Clima de Marte

El clima de Marte ha sido un tema de curiosidad científica durante siglos, en parte porque es el único planeta terrestre cuya superficie se puede observar directamente en detalle desde la Tierra con la ayuda de un telescopio .

Marte visto por Rosetta en 2007

Aunque Marte es más pequeño que la Tierra , un 11% de la masa de la Tierra y un 50% más lejos del Sol que la Tierra, su clima tiene similitudes importantes, como la presencia de casquetes polares , cambios estacionales y patrones climáticos observables. Ha atraído un estudio sostenido de planetólogos y climatólogos . Si bien el clima de Marte tiene similitudes con el de la Tierra, incluidas las edades de hielo periódicas , también hay diferencias importantes, como una inercia térmica mucho más baja . La atmósfera de Marte tiene una altura de escalade aproximadamente 11 km (36.000 pies), un 60% más que en la Tierra. El clima es de considerable relevancia para la cuestión de si la vida está o alguna vez ha estado presente en el planeta. El clima recibió brevemente más interés en las noticias debido a las mediciones de la NASA que indicaban una mayor sublimación de una región casi polar, lo que llevó a algunas especulaciones de la prensa popular de que Marte estaba experimentando un episodio paralelo de calentamiento global , [1] aunque la temperatura promedio de Marte en realidad se ha enfriado. en las últimas décadas , y los propios casquetes polares están creciendo .

Marte ha sido estudiado por instrumentos terrestres desde el siglo XVII, pero solo desde que comenzó la exploración de Marte a mediados de la década de 1960 fue posible la observación de cerca. Las naves espaciales de sobrevuelo y orbitales han proporcionado datos desde arriba, mientras que los módulos de aterrizaje y los rovers han medido las condiciones atmosféricas directamente. Hoy en día, los instrumentos orbitales terrestres avanzados continúan proporcionando algunas observaciones útiles de "panorama general" de fenómenos meteorológicos relativamente grandes.

La primera misión de sobrevuelo marciano fue el Mariner 4 , que llegó en 1965. Ese rápido pase de dos días (14-15 de julio de 1965) con instrumentos rudimentarios contribuyó poco al estado de conocimiento del clima marciano. Las misiones Mariner posteriores ( Mariner 6 y Mariner 7 ) llenaron algunos de los vacíos en la información climática básica. Los estudios climáticos basados ​​en datos comenzaron en serio con los módulos de aterrizaje del programa Viking en 1975 y continúan con sondas como el Mars Reconnaissance Orbiter .

Este trabajo de observación se ha complementado con un tipo de simulación científica por computadora llamada modelo de circulación general de Marte . [2] Varias iteraciones diferentes de MGCM han llevado a una mayor comprensión de Marte, así como los límites de tales modelos.

Giacomo Maraldi determinó en 1704 que el casquete sur no está centrado en el polo rotacional de Marte. [3] Durante la oposición de 1719, Maraldi observó tanto casquetes polares como variabilidad temporal en su extensión.

William Herschel fue el primero en deducir la baja densidad de la atmósfera marciana en su artículo de 1784 titulado Sobre las notables apariciones en las regiones polares del planeta Marte, la inclinación de su eje, la posición de sus polos y su figura esferoidal; con algunos indicios relacionados con su diámetro real y su atmósfera . Cuando Marte pareció pasar cerca de dos estrellas débiles sin ningún efecto sobre su brillo, Herschel concluyó correctamente que esto significaba que había poca atmósfera alrededor de Marte que pudiera interferir con su luz. [3]

El descubrimiento de 1809 de Honore Flaugergues de "nubes amarillas" en la superficie de Marte es la primera observación conocida de tormentas de polvo marcianas. [4] Flaugergues también observó en 1813 una disminución significativa del hielo polar durante la primavera marciana. Su especulación de que esto significaba que Marte era más cálido que la Tierra resultó inexacta.

Hay dos sistemas de datación actualmente en uso para la época geológica marciana. Uno se basa en la densidad del cráter y tiene tres edades: Noé , Hesperiana y Amazónica . La otra es una línea de tiempo mineralógica, que también tiene tres edades: Phyllocian , Theikian y Siderikian .

HesperianAmazonian (Mars)
Períodos de tiempo marcianos (hace millones de años)

Las observaciones y los modelos recientes están produciendo información no solo sobre el clima actual y las condiciones atmosféricas en Marte, sino también sobre su pasado. Durante mucho tiempo se había teorizado que la atmósfera marciana de la era de Noé era rica en dióxido de carbono . Observaciones espectrales recientes de depósitos de minerales arcillosos en Marte y modelado de las condiciones de formación de minerales arcillosos [5] han encontrado que hay poco o ningún carbonato presente en la arcilla de esa época. La formación de arcilla en un ambiente rico en dióxido de carbono siempre va acompañada de formación de carbonato, aunque el carbonato puede disolverse más tarde por la acidez volcánica. [6]

El descubrimiento de minerales formados por agua en Marte, incluida la hematita y la jarosita , por el rover Opportunity y la goethita por el rover Spirit , ha llevado a la conclusión de que las condiciones climáticas en el pasado distante permitieron que el agua fluyera libremente en Marte. La morfología de algunos impactos de cráteres en Marte indica que el suelo estaba húmedo en el momento del impacto. [7] Las observaciones geomórficas de las tasas de erosión del paisaje [8] y las redes de valles marcianos [9] también implican fuertemente condiciones más cálidas y húmedas en el Marte de la era de Noé (antes que hace unos cuatro mil millones de años). Sin embargo, el análisis químico de las muestras de meteoritos marcianos sugiere que la temperatura ambiente cercana a la superficie de Marte probablemente ha estado por debajo de los 0 ° C (32 ° F) durante los últimos cuatro mil millones de años. [10]

Algunos científicos sostienen que la gran masa de los volcanes Tharsis ha tenido una gran influencia en el clima de Marte. Los volcanes en erupción emiten grandes cantidades de gas, principalmente vapor de agua y CO 2 . Es posible que los volcanes hayan liberado suficiente gas para haber hecho que la atmósfera marciana anterior sea más gruesa que la de la Tierra. Los volcanes también podrían haber emitido suficiente H 2 O para cubrir toda la superficie marciana a una profundidad de 120 m (390 pies). El dióxido de carbono es un gas de efecto invernadero que eleva la temperatura de un planeta: atrapa el calor al absorber la radiación infrarroja . Por lo tanto, los volcanes Tharsis, al emitir CO 2 , podrían haber hecho a Marte más parecido a la Tierra en el pasado. Marte pudo haber tenido una vez una atmósfera mucho más espesa y cálida, y pueden haber estado presentes océanos o lagos. [11] Sin embargo, ha demostrado ser extremadamente difícil construir modelos climáticos globales convincentes para Marte que produzcan temperaturas superiores a 0 ° C (32 ° F) en cualquier punto de su historia, [12] aunque esto puede simplemente reflejar problemas para calibrar con precisión tales modelos.

La evidencia de una era de hielo extrema geológicamente reciente en Marte se publicó en 2016. Hace solo 370.000 años, el planeta habría parecido más blanco que rojo. [13]

Nubes matutinas marcianas ( Viking Orbiter 1 , 1976)

La temperatura y la circulación de Marte varían cada año marciano (como se esperaba para cualquier planeta con atmósfera e inclinación axial ). Marte carece de océanos, una fuente de mucha variación interanual en la Tierra. [se necesita aclaración ] Los datos de la cámara Mars Orbiter a partir de marzo de 1999 y que abarcan 2,5 años marcianos [14] muestran que el tiempo marciano tiende a ser más repetible y, por tanto, más predecible que el de la Tierra. Si un evento ocurre en una época particular del año en un año, los datos disponibles (escasos como son) indican que es bastante probable que se repita el próximo año en casi el mismo lugar, más o menos una semana.

El 29 de septiembre de 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix detectó nieve que caía de nubes a 4,5 kilómetros (2,8 millas) por encima de su lugar de aterrizaje cerca del cráter Heimdal . La precipitación se vaporizó antes de llegar al suelo, fenómeno llamado virga . [15]

Nubes de hielo que se mueven sobre el lugar de aterrizaje de Phoenix durante un período de 10 minutos (29 de agosto de 2008)

Las tormentas de polvo marcianas pueden levantar partículas finas en la atmósfera alrededor de las cuales se pueden formar nubes. Estas nubes pueden formarse muy alto, hasta 100 km (62 millas) sobre el planeta. [16] Las primeras imágenes de Marte enviadas por Mariner 4 mostraron nubes visibles en la atmósfera superior de Marte. Las nubes son muy tenues y solo se pueden ver reflejando la luz del sol contra la oscuridad del cielo nocturno. En ese sentido, se ven similares a las nubes mesosféricas, también conocidas como nubes noctilucentes , en la Tierra, que se encuentran a unos 80 km (50 millas) sobre nuestro planeta.

Las mediciones de la temperatura marciana son anteriores a la era espacial . Sin embargo, la instrumentación y las técnicas tempranas de radioastronomía produjeron resultados crudos y diferentes. [17] [18] Las primeras sondas de sobrevuelo ( Mariner 4 ) y los orbitadores posteriores utilizaron la ocultación de radio para realizar la aeronomía . Con la composición química ya deducida de la espectroscopia , se podrían derivar la temperatura y la presión. Sin embargo, las ocultaciones de sobrevuelo solo pueden medir propiedades a lo largo de dos transectos , en las entradas y salidas de sus trayectorias del disco de Marte visto desde la Tierra. Esto da como resultado "instantáneas" meteorológicas en un área particular, en un momento particular. Los orbitadores luego aumentan el número de transectos de radio. Las misiones posteriores, comenzando con los sobrevuelos duales del Mariner 6 y 7 , más los soviéticos Mars 2 y 3 , llevaban detectores infrarrojos para medir la energía radiante. Mariner 9 fue el primero en colocar un radiómetro y espectrómetro infrarrojo en la órbita de Marte en 1971, junto con sus otros instrumentos y transmisor de radio. Viking 1 y 2 siguieron, no solo con mapeadores térmicos infrarrojos (IRTM). [19] Las misiones también podrían corroborar estos conjuntos de datos de teledetección no solo con sus auges de metrología de módulo de aterrizaje in situ , [20] sino con sensores de temperatura y presión a mayor altitud para su descenso. [21]

Se han reportado diferentes valores in situ para la temperatura promedio en Marte, [22] con un valor común de -63 ° C (210 K; -81 ° F). [23] [24] Las temperaturas de la superficie pueden alcanzar un máximo de aproximadamente 20 ° C (293 K; 68 ° F) al mediodía, en el ecuador, y un mínimo de aproximadamente -153 ° C (120 K; -243 ° F) en los polos. [25] Las mediciones de temperatura reales en el sitio de los módulos de aterrizaje Viking oscilan entre −17,2 ° C (256,0 K; 1,0 ° F) y −107 ° C (166 K; −161 ° F). La temperatura más cálida del suelo estimada por el Viking Orbiter fue de 27 ° C (300 K; 81 ° F). [26] El rover Spirit registró una temperatura máxima del aire durante el día a la sombra de 35 ° C (308 K; 95 ° F), y registró regularmente temperaturas muy por encima de 0 ° C (273 K; 32 ° F), excepto en invierno. [27]

Se ha informado que "sobre la base de los datos de temperatura del aire durante la noche, cada primavera septentrional y principios de verano septentrional aún observados eran idénticos dentro del nivel de error experimental (dentro de ± 1 ° C)", pero que los "datos diurnos, sin embargo, sugiere una historia algo diferente, con temperaturas que varían de un año a otro hasta en 6 ° C en esta temporada. [28] Esta discrepancia entre el día y la noche es inesperada y no se comprende ". En la primavera y el verano del sur, la variación está dominada por tormentas de polvo que aumentan el valor de la temperatura baja nocturna y disminuyen la temperatura máxima diurna. [29] Esto da como resultado una pequeña disminución (20 ° C) en la temperatura superficial promedio y un aumento moderado (30 ° C) en la temperatura de la atmósfera superior. [30]

Antes y después de las misiones Viking, las temperaturas marcianas más nuevas y avanzadas se determinaron desde la Tierra mediante espectroscopía de microondas. Como el haz de microondas, de menos de 1 minuto de arco, es más grande que el disco del planeta, los resultados son promedios globales. [31] Más tarde, el Mars Global Surveyor 's Espectrómetro de Emisión Térmica y en menor medida 2001 Mars Odyssey ' s THEMIS no podía limitarse a reproducir las mediciones infrarrojas, pero intercompare Lander, vagabundo, y datos de microondas terrestres. El Orbitador de Reconocimiento de Marte 's Mars Climate Sounder de manera similar puede derivar perfiles atmosféricos . Los conjuntos de datos "sugieren temperaturas atmosféricas generalmente más frías y una menor carga de polvo en las últimas décadas en Marte que durante la Misión Viking", [32] aunque los datos de Viking habían sido previamente revisados ​​a la baja. [33] Los datos de TES indican que "se observaron temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (10-20 K) durante los períodos de perihelio de 1997 versus 1977" y "que la atmósfera del afelio global de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada de lo indicado por el estableció la climatología Viking ", nuevamente, teniendo en cuenta las revisiones de Wilson y Richardson a los datos de Viking. [34]

Una comparación posterior, aunque admitía que "es el registro de microondas de la temperatura del aire el más representativo", intentó fusionar el registro de la nave espacial discontinua. No se observó ninguna tendencia medible en la temperatura media global entre Viking IRTM y MGS TES. "Las temperaturas del aire de Viking y MGS son esencialmente indistinguibles para este período, lo que sugiere que las eras Viking y MGS se caracterizan esencialmente por el mismo estado climático". Encontró "una fuerte dicotomía " entre los hemisferios norte y sur, un "paradigma muy asimétrico para el ciclo anual marciano: una primavera y un verano en el norte que son relativamente frescos, no muy polvorientos y relativamente ricos en vapor de agua y nubes de hielo; y un verano austral bastante similar al observado por Viking con temperaturas del aire más cálidas, menos vapor de agua y hielo de agua, y niveles más altos de polvo atmosférico ". [28]

El instrumento Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) fue, a su llegada, capaz de operar conjuntamente con MGS durante un breve período; Los conjuntos de datos Mars Odyssey THEMIS y Mars Express SPICAM, que son menos capaces, también pueden usarse para abarcar un solo registro bien calibrado. Si bien las temperaturas de MCS y TES son generalmente consistentes, [35] los investigadores informan un posible enfriamiento por debajo de la precisión analítica. "Después de tener en cuenta este enfriamiento modelado, las temperaturas del MCS MY 28 son un promedio de 0,9 (durante el día) y 1,7 K (durante la noche) más frías que las mediciones del TES MY 24". [36]

Se ha sugerido que Marte tenía una atmósfera mucho más espesa y cálida al principio de su historia. [37] Gran parte de esta atmósfera primitiva habría consistido en dióxido de carbono. Tal atmósfera habría elevado la temperatura, al menos en algunos lugares, por encima del punto de congelación del agua. [38] Con la temperatura más alta, el agua corriente podría haber creado los numerosos canales y valles de desagüe que son comunes en el planeta. También es posible que se hayan juntado para formar lagos y tal vez un océano. [39] Algunos investigadores han sugerido que la atmósfera de Marte puede haber sido muchas veces más espesa que la de la Tierra; sin embargo, una investigación publicada en septiembre de 2015 avanzó la idea de que quizás la atmósfera marciana temprana no era tan densa como se pensaba anteriormente. [40]

Actualmente, la atmósfera es muy tenue. Durante muchos años, se asumió que, al igual que con la Tierra, la mayor parte del dióxido de carbono primitivo estaba encerrado en minerales, llamados carbonatos. Sin embargo, a pesar del uso de muchos instrumentos en órbita que buscaban carbonatos, se han encontrado muy pocos depósitos de carbonatos. [40] [41] Hoy en día, se cree que gran parte del dióxido de carbono del aire marciano fue eliminado por el viento solar . Los investigadores han descubierto un proceso de dos pasos que envía el gas al espacio. [42] La luz ultravioleta del Sol podría incidir en una molécula de dióxido de carbono, descomponiéndola en monóxido de carbono y oxígeno. Un segundo fotón de luz ultravioleta podría descomponer posteriormente el monóxido de carbono en oxígeno y carbono, lo que obtendría suficiente energía para escapar del planeta. En este proceso , es más probable que el isótopo ligero de carbono ( 12 C ) abandone la atmósfera. Por lo tanto, el dióxido de carbono que queda en la atmósfera se enriquecería con el isótopo pesado ( 13 C ). [43] Este nivel más alto del isótopo pesado es lo que encontró el rover Curiosity en Marte. [44] [45]

Datos climáticos del cráter Gale (2012-2015)
Mes ene feb mar abr Mayo jun jul ago sep oct nov dic Año
Registro alto ° C (° F) 6
(43)		6
(43)		1
(34)		0
(32)		7
(45)		14
(57)		20
(68)		19
(66)		7
(45)		7
(45)		8
(46)		8
(46)		20
(68)
Promedio alto ° C (° F) −7
(19)		−20
(−4)		−23
(−9)		−20
(−4)		−4
(25)		0,0
(32,0)		2
(36)		1
(34)		1
(34)		4
(39)		−1
(30)		−3
(27)		−5,7
(21,7)
Promedio bajo ° C (° F) −82
(−116)		−86
(−123)		−88
(−126)		−87
(−125)		−85
(−121)		−78
(−108)		−76
(−105)		−69
(−92)		−68
(−90)		−73
(−99)		−73
(−99)		−77
(−107)		−78,5
(−109,3)
Registro bajo ° C (° F) −95
(−139)		−127
(−197)		−114
(−173)		−97
(−143)		−98
(−144)		−125
(−193)		−84
(−119)		−80
(−112)		−78
(−108)		−78
(−109)		−83
(−117)		−110
(−166)		−127
(−197)
Fuente: Centro de Astrobiología, [46] Mars Weather, [47] NASA Quest, [48] SpaceDaily [49]

Planeta Marte - gases más abundantes - ( rover Curiosity , Análisis de muestras en el dispositivo de Marte , octubre de 2012).

Presión atmosférica baja

La atmósfera marciana está compuesta principalmente de dióxido de carbono y tiene una presión superficial media de unos 600  pascales (Pa), mucho más baja que los 101.000 Pa de la Tierra. Un efecto de esto es que la atmósfera de Marte puede reaccionar mucho más rápidamente a una determinada entrada de energía. que el de la atmósfera terrestre. [50] Como consecuencia, Marte está sujeto a fuertes mareas térmicas producidas por el calentamiento solar en lugar de una influencia gravitacional. Estas mareas pueden ser significativas, llegando hasta el 10% de la presión atmosférica total (típicamente alrededor de 50 Pa). La atmósfera de la Tierra experimenta mareas diurnas y semidiurnas similares, pero su efecto es menos notable debido a la masa atmosférica mucho mayor de la Tierra.

Aunque la temperatura en Marte puede superar el punto de congelación (0 ° C (273 K; 32 ° F)), el agua líquida es inestable en gran parte del planeta, ya que la presión atmosférica está por debajo del punto triple del agua y el hielo de agua se sublima en vapor de agua. Las excepciones a esto son las áreas bajas del planeta, sobre todo en la cuenca de impacto Hellas Planitia , el cráter más grande de este tipo en Marte. Es tan profundo que la presión atmosférica en el fondo alcanza los 1155 Pa, que está por encima del punto triple, por lo que si la temperatura supera los 0 ° C podría existir agua líquida allí. [ cita requerida ]

Viento

Paracaídas del rover Curiosity ondeando en el viento marciano ( HiRISE / MRO ) (12 de agosto de 2012 al 13 de enero de 2013).
Martian Dust Devil - en Amazonis Planitia (10 de abril de 2001) ( también ) ( video (02:19) ).

La superficie de Marte tiene una inercia térmica muy baja , lo que significa que se calienta rápidamente cuando el sol brilla sobre ella. Los cambios de temperatura diarios típicos, lejos de las regiones polares, son de alrededor de 100 K. En la Tierra, los vientos a menudo se desarrollan en áreas donde la inercia térmica cambia repentinamente, como de mar a tierra. No hay mares en Marte, pero hay áreas donde la inercia térmica del suelo cambia, lo que lleva a vientos matutinos y vespertinos similares a las brisas marinas en la Tierra. [51] El proyecto de Antares "Mars Small-Scale Weather" (MSW) ha identificado recientemente algunas debilidades menores en los modelos climáticos globales (GCM) actuales debido al modelado de suelos más primitivo de los GCM. "La admisión de calor en el suelo y la espalda es bastante importante en Marte, por lo que los esquemas del suelo deben ser bastante precisos". [52] Esas debilidades se están corrigiendo y deberían conducir a evaluaciones futuras más precisas, pero hacen que la confianza continua en predicciones más antiguas del clima marciano modelado sea algo problemático.

En latitudes bajas domina la circulación de Hadley , y es esencialmente el mismo que el proceso que en la Tierra genera los vientos alisios . En latitudes más altas, una serie de áreas de alta y baja presión, llamadas ondas de presión baroclínica , dominan el clima. Marte es más seco y frío que la Tierra y, en consecuencia, el polvo levantado por estos vientos tiende a permanecer en la atmósfera más tiempo que en la Tierra, ya que no hay precipitaciones que lo eliminen (excepto las nevadas de CO 2 ). [53] Una de esas tormentas ciclónicas fue capturada recientemente por el Telescopio Espacial Hubble (en la foto de abajo).

Una de las principales diferencias entre las circulaciones Hadley de Marte y la Tierra es su velocidad [54], que se mide en una escala de tiempo invertida . La escala de tiempo de cambio en Marte es de unos 100 días marcianos, mientras que en la Tierra es de más de un año.

Tormentas de polvo

"> 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 )
Marte (antes / después) tormenta de polvo
(julio de 2018)

Cuando la sonda Mariner 9 llegó a Marte en 1971, los científicos esperaban ver nuevas imágenes nítidas de los detalles de la superficie. En cambio, vieron una tormenta de polvo casi planetaria [55] con solo el volcán gigante Olympus Mons mostrándose por encima de la bruma. La tormenta duró un mes, un hecho que los científicos han aprendido desde entonces es bastante común en Marte. Utilizando datos de Mariner 9, James B. Pollack et al. propuso un mecanismo para las tormentas de polvo de Marte en 1973. [56]

Tormentas de polvo en Marte.
25 de noviembre de 2012
18 de noviembre de 2012
Se anotan las ubicaciones de los rovers Opportunity y Curiosity ( MRO ).
2001 tormenta de polvo en la cuenca Hellas
Compuesto de lapso de tiempo del horizonte marciano visto por el rover Opportunity durante 30 días marcianos; muestra cuánta luz solar bloquearon las tormentas de polvo de julio de 2007; Tau de 4,7 indica que se bloqueó el 99% de la luz solar.

Según lo observado por la nave espacial Viking desde la superficie, [29] "durante una tormenta de polvo global, el rango de temperatura diurna se redujo drásticamente, de 50 ° C a aproximadamente 10 ° C, y la velocidad del viento aumentó considerablemente, de hecho, en solo una hora. de la llegada de la tormenta habían aumentado a 17 m / s (61 km / h), con ráfagas de hasta 26 m / s (94 km / h). Sin embargo, no se observó transporte real de material en ninguno de los sitios, solo un brillo y pérdida de contraste del material de la superficie a medida que el polvo se deposita sobre él ". El 26 de junio de 2001, el telescopio espacial Hubble detectó una tormenta de polvo en la cuenca Hellas en Marte (en la foto a la derecha). Un día después, la tormenta "explotó" y se convirtió en un evento global. Las mediciones orbitales mostraron que esta tormenta de polvo redujo la temperatura promedio de la superficie y elevó la temperatura de la atmósfera de Marte en 30 K. [30] La baja densidad de la atmósfera marciana significa que los vientos de 18 a 22 m / s (65 a 79 km / h) son necesarios para levantar el polvo de la superficie, pero como Marte es tan seco, el polvo puede permanecer en la atmósfera mucho más tiempo que en la Tierra, donde pronto es arrastrado por la lluvia. La temporada siguiente a la tormenta de polvo tuvo temperaturas diurnas 4 K por debajo del promedio. Esto se atribuyó a la cobertura global de polvo de color claro que se depositó en la tormenta de polvo, aumentando temporalmente el albedo de Marte . [58]

A mediados de 2007, una tormenta de polvo en todo el planeta planteó una seria amenaza para los rovers de exploración de Marte Spirit y Opportunity de energía solar al reducir la cantidad de energía proporcionada por los paneles solares y hacer necesario el cierre de la mayoría de los experimentos científicos mientras se esperaba el lanzamiento. tormentas para despejar. [59] Después de las tormentas de polvo, los rovers habían reducido significativamente la potencia debido a la acumulación de polvo en las matrices. [60]

Marte sin una tormenta de polvo en junio de 2001 (a la izquierda) y con una tormenta de polvo global en julio de 2001 (a la derecha), según lo visto por Mars Global Surveyor

Las tormentas de polvo son más comunes durante el perihelio , cuando el planeta recibe un 40 por ciento más de luz solar que durante el afelio . Durante el afelio, se forman nubes de hielo en la atmósfera que interactúan con las partículas de polvo y afectan la temperatura del planeta. [61]

Una gran tormenta de polvo que se intensificó comenzó a fines de mayo de 2018 y persistió hasta mediados de junio. Para el 10 de junio de 2018, como se observó en la ubicación del rover Opportunity , la tormenta fue más intensa que la tormenta de polvo de 2007 que soportó Opportunity . [62] El 20 de junio de 2018, la NASA informó que la tormenta de polvo había crecido hasta cubrir por completo todo el planeta. [63] [64]

La observación desde la década de 1950 ha demostrado que las posibilidades de una tormenta de polvo en todo el planeta en un año marciano en particular son aproximadamente una de cada tres. [sesenta y cinco]

Las tormentas de polvo contribuyen a la pérdida de agua en Marte. Un estudio de tormentas de polvo con el Mars Reconnaissance Orbiter sugirió que el 10 por ciento de la pérdida de agua de Marte puede haber sido causado por tormentas de polvo. Los instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter detectaron el vapor de agua observado a altitudes muy elevadas durante las tormentas de polvo globales. La luz ultravioleta del sol puede romper el agua en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno de la molécula de agua se escapa al espacio. [66] [67] [68] Se encontró que la pérdida más reciente de hidrógeno atómico del agua fue impulsada en gran medida por procesos estacionales y tormentas de polvo que transportan agua directamente a la atmósfera superior. [69] [70]

Electricidad atmosférica

Se cree que las tormentas de polvo marcianas pueden provocar fenómenos eléctricos atmosféricos. [71] [72] [73] Se sabe que los granos de polvo se cargan eléctricamente al chocar con el suelo o con otros granos. [74] Los análisis teóricos, computacionales y experimentales de los flujos de polvo a escala de laboratorio y los remolinos de polvo a gran escala en la Tierra indican que la electricidad autoinducida, incluidos los rayos, es un fenómeno común en los flujos turbulentos cargados de polvo. [75] [76] [77] En Marte, esta tendencia se vería agravada por la baja presión de la atmósfera, que se traduciría en campos eléctricos mucho más bajos requeridos para la descomposición. Como resultado, la segregación aerodinámica del polvo a escalas tanto meso como macro podría conducir fácilmente a una separación de cargas lo suficientemente grande como para producir una ruptura eléctrica local en las nubes de polvo sobre el suelo. [78]

Simulación numérica directa de turbulencias cargadas con 168 millones de partículas de polvo inercial cargadas eléctricamente (Centro de Investigación de Turbulencias, Universidad de Stanford)

No obstante, a diferencia de otros planetas del Sistema Solar, no existen mediciones in situ en la superficie de Marte para probar estas hipótesis. [79] El primer intento de dilucidar estas incógnitas fue realizado por el módulo de aterrizaje Schiaparelli EDM de la misión ExoMars en 2016, que incluyó hardware a bordo relevante para medir las cargas eléctricas del polvo y los campos eléctricos atmosféricos en Marte. Sin embargo, el módulo de aterrizaje falló durante el aterrizaje automático el 19 de octubre de 2016 y se estrelló en la superficie de Marte.

Mutación

El proceso de saltación geológica es bastante importante en Marte como mecanismo para agregar partículas a la atmósfera. Se han observado partículas de arena saltando en el rover MER Spirit . [80] La teoría y las observaciones del mundo real no coinciden, la teoría clásica pierde hasta la mitad de las partículas saltantes del mundo real. [81] Un modelo más acorde con las observaciones del mundo real sugiere que las partículas que producen sal crean un campo eléctrico que aumenta el efecto de la saltación. Los granos de Marte saltan en trayectorias 100 veces más altas y más largas y alcanzan velocidades de 5 a 10 veces más altas que los granos de la Tierra. [82]

Nube anular del norte que se repite

Vista del Hubble de la colosal nube polar en Marte

Una gran nube en forma de rosquilla aparece en la región del polo norte de Marte aproximadamente al mismo tiempo cada año marciano y de aproximadamente el mismo tamaño. [83] Se forma por la mañana y se disipa por la tarde marciana. [83] El diámetro exterior de la nube es de aproximadamente 1.600 km (1.000 millas), y el agujero u ojo interior tiene 320 km (200 millas) de ancho. [84] Se cree que la nube está compuesta de hielo de agua, [84] por lo que es de color blanco, a diferencia de las tormentas de polvo más comunes.

Parece una tormenta ciclónica, similar a un huracán, pero no gira. [83] La nube aparece durante el verano septentrional y en latitudes altas. Se especula que esto se debe a las condiciones climáticas únicas cerca del polo norte. [84] Las tormentas similares a ciclones se detectaron por primera vez durante el programa de mapeo orbital de Viking, pero la nube anular del norte es casi tres veces más grande. [84] La nube también ha sido detectada por varias sondas y telescopios, incluido el Hubble y el Mars Global Surveyor . [83] [84]

Otros eventos que se repiten son las tormentas de polvo y los remolinos de polvo . [84]

Presencia de metano

Se desconoce la fuente del metano de Marte; su detección se muestra aquí.

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.

Un equipo del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA informó por primera vez en 2003 de trazas de metano, a un nivel de varias partes por mil millones (ppb), en la atmósfera de Marte . [85] [86] 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. [87] En 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un aumento de diez veces ('pico') en el metano en la atmósfera a su alrededor 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 está produciendo o liberando metano episódicamente de una fuente desconocida. [88] Antes y después de eso, las lecturas promediaban alrededor de una décima parte de ese nivel. [89] [90] [88] El 7 de junio de 2018, la NASA anunció una variación estacional cíclica en el nivel de fondo de metano atmosférico. [91] [92] [93]

El rover 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 . [94] 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. [95]

Los microorganismos vivos , como los metanógenos , son otra posible fuente, pero no se ha encontrado evidencia de la presencia de tales organismos en Marte. [96] [97] [98] (Ver: Vida en Marte # metano )

Talla de dióxido de carbono

Las imágenes de Mars Reconnaissance Orbiter sugieren que se produce un efecto de erosión inusual basado en el clima único de Marte. El calentamiento primaveral en ciertas áreas hace que el hielo de CO 2 se sublime y fluya hacia arriba, creando patrones de erosión muy inusuales llamados "barrancos de araña". [99] El hielo translúcido de CO 2 se forma durante el invierno y, a medida que la luz solar primaveral calienta la superficie, vaporiza el CO 2 en gas que fluye cuesta arriba bajo el hielo translúcido de CO 2 . Los puntos débiles en ese hielo conducen a géiseres de CO 2 . [99]

Los gases volátiles del planeta Marte ( rover Curiosity , octubre de 2012)

Las tormentas marcianas se ven afectadas significativamente por las grandes cadenas montañosas de Marte. [100] Montañas individuales como Olympus Mons (26 km (85.000 pies)) pueden afectar el clima local, pero los efectos climáticos más importantes se deben a la mayor colección de volcanes en la región de Tharsis .

Un fenómeno meteorológico repetido único que involucra montañas es una nube de polvo en espiral que se forma sobre Arsia Mons . La nube de polvo en espiral sobre Arsia Mons puede elevarse de 15 a 30 km (49 000 a 98 000 pies) sobre el volcán. [101] Las nubes están presentes alrededor de Arsia Mons durante todo el año marciano, alcanzando su punto máximo a fines del verano. [102]

Las nubes que rodean las montañas muestran una variabilidad estacional. Las nubes en Olympus Mons y Ascreaus Mons aparecen en la primavera y el verano del hemisferio norte, alcanzando un área máxima total de aproximadamente 900,000 km 2 y 1,000,000 km 2 respectivamente a fines de la primavera. Las nubes alrededor de Alba Patera y Pavonis Mons muestran un pico adicional más pequeño a fines del verano. Se observaron muy pocas nubes en invierno. Las predicciones del Modelo de Circulación General de Marte son consistentes con estas observaciones. [102]

Cómo podría haber sido Marte durante una edad de hielo entre 2,1 millones y 400.000 años atrás, cuando se cree que la inclinación axial de Marte fue mayor que la actual.
Vista HiRISE de Olympia Rupes en Planum Boreum , una de las muchas capas de hielo de agua expuestas que se encuentran en las regiones polares de Marte. Ancho representado: 1,3 km (0,8 millas)
Imagen HiRISE de "manchas oscuras de dunas" y abanicos formados por erupciones de géiseres de gas CO 2 en la capa de hielo del polo sur de Marte .

Marte tiene casquetes polares en su polo norte y polo sur, que consisten principalmente en hielo de agua; sin embargo, hay dióxido de carbono congelado ( hielo seco ) presente en sus superficies. El hielo seco se acumula en la región del polo norte ( Planum Boreum ) solo en invierno, sublimándose completamente en verano, mientras que la región del polo sur tiene además una capa de hielo seco permanente de hasta ocho metros (25 pies) de espesor. [103] Esta diferencia se debe a la mayor elevación del polo sur.

Gran parte de la atmósfera se puede condensar en el polo invernal que la presión atmosférica puede variar hasta en un tercio de su valor medio. Esta condensación y evaporación hará que la proporción de gases no condensables en la atmósfera cambie inversamente. [53] La excentricidad de la órbita de Marte afecta este ciclo, así como otros factores. En la primavera y el otoño, el viento debido al proceso de sublimación de dióxido de carbono es tan fuerte que puede ser la causa de las tormentas de polvo globales mencionadas anteriormente. [104]

El casquete polar del norte tiene un diámetro de aproximadamente 1.000 km durante el verano del norte de Marte, [105] y contiene alrededor de 1,6 millones de kilómetros cúbicos de hielo, que si se distribuye uniformemente sobre el casquete tendría un espesor de 2 km. [106] (Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de kilómetros cúbicos de la capa de hielo de Groenlandia ). El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor máximo de 3 km. [107] Ambos casquetes polares muestran valles en espiral, que inicialmente se pensó que se formaban como resultado del calentamiento solar diferencial, junto con la sublimación del hielo y la condensación del vapor de agua. [108] [109] Un análisis reciente de los datos de radar de penetración de hielo de SHARAD ha demostrado que las depresiones espirales se forman a partir de una situación única en la que los vientos catabáticos de alta densidad descienden de la altura polar para transportar hielo y crear formas de lecho de gran longitud de onda. [110] [111] La forma de espiral proviene del efecto Coriolis que fuerza a los vientos, al igual que los vientos en la tierra en espiral para formar un huracán. Las depresiones no se formaron con ninguna de las capas de hielo, sino que comenzaron a formarse hace entre 2,4 millones y 500.000 años, después de que las tres cuartas partes de la capa de hielo estuvieran colocadas. Esto sugiere que un cambio climático permitió su aparición. Ambos casquetes polares se encogen y vuelven a crecer siguiendo la fluctuación de temperatura de las estaciones marcianas; también hay tendencias a más largo plazo que se comprenden mejor en la era moderna.

Durante la primavera del hemisferio sur, el calentamiento solar de los depósitos de hielo seco en el polo sur conduce en algunos lugares a la acumulación de gas CO 2 presurizado debajo de la superficie del hielo semitransparente, calentado por la absorción de radiación por el sustrato más oscuro. Después de alcanzar la presión necesaria, el gas atraviesa el hielo en forma de columnas parecidas a un géiser. Si bien las erupciones no se han observado directamente, dejan evidencia en forma de "manchas oscuras de dunas" y abanicos más claros sobre el hielo, que representan la arena y el polvo transportados por las erupciones, y un patrón de ranuras en forma de araña creado debajo del hielo. por el acelerador de gas. [112] [113] (ver Géiseres en Marte ). Se cree que las erupciones de gas nitrógeno observadas por la Voyager 2 en Triton ocurren por un mecanismo similar.

Ambos casquetes polares se están acumulando actualmente, lo que confirma el ciclo previsto de Milankovich en escalas de tiempo de ~ 400.000 y ~ 4.000.000 de años. Los sondeos del Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD indican un crecimiento total del casquete de ~ 0,24 km3 / año. De esto, el 92%, o ~ 0,86 mm / año, se dirige hacia el norte, [114] ya que la circulación de Hadley desplazada de Marte actúa como una bomba no lineal de volátiles hacia el norte.

Marte perdió la mayor parte de su campo magnético hace unos cuatro mil millones de años. Como resultado, el viento solar y la radiación cósmica interactúan directamente con la ionosfera marciana. Esto mantiene la atmósfera más delgada de lo que sería debido a la acción del viento solar que elimina constantemente los átomos de la capa atmosférica exterior. [115] La mayor parte de la pérdida atmosférica histórica en Marte se remonta a este efecto del viento solar. La teoría actual postula un debilitamiento del viento solar y, por lo tanto, los efectos de destrucción de la atmósfera de hoy son mucho menores que los del pasado, cuando el viento solar era más fuerte. [ cita requerida ]

En primavera, la sublimación del hielo hace que la arena de debajo de la capa de hielo forme depósitos en forma de abanico sobre el hielo estacional. [ aclaración necesaria ]

Marte tiene una inclinación axial de 25,2 °. Esto significa que hay estaciones en Marte, al igual que en la Tierra. La excentricidad de la órbita de Marte es 0,1, mucho mayor que la excentricidad orbital actual de la Tierra de aproximadamente 0,02. La gran excentricidad hace que la insolación en Marte varíe a medida que el planeta orbita alrededor del Sol. (El año marciano dura 687 días, aproximadamente 2 años terrestres). Como en la Tierra, la oblicuidad de Marte domina las estaciones pero, debido a la gran excentricidad, los inviernos en el hemisferio sur son largos y fríos, mientras que los del norte son cortos y cálidos. .

Ahora se cree que el hielo se acumuló cuando la inclinación orbital de Marte era muy diferente de lo que es ahora. (El eje sobre el que gira el planeta tiene una considerable "oscilación", lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo). [116] [117] [118] Hace unos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de su actual 25 grados. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos pequeñas lunas no pueden estabilizarlo como la luna de la Tierra.

Se cree que muchas características de Marte, especialmente en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. A veces, la inclinación ha sido superior a los 80 grados. [119] [120] Los grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.

Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus actuales 25 grados, el hielo ya no es estable en los polos. [121] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad de la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [122] [123] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [120] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo. [124] [125] El depósito de retardo cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [126] Tenga en cuenta que la capa de manto de superficie lisa probablemente representa sólo material relativamente reciente. A continuación se muestran imágenes de capas en este manto suave que cae del cielo a veces.

  • Un manto liso cubre partes de un cráter en el cuadrilátero Phaethontis . Las capas sugieren que el manto se depositó varias veces.

  • Ampliación de la imagen anterior de las capas del manto. Se ven de cuatro a cinco capas. Imagen tomada con el programa HiWish .

Presentan duraciones desiguales de las estaciones.
EstaciónSoles de MarteDías de la Tierra
Primavera del norte, otoño del sur193.3092.764
Verano del norte, invierno del sur178,6493.647
Otoño del norte, primavera del sur142,7089.836
Invierno del norte, verano del sur153,9588,997

La precesión en la alineación de la oblicuidad y la excentricidad conducen al calentamiento y enfriamiento global (veranos e inviernos 'grandes') con un período de 170.000 años. [127]

Como la Tierra, la oblicuidad de Marte sufre cambios periódicos que pueden conducir a cambios duraderos en el clima. Una vez más, el efecto es más pronunciado en Marte porque carece de la influencia estabilizadora de una luna grande. Como resultado, la oblicuidad puede modificarse hasta en 45 °. Jacques Laskar, del Centro Nacional de Investigación Científica de Francia, sostiene que los efectos de estos cambios climáticos periódicos se pueden ver en la naturaleza estratificada de la capa de hielo en el polo norte marciano. [128] La investigación actual sugiere que Marte se encuentra en un período interglacial cálido que ha durado más de 100.000 años. [129]

Debido a que el Mars Global Surveyor pudo observar Marte durante 4 años marcianos, se descubrió que el clima marciano era similar de año en año. Cualquier diferencia estuvo directamente relacionada con los cambios en la energía solar que llegó a Marte. Los científicos incluso pudieron predecir con precisión las tormentas de polvo que ocurrirían durante el aterrizaje del Beagle 2 . Se descubrió que las tormentas de polvo regionales estaban estrechamente relacionadas con los lugares donde había polvo disponible. [130]

Pozos en la capa de hielo del polo sur (MGS 1999, NASA)

Ha habido cambios regionales alrededor del polo sur ( Planum Australe ) en los últimos años marcianos. En 1999, el Mars Global Surveyor fotografió hoyos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur de Marte. Debido a su forma y orientación llamativas, estos huesos se conocen como características de queso suizo . En 2001, la nave volvió a fotografiar los mismos pozos y descubrió que habían crecido, retrocediendo unos 3 metros en un año marciano. [131] Estas características son causadas por la sublimación de la capa de hielo seco, exponiendo así la capa de hielo de agua inerte. Observaciones más recientes indican que el hielo en el polo sur de Marte continúa sublimándose. [132] Los hoyos en el hielo continúan creciendo unos 3 metros por año marciano. Malin afirma que las condiciones en Marte actualmente no son propicias para la formación de hielo nuevo. Un comunicado de prensa de la NASA indica que "el cambio climático [está] en curso" [133] en Marte . En un resumen de las observaciones con la Mars Orbiter Camera, los investigadores especularon que se pudo haber depositado algo de hielo seco entre el Mariner 9 y la misión Mars Global Surveyor . Según la tasa actual de pérdida, los depósitos de hoy pueden desaparecer en cien años. [130]

En otras partes del planeta, las áreas de baja latitud tienen más hielo de lo que deberían haber dado las condiciones climáticas actuales. [134] [135] [136] Mars Odyssey "nos está dando indicaciones del reciente cambio climático global en Marte", dijo Jeffrey Plaut, científico del proyecto de la misión en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, en un trabajo publicado no revisado por pares en 2003.

Teorías de atribución

Cambios polares

Colaprete y col. realizaron simulaciones con el Modelo de Circulación General de Marte que muestran que el clima local alrededor del polo sur de Marte puede estar actualmente en un período inestable. La inestabilidad simulada tiene sus raíces en la geografía de la región, lo que lleva a los autores a especular que la sublimación del hielo polar es un fenómeno local y no global. [137] Los investigadores demostraron que incluso con una luminosidad solar constante, los polos eran capaces de saltar entre estados de depósito o pérdida de hielo. El desencadenante de un cambio de estado podría ser una mayor carga de polvo en la atmósfera o un cambio de albedo debido a la deposición de hielo de agua en el casquete polar. [138] Esta teoría es algo problemática debido a la falta de depósito de hielo después de la tormenta de polvo global de 2001. [58] Otro problema es que la precisión del Modelo de Circulación General de Marte disminuye a medida que la escala del fenómeno se vuelve más local.

Se ha argumentado que "los cambios regionales observados en la capa de hielo del polo sur se deben casi con certeza a una transición climática regional, no a un fenómeno global, y se ha demostrado que no están relacionados con el forzamiento externo". [127] En un artículo de Nature , el editor jefe de noticias y artículos Oliver Morton dijo: "Los escépticos del clima se han apoderado del calentamiento de otros cuerpos solares. En Marte, el calentamiento parece deberse al polvo que sopla y descubre grandes parcelas de roca basáltica negra que se calienta durante el día ". [58] [139]

Las zonas climáticas terrestres fueron definidas por primera vez por Wladimir Köppen basándose en la distribución de los grupos de vegetación. Además, la clasificación climática se basa en la temperatura, las precipitaciones y se subdivide en función de las diferencias en la distribución estacional de la temperatura y la precipitación; y existe un grupo separado para climas extrazonales como en altitudes elevadas. Marte no tiene vegetación ni precipitaciones, por lo que cualquier clasificación climática podría basarse únicamente en la temperatura; un perfeccionamiento adicional del sistema puede basarse en la distribución de polvo, el contenido de vapor de agua y la aparición de nieve. Las zonas climáticas solares también se pueden definir fácilmente para Marte. [140]

La Mars Odyssey 2001 está orbitando actualmente a Marte y tomando medidas de temperatura atmosférica global con el instrumento TES. El Mars Reconnaissance Orbiter está tomando actualmente observaciones meteorológicas diarias y relacionadas con el clima desde la órbita. Uno de sus instrumentos, la sonda climática de Marte, está especializado para el trabajo de observación del clima. El MSL se lanzó en noviembre de 2011 y aterrizó en Marte el 6 de agosto de 2012. [141] Los orbitadores MAVEN , Mangalyaan y TGO están actualmente orbitando Marte y estudiando su atmósfera.

Rover Curiosity : temperatura , presión y humedad en el cráter Gale en Marte (agosto de 2012 - febrero de 2013)
Temperatura
Presión
Humedad
  • Informe meteorológico actual en Marte por el rover Curiosity
  • Informe meteorológico actual en Marte por el módulo de aterrizaje InSight

  • Geología de Marte
  • Hábitat analógico de Marte
  • Orbitador climático de Marte
  • Mars MetNet , una red meteorológica propuesta en Marte
  • Agua en Marte

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