente interesante debido a la larga controversia sobre el metano en Marte. Si los volcanes han estado activos en la historia marciana reciente, se esperaría encontrar SO 2 junto con metano en la atmósfera marciana actual. [86] [87] No se ha detectado SO 2 en la atmósfera, con un límite superior de sensibilidad establecido en 0,2 ppb. [88] [89] Sin embargo, un equipo dirigido por científicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA informó la detección de SO 2 en muestras de suelo de Rocknest analizadas por el Curiosityrover en marzo de 2013. [90]

Otros gases traza [ editar ]

El monóxido de carbono (CO) es producido por la fotólisis del CO 2 y reacciona rápidamente con los oxidantes en la atmósfera marciana para volver a formar CO 2 . La relación de volumen medio estimada de CO en la atmósfera marciana es de 0,0747%. [3]

Los gases nobles , distintos del helio y el argón, están presentes a niveles traza (≈10 - [ aclaración necesaria ] 0,01 ppmv) en la atmósfera marciana. La concentración de helio, neón, kriptón y xenón en la atmósfera marciana ha sido medida por diferentes misiones. [91] [92] [93] [94] Las proporciones isotópicas de los gases nobles revelan información sobre las primeras actividades geológicas en Marte y la evolución de su atmósfera. [91] [94] [95]

El hidrógeno molecular (H 2 ) se produce por la reacción entre especies de hidrógeno impares en la atmósfera media. Puede enviarse a la atmósfera superior mediante mezcla o difusión, descomponerse en hidrógeno atómico (H) por radiación solar y escapar de la atmósfera marciana. [96] fotoquímica modelado calcula que la proporción de mezcla de H 2 en la atmósfera inferior es de aproximadamente 15 ± 5 ppmv. [96]

Estructura vertical [ editar ]

La estructura vertical de la atmósfera de Marte superpuesta con perfiles de temperatura recuperados de las sondas de entrada de los módulos de aterrizaje de Marte. Fuente de datos: Sistema de datos planetarios de la NASA

La estructura de temperatura vertical de la atmósfera marciana difiere de la atmósfera de la Tierra en muchos aspectos. La información sobre la estructura vertical generalmente se infiere utilizando las observaciones de sondeos infrarrojos térmicos , ocultación de radio , aerofrenado , perfiles de entrada de los módulos de aterrizaje. [97] [98] La atmósfera de Marte se puede clasificar en tres capas según el perfil de temperatura promedio:

  • Troposfera (≈0–40 km): la capa donde tienen lugar la mayoría de los fenómenos meteorológicos (por ejemplo, convección y tormentas de polvo). Su dinámica depende en gran medida del calentamiento diurno de la superficie y la cantidad de polvo en suspensión. Marte tiene una altura de escala mayor de 11,1 km que la Tierra (8,5 km) debido a su gravedad más débil. [5] La tasa de lapso adiabática seca teórica de Marte es 4.3 ° C km -1 , [99] pero la tasa de lapso media medida es de aproximadamente 2.5 ° C km -1 porque las partículas de polvo en suspensión absorben la radiación solar y calientan el aire. [2] La capa límite planetaria puede extenderse a más de 10 km de espesor durante el día. [2] [100]El rango de temperatura diurna cerca de la superficie es enorme (60 ° C [99] ) debido a la baja inercia térmica. En condiciones de polvo, las partículas de polvo suspendidas pueden reducir el rango de temperatura diurna de la superficie a solo 5 ° C. [101] La temperatura por encima de los 15 km se controla mediante procesos radiativos en lugar de convección. [2] Marte también es una rara excepción a la regla de la "tropopausa de 0,1 bar" que se encuentra en las otras atmósferas del sistema solar. [102]
  • Mesosfera (≈40–100 km): la capa que tiene la temperatura más baja. El CO 2 en la mesosfera actúa como un agente de enfriamiento al irradiar calor de manera eficiente al espacio. Las observaciones de ocultación estelar muestran que la mesopausia de Marte se ubica a unos 100 km (alrededor de 0,01 a 0,001 Pa nivel) y tiene una temperatura de 100-120 K. [103] La temperatura a veces puede ser más baja que el punto de congelación del CO 2 , y Se han informado detecciones de nubes de hielo de CO 2 en la mesosfera marciana. [41] [42]
  • Termosfera (≈100–230 km): la capa está controlada principalmente por un calentamiento ultravioleta extremo . La temperatura de la termosfera marciana aumenta con la altitud y varía según la estación. La temperatura diurna de la termosfera superior varía de 175 K (en el afelio) a 240 K (en el perihelio) y puede alcanzar hasta 390 K, [104] [105] pero aún es significativamente más baja que la temperatura de la termosfera de la Tierra . La mayor concentración de CO 2 en la termosfera marciana puede explicar parte de la discrepancia debido a los efectos de enfriamiento del CO 2 a gran altitud. Se piensa que auroralLos procesos de calentamiento no son importantes en la termosfera marciana debido a la ausencia de un campo magnético fuerte en Marte, pero el orbitador MAVEN ha detectado varios eventos de auroras. [106] [107]

Marte no tiene una estratosfera persistente debido a la falta de especies absorbentes de onda corta en su atmósfera media (por ejemplo, ozono estratosférico en la atmósfera de la Tierra y neblina orgánica en la atmósfera de Júpiter ) para crear una inversión de temperatura. [108] Sin embargo, se ha observado una capa de ozono estacional y una fuerte inversión de temperatura en la atmósfera media sobre el polo sur marciano. [56] [109] La altitud de la turbopausa de Marte varía mucho de 60 a 140 km, y la variabilidad es impulsada por la densidad de CO 2 en la termosfera inferior. [110]Marte también tiene una ionosfera complicada que interactúa con las partículas del viento solar, la radiación ultravioleta extrema y los rayos X del Sol y el campo magnético de su corteza. [111] [112] La exosfera de Marte comienza a unos 230 km y se fusiona gradualmente con el espacio interplanetario. [2]

Reproducir medios
El viento solar acelera los iones de la atmósfera superior de Marte al espacio
(video (01:13); 5 de noviembre de 2015)

Polvo y otras características dinámicas [ editar ]

Demonios de polvo [ editar ]

Ver también: Dust_devil § Martian_dust_devils

Los demonios de polvo son comunes en Marte. [113] [13] Al igual que sus contrapartes en la Tierra, los remolinos de polvo se forman cuando los vórtices convectivos impulsados ​​por un fuerte calentamiento de la superficie se cargan con partículas de polvo. [114] [115] Los demonios de polvo en Marte suelen tener un diámetro de decenas de metros y una altura de varios kilómetros, que son mucho más altos que los observados en la Tierra. [2] [115] El estudio de las huellas de los remolinos de polvo mostró que la mayoría de los remolinos de polvo marcianos ocurren alrededor de los 60 ° N y 60 ° S en primavera y verano. [113] Anualmente levantan alrededor de 2,3 × 10 11 kg de polvo de la superficie terrestre a la atmósfera, lo que es comparable a la contribución de las tormentas de polvo locales y regionales. [113]

Tormentas de polvo [ editar ]

Las tormentas de polvo locales y regionales no son raras en Marte. [13] [2] Las tormentas locales tienen un tamaño de aproximadamente 10 3 km 2 y ocurren alrededor de 2000 eventos por año marciano, mientras que las tormentas regionales de 10 6 km 2 grandes se observan con frecuencia en la primavera y el verano del sur. [2] Cerca del casquete polar, las tormentas de polvo a veces pueden ser generadas por actividades frontales y ciclones extratropicales. [116] [13]

Las tormentas de polvo globales (área> 10 6 km 2 ) ocurren en promedio una vez cada 3 años marciales. [4] Las observaciones mostraron que las tormentas de polvo más grandes suelen ser el resultado de la fusión de tormentas de polvo más pequeñas, [10] [14] pero el mecanismo de crecimiento de la tormenta y el papel de las reacciones atmosféricas aún no se comprenden bien. [14] [13] Aunque se cree que el polvo marciano puede ser arrastrado a la atmósfera mediante procesos similares a los de la Tierra (por ejemplo, saltación ), los mecanismos reales aún no se han verificado, y las fuerzas electrostáticas o magnéticas también pueden influir en la modulación de la emisión de polvo. . [13] Los investigadores informaron que la mayor fuente de polvoen Marte proviene de la Formación Medusae Fossae . [117]

El 1 de junio de 2018, los científicos de la NASA detectaron signos de una tormenta de polvo (ver imagen ) en Marte que resultó en el final de la misión del rover Opportunity, que funciona con energía solar , ya que el polvo bloqueó la luz solar (ver imagen ) necesaria para operar. Para el 12 de junio, la tormenta fue la más extensa registrada en la superficie del planeta y se extendió por un área del tamaño de América del Norte y Rusia juntas (aproximadamente una cuarta parte del planeta). El 13 de junio, el rover Opportunity comenzó a experimentar serios problemas de comunicación debido a la tormenta de polvo. [118] [119] [120] [121] [122]

Reproducir medios
Tormenta de polvo de Marte - profundidad óptica tau - mayo a septiembre de 2018
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; animación; 30 de octubre de 2018; descripción del archivo )

Mareas termales [ editar ]

Ver también: marea atmosférica

El calentamiento solar en el lado diurno y el enfriamiento radiativo en el lado nocturno de un planeta pueden inducir una diferencia de presión. [123] Las mareas térmicas, que son la circulación del viento y las olas impulsadas por un campo de presión que varía diariamente, pueden explicar gran parte de la variabilidad de la atmósfera marciana. [124] En comparación con la atmósfera de la Tierra, las mareas térmicas tienen una mayor influencia en la atmósfera marciana debido al mayor contraste de temperatura diurna. [22] La presión superficial medida por los rovers de Marte mostró señales claras de mareas térmicas, aunque la variación también depende de la forma de la superficie del planeta y de la cantidad de polvo en suspensión en la atmósfera. [125]Las ondas atmosféricas también pueden viajar verticalmente y afectar la temperatura y el contenido de hielo de agua en la atmósfera media de Marte. [124]

Nubes orográficas [ editar ]

Ver también: Orographic_lift § Associated_clouds
Se formaron nubes de hielo en las cercanías del volcán Arsia Mons . La imagen fue tomada el 21 de septiembre de 2018, pero antes se habían observado eventos similares de formación de nubes en el mismo sitio. Crédito de la foto: ESA / DLR / FU Berlin

En la Tierra, las cadenas montañosas a veces obligan a una masa de aire a elevarse y enfriarse. Como resultado, el vapor de agua se satura y se forman nubes durante el proceso de elevación. [126] En Marte, los orbitadores han observado una formación estacionalmente recurrente de enormes nubes de hielo de agua alrededor del lado a favor del viento de los volcanes Arsia Mons de 20 km de altura , que probablemente sea causada por el mismo mecanismo. [127] [128]

Modificación del viento de la superficie [ editar ]

En Marte, el viento cercano a la superficie no solo emite polvo, sino que también modifica la geomorfología de Marte a gran escala de tiempo. Aunque se pensó que la atmósfera de Marte es demasiado delgada para movilizar las características arenosas, las observaciones realizadas por HiRSE mostraron que la migración de dunas no es rara en Marte. [129] [130] [131] La tasa de migración promedio mundial de las dunas (2 - 120 m de altura) es de aproximadamente 0,5 metros por año. [131] El modelo de circulación atmosférica sugirió que los ciclos repetidos de erosión eólica y deposición de polvo pueden conducir posiblemente a un transporte neto de materiales del suelo desde las tierras bajas a las tierras altas en una escala de tiempo geológico. [4]

Movimiento de características arenosas en el campo de dunas de Nili Patera en Marte detectado por HiRISE. Crédito de la foto: NASA / JPL Caltech / U. Arizona / JHU-APL

Evolución atmosférica [ editar ]

Ver también: Escape atmosférico y Agua en Marte

Se cree que la masa y la composición de la atmósfera marciana han cambiado a lo largo de la vida del planeta. Se requiere una atmósfera más espesa, cálida y húmeda para explicar varias características aparentes en la historia anterior de Marte, como la existencia de cuerpos de agua líquidos. Las observaciones de la atmósfera superior marciana, las mediciones de la composición isotópica y los análisis de los meteoritos marcianos proporcionan evidencia de los cambios a largo plazo de la atmósfera y las limitaciones de la importancia relativa de los diferentes procesos.

Atmósfera en la historia temprana [ editar ]

Relación isotópica de diferentes especies en la atmósfera marciana y terrestre.
Relación isotópicaMartetierraMarte / Tierra
D / H (en H 2 O)9,3 ± 1,7 ‰ [132] [4]1,56 ‰ [133]~ 6
12 C / 13 C85,1 ± 0,3 [132] [4]89,9 [134]0,95
14 N / 15 N173 ± 9 [132] [135] [4]272 [133]0,64
16 O / 18 O476 ± 4,0 [132] [4]499 [134]0,95
36 Ar / 38 Ar4,2 ± 0,1 [136]5,305 ± 0,008 [137]0,79
40 Ar / 36 Ar1900 ± 300 [48]298,56 ± 0,31 [137]~ 6
C / 84 Kr(4,4–6) × 10 6 [138] [4]4 × 10 7 [138] [4]~ 0,1
129 Xe / 132 Xe2,5221 ± 0,0063 [94]0,97 [139]~ 2.5

En general, los gases que se encuentran en el Marte moderno se reducen en isótopos estables más ligeros, lo que indica que la atmósfera marciana ha cambiado por algunos procesos seleccionados en masa a lo largo de su historia. Los científicos a menudo se basan en estas mediciones de la composición de isótopos para reconstruir las condiciones de la atmósfera marciana en el pasado. [140] [141] [142]

Mientras que Marte y la Tierra tienen proporciones similares de 12 C / 13 C y 16 O / 18 O , el 14 N está mucho más agotado en la atmósfera marciana. Se cree que los procesos de escape fotoquímicos son responsables del fraccionamiento isotópico y han provocado una pérdida significativa de nitrógeno en la escala temporal geológica. [4] Las estimaciones sugieren que la presión parcial inicial de N 2 puede haber sido de hasta 30 hPa. [44] [143]

El escape hidrodinámico en la historia temprana de Marte puede explicar el fraccionamiento isotópico de argón y xenón. En el Marte moderno, la atmósfera no está filtrando estos dos gases nobles al espacio exterior debido a su masa más pesada. Sin embargo, la mayor abundancia de hidrógeno en la atmósfera marciana y los altos flujos de rayos ultravioleta extremos del joven Sol, juntos podrían haber provocado una salida hidrodinámica y arrastrado estos gases pesados. [144] [145] [4] El escape hidrodinámico también contribuyó a la pérdida de carbono, y los modelos sugieren que es posible perder 1,000 hPa (1 bar) de CO 2 por escape hidrodinámico en uno a diez millones de años bajo condiciones solares mucho más fuertes. ultravioleta extrema en Marte. [146]Mientras tanto, observaciones más recientes realizadas por el orbitador MAVEN sugirieron que el escape por pulverización catódica es muy importante para el escape de gases pesados ​​en el lado nocturno de Marte y podría haber contribuido a la pérdida del 65% de argón en la historia de Marte. [147] [148] [141]

La atmósfera marciana es particularmente propensa a la erosión por impacto debido a la baja velocidad de escape de Marte. Un modelo informático temprano sugirió que Marte podría haber perdido el 99% de su atmósfera inicial al final del período tardío de bombardeos intensos sobre la base de un flujo de bombardeo hipotético estimado a partir de la densidad del cráter lunar. [149] En términos de abundancia relativa de carbono, la relación C / 84 Kr en Marte es sólo el 10% de la de la Tierra y Venus. Suponiendo que los tres planetas rocosos tienen el mismo inventario volátil inicial, entonces esta baja relación C / 84 Kr implica la masa de CO 2en la atmósfera marciana primitiva debería haber sido diez veces mayor que el valor actual. [150] El enorme enriquecimiento de 40 Ar radiogénico sobre el 36 Ar primordial también es consistente con la teoría de la erosión por impacto. [4]

Una de las formas de estimar la cantidad de agua perdida por el escape de hidrógeno en la atmósfera superior es examinar el enriquecimiento de deuterio sobre el hidrógeno. Los estudios basados ​​en isótopos estiman que en la historia de Marte se ha perdido al espacio una capa equivalente global de agua de 12 ma más de 30 m a través del escape de hidrógeno. [151] Cabe señalar que el enfoque basado en el escape atmosférico solo proporciona el límite inferior para el inventario de agua inicial estimado. [4]

Para explicar la coexistencia del agua líquida y el débil Sol joven durante la historia temprana de Marte, debe haber ocurrido un efecto invernadero mucho más fuerte en la atmósfera marciana para calentar la superficie por encima del punto de congelación del agua. Carl Sagan propuso por primera vez que un 1 bar H 2 atmósfera puede producir suficiente calentamiento para Marte. [152] El hidrógeno puede ser producido por la vigorosa desgasificación de un manto marciano temprano altamente reducido y la presencia de CO 2 y vapor de agua puede reducir la abundancia requerida de H 2 para generar tal efecto invernadero. [153] Sin embargo, el modelado fotoquímico mostró que mantener una atmósfera con este alto nivel de H 2es difícil. [154] El SO 2 también ha sido uno de los gases de efecto invernadero efectivos propuestos en la historia temprana de Marte. [155] [156] [157] Sin embargo, otros estudios sugirieron que la alta solubilidad de SO 2 , la formación eficiente de aerosol de H 2 SO 4 y la deposición en la superficie prohíben la acumulación a largo plazo de SO 2 en la atmósfera marciana y, por lo tanto, Reducir el potencial efecto de calentamiento del SO 2 . [4]

Escape atmosférico en el Marte moderno [ editar ]

A pesar de la menor gravedad, el escape de Jeans no es eficiente en la atmósfera marciana moderna debido a la temperatura relativamente baja en la exobase (≈200 K a 200 km de altitud). Solo puede explicar el escape de hidrógeno de Marte. Se necesitan otros procesos no térmicos para explicar el escape observado de oxígeno, carbono y nitrógeno.

Escape de hidrógeno [ editar ]

El hidrógeno molecular (H 2 ) se produce a partir de la disociación de H 2 O o otros compuestos que contienen hidrógeno en la atmósfera inferior y se difunde a la exosfera. El H exosférica 2 a continuación, se descompone en átomos de hidrógeno, y los átomos que tienen suficiente energía térmica puede escapar de la gravitación de Marte (Jean escape). El escape de hidrógeno atómico es evidente en los espectrómetros UV en diferentes orbitadores. [158] [159] Si bien la mayoría de los estudios sugirieron que el escape de hidrógeno está cerca de la difusión limitada en Marte, [160] [161] estudios más recientes sugieren que la tasa de escape está modulada por tormentas de polvo y tiene una gran estacionalidad. [162] [163] [164]El flujo estimado de escape de la gama de hidrógeno a partir de 10 7 cm -2 s -1 a 10 9 cm -2 s -1 . [163]

Escape de carbono [ editar ]

La fotoquímica del CO 2 y CO en la ionosfera puede producir iones CO 2 + y CO + , respectivamente:

CO
2+ hν  ⟶  CO+
2 + e-

CO + hν  ⟶  CO+
 + e-

Un ion y un electrón pueden recombinarse y producir productos electrónicos neutros. Los productos obtienen energía cinética adicional debido a la atracción de Coulomb entre iones y electrones. Este proceso se llama recombinación disociativa . La recombinación disociativa puede producir átomos de carbono que viajan más rápido que la velocidad de escape de Marte, y aquellos que se mueven hacia arriba pueden escapar de la atmósfera marciana:

CO+
 + e-
 ⟶ C + O

CO+
2 + e-
 ⟶ C + O
2

La fotólisis ultravioleta del monóxido de carbono es otro mecanismo crucial para el escape de carbono en Marte: [165]

CO + hν ( λ <116 nm) ⟶  C + O

Otros mecanismos potencialmente importantes incluyen el escape por pulverización catódica de CO 2 y la colisión del carbono con átomos de oxígeno rápidos. [4] El flujo de escape total estimado es de aproximadamente 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 a 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 y depende en gran medida de la actividad solar. [166] [4]

Escape de nitrógeno [ editar ]

Como el carbono, la recombinación disociativa de N 2 + es importante para el escape de nitrógeno en Marte. [167] [168] Además, otros mecanismos de escape fotoquímicos también desempeñan un papel importante: [167] [169]

norte
2+ hν  ⟶  N+
 + N + e-

norte
2 + e-
 ⟶ N+
 + N + 2e-

La tasa de escape de nitrógeno es muy sensible a la masa del átomo y la actividad solar. La tasa de escape total estimada de 14 N es 4.8 × 10 5 cm −2 s −1 . [167]

Escape de oxígeno [ editar ]

La recombinación disociativa de CO 2 + y O 2 + (producida también a partir de la reacción de CO 2 + ) puede generar los átomos de oxígeno que viajan lo suficientemente rápido para escapar:

CO+
2 + e-
 ⟶ CO + O

CO+
2 + O ⟶ O+
2 + CO

O+
2 + e-
 ⟶ O + O

Sin embargo, las observaciones mostraron que no hay suficientes átomos de oxígeno rápidos en la exosfera marciana como predice el mecanismo de recombinación disociativa. [170] [148] Las estimaciones de modelos de la tasa de escape de oxígeno sugirieron que puede ser más de 10 veces menor que la tasa de escape de hidrógeno. [166] [171] La selección de iones y la pulverización catódica se han sugerido como mecanismos alternativos para el escape de oxígeno, pero este modelo sugiere que son menos importantes que la recombinación disociativa en la actualidad. [172]

La atmósfera que escapa de Marte ( carbono , oxígeno , hidrógeno) medida por el espectrógrafo UV de MAVEN ). [173]

Fenómenos inexplicables [ editar ]

Detección de metano [ editar ]

Artículo principal: Metano en Marte

El metano (CH 4 ) es químicamente inestable en la actual atmósfera oxidante de Marte. Se descompondría rápidamente debido a la radiación ultravioleta del Sol y las reacciones químicas con otros gases. Por lo tanto, una presencia persistente de metano en la atmósfera puede implicar la existencia de una fuente para reponer continuamente el gas.

El orbitador ESA-Roscomos Trace Gas Orbiter , que ha realizado las mediciones más sensibles de metano en la atmósfera de Marte con más de 100 sondeos globales , no ha encontrado metano hasta un límite de detección de 0,05 partes por mil millones (ppb). [15] [16] [17] Sin embargo, ha habido otros informes de detección de metano por telescopios terrestres y el rover Curiosity. En 2003, un equipo del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA informó por primera vez de trazas de metano, al nivel de varios ppb, en la atmósfera de Marte . [174] [175]Se midieron grandes diferencias en las abundancias entre las observaciones tomadas en 2003 y 2006, lo que sugirió que el metano estaba concentrado localmente y probablemente estacional. [176]

En 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un aumento de diez veces ('pico') en el metano en la atmósfera que lo rodea a fines de 2013 y principios de 2014. Cuatro mediciones tomadas durante dos meses en este período promediaron 7.2 ppb, lo que implica que Marte es episódicamente producir o liberar metano de una fuente desconocida. [83] Antes y después de eso, las lecturas promediaban alrededor de una décima parte de ese nivel. [177] [178] [83] El 7 de junio de 2018, la NASA anunció una variación estacional cíclica en el nivel de fondo de metano atmosférico. [179] [19] [180]

Curiosity detectó una variación estacional cíclica en el metano atmosférico.

Los principales candidatos para el origen del metano de Marte incluyen procesos no biológicos como reacciones agua- roca, radiólisis del agua y formación de pirita , todos los cuales producen H 2 que luego podría generar metano y otros hidrocarburos a través de la síntesis de Fischer-Tropsch con CO y CO 2 . [181] También se ha demostrado que el metano podría producirse mediante un proceso que involucra agua, dióxido de carbono y el mineral olivino , que se sabe que es común en Marte. [182] Microorganismos vivos , como metanógenos, son otra posible fuente, pero no se ha encontrado evidencia de la presencia de tales organismos en Marte. [183] [184] [78] Existen algunas sospechas sobre la detección de metano, lo que sugiere que, en cambio, puede ser causado por la contaminación terrestre indocumentada de los rovers o una mala interpretación de los datos brutos de medición. [21] [185]

Eventos relámpago [ editar ]

En 2009, un estudio de observación basado en la Tierra informó la detección de eventos de descarga eléctrica a gran escala en Marte y propuso que están relacionados con la descarga de rayos en las tormentas de polvo marcianas. [186] Sin embargo, estudios de observación posteriores mostraron que el resultado no es reproducible usando el receptor de radar en Mars Express y el Allen Telescope Array con base en la Tierra . [187] [188] [189] Un estudio de laboratorio mostró que la presión del aire en Marte no es favorable para cargar los granos de polvo y, por lo tanto, es difícil generar rayos en la atmósfera marciana. [190] [189]

Chorro súper giratorio sobre el ecuador [ editar ]

La superrotación se refiere al fenómeno de que la masa atmosférica tiene una velocidad angular más alta que la superficie del planeta en el ecuador, que en principio no puede ser impulsada por circulaciones axisimétricas no viscosas. [191] [192] Los datos asimilados y la simulación del modelo de circulación general (GCM) sugieren que se puede encontrar un chorro súper giratorio en la atmósfera marciana durante las tormentas de polvo globales, pero es mucho más débil que los observados en planetas de rotación lenta como Venus y Titán. [116] Los experimentos de GCM demostraron que las mareas térmicas pueden desempeñar un papel en la inducción del chorro súper rotatorio. [193] Sin embargo, el modelado de superrrotación sigue siendo un tema desafiante para los científicos planetarios. [192]

Potencial de uso por humanos [ editar ]

Artículos principales: Utilización de recursos in situ , Terraformación de Marte y Colonización de Marte

La atmósfera de Marte es un recurso de composición conocida disponible en cualquier lugar de aterrizaje en Marte. Se ha propuesto que la exploración humana de Marte podría usar dióxido de carbono (CO 2 ) de la atmósfera marciana para producir metano (CH 4 ) y usarlo como combustible para cohetes para la misión de regreso. Los estudios de misión que proponen usar la atmósfera de esta manera incluyen la propuesta de Mars Direct de Robert Zubrin y el estudio de la Misión de Referencia de Diseño de la NASA . Dos vías químicas principales para el uso del dióxido de carbono son la reacción de Sabatier , que convierte el dióxido de carbono atmosférico junto con el hidrógeno adicional (H 2), para producir metano (CH 4 ) y oxígeno (O 2 ), y electrólisis , utilizando un electrolito de óxido sólido de zirconia para dividir el dióxido de carbono en oxígeno (O 2 ) y monóxido de carbono (CO). [194]

Galería de imágenes [ editar ]

  • La delgada atmósfera de Marte, visible en el horizonte.

  • Mars Pathfinder : cielo marciano con nubes de agua helada.

  • Un frente de tormenta se mueve

Diablo de polvo en Marte - visto por el rover Curiosity - (9 de agosto de 2020)
Puesta de sol marciana por el rover Spirit en el cráter Gusev (mayo de 2005).
Puesta de sol marciana por Pathfinder en Ares Vallis (julio de 1997).

Mapa interactivo de Marte [ editar ]

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clicMapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el mouse sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica las elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojos+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares .
(Ver también: mapa Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Ver también [ editar ]

  • Clima de Marte
  • Utilización de recursos in situ
  • Vida en Marte
  • Mars MetNet : red de observación de superficie propuesta
  • Sistema de modelado atmosférico regional de Marte
  • Orbitador MAVEN
  • Flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas
  • Terraformación de Marte

Referencias [ editar ]

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Lectura adicional [ editar ]

  • "Nubes de Marte más altas que las de la Tierra" . Space.com .
  • Mikulski, Lauren (2000). "Presión sobre la superficie de Marte" . El libro de datos de física .
  • Khan, Michael (4 de diciembre de 2009). "La verdad sobre el metano en Marte" . Archivado desde el original el 7 de diciembre de 2009 . Consultado el 8 de diciembre de 2009 .

Enlaces externos [ editar ]

  • Medios relacionados con la atmósfera de Marte en Wikimedia Commons
  • https://mars.nasa.gov Sitio web del programa de exploración de Marte de la NASA
  • http://www.msss.com/msss_images/ Resumen del tiempo semanal en Marte preparado por los sistemas Malin Space Science