El planeta Marte tiene dos permanentes polares capas de hielo . Durante el invierno de un polo, permanece en continua oscuridad, enfriando la superficie y provocando la deposición del 25-30% de la atmósfera en placas de hielo de CO 2 ( hielo seco ). [1] Cuando los polos se exponen nuevamente a la luz solar, el CO 2 congelado se sublima . [2] Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua, dando lugar a heladas similares a la Tierra y grandes cirros .
Los casquetes en ambos polos consisten principalmente en hielo de agua . El dióxido de carbono congelado se acumula como una capa comparativamente delgada de aproximadamente un metro de espesor en el casquete norte durante el invierno norte, mientras que el casquete sur tiene una capa de hielo seco permanente de unos 8 m de espesor. [3] El casquete polar del norte tiene un diámetro de aproximadamente 1000 km durante el verano del norte de Marte, [4] y contiene alrededor de 1,6 millones de km cúbicos de hielo, que si se distribuye uniformemente sobre el casquete tendría un espesor de 2 km. [5] (Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de km cúbicos (km 3 ) de la capa de hielo de Groenlandia ). El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor de 3 km. [6] El volumen total de hielo en el casquete polar sur más los depósitos de capas adyacentes también se ha estimado en 1,6 millones de km cúbicos. [7] Ambos casquetes polares muestran depresiones en espiral, que un análisis reciente del radar de penetración de hielo SHARAD ha demostrado que son el resultado de vientos catabáticos aproximadamente perpendiculares que giran en espiral debido al efecto Coriolis . [8] [9]
El congelamiento estacional de algunas áreas cerca de la capa de hielo sur da como resultado la formación de placas transparentes de hielo seco de 1 m de espesor sobre el suelo. Con la llegada de la primavera, la luz solar calienta el subsuelo y la presión del CO 2 sublimado se acumula debajo de una losa, elevándola y finalmente rompiéndola. Esto conduce a erupciones similares a géiseres de gas CO 2 mezclado con arena o polvo basáltico oscuro. Este proceso es rápido y se observa en el espacio de unos pocos días, semanas o meses, una tasa de cambio bastante inusual en geología, especialmente para Marte. El gas que corre por debajo de una losa hasta el lugar de un géiser esculpe un patrón en forma de araña de canales radiales debajo del hielo. [10] [11] [12] [13]
En julio de 2018, científicos italianos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte, a 1,5 km (0,93 millas) por debajo de la superficie de los depósitos en capas del polo sur (no debajo de la capa de hielo permanente visible) y a unos 20 km (12 millas) de ancho. , la primera masa de agua estable conocida en el planeta. [14] [15]
Congelación de la atmósfera
La investigación basada en leves cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte durante 16 años encontró que cada invierno, aproximadamente de 3 billones a 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera en el casquete polar del hemisferio de invierno. Esto representa del 12 al 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera marciana . Estas observaciones respaldan las predicciones del modelo atmosférico de referencia global de Marte, 2010. [16] [17]
Capas
Ambos casquetes polares muestran características en capas, llamadas depósitos de capas polares, que resultan de la ablación estacional y la acumulación de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. La información sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas, al igual que los patrones de anillos de árboles y los datos del núcleo de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por patrones de flujo del viento. Las ranuras también se ven afectadas por la cantidad de polvo. [18] Cuanto más polvo, más oscura es la superficie. Cuanto más oscura es la superficie, más se derrite. Las superficies oscuras absorben más energía luminosa. Hay otras teorías que intentan explicar los grandes surcos. [19]
- Capas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas expuestas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Casquete polar norte
La mayor parte de la capa de hielo del norte está formada por hielo de agua ; también tiene una fina capa estacional de hielo seco , dióxido de carbono sólido . Cada invierno, la capa de hielo crece añadiendo de 1,5 a 2 m de hielo seco. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de un sólido a un gas) a la atmósfera. Marte tiene estaciones similares a las de la Tierra, porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de la Tierra (25,19 ° para Marte, 23,44 ° para la Tierra).
Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono (CO 2 ) de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. [20]
La capa de hielo en el norte es de menor altitud (base a -5000 m, cima a -2000 m) que la del sur (base a 1000 m, cima a 3500 m). [21] [22] También hace más calor, por lo que todo el dióxido de carbono congelado desaparece cada verano. [23] La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual norte y está hecha de agua helada. Se cree que este hielo de agua tiene hasta tres kilómetros de espesor. La capa estacional mucho más delgada comienza a formarse a fines del verano hasta principios del otoño, cuando se forman una variedad de nubes. Llamado la capucha polar, las nubes dejan caer una precipitación que espesa la capa. El casquete polar norte es simétrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta unos 60 grados de latitud. Las imágenes de alta resolución tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar norte está cubierto principalmente por hoyos, grietas, pequeñas protuberancias y protuberancias que le dan un aspecto de requesón. Los pozos están muy cerca unos de otros en relación con las muy diferentes depresiones del casquete polar sur.
Ambos casquetes polares muestran características en capas que resultan del derretimiento estacional y la deposición de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. Estos depósitos de capas polares se encuentran debajo de los casquetes polares permanentes. La información sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas, tal como lo hacen los patrones de anillos de árboles y los datos del núcleo de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por los patrones de flujo del viento y los ángulos del sol, aunque hay varias teorías que se han avanzado. Las ranuras también se ven afectadas por la cantidad de polvo. [18] Cuanto más polvo, más oscura es la superficie. Cuanto más oscura es la superficie, más se derrite. Las superficies oscuras absorben más energía luminosa. Un gran valle, Chasma Boreale, atraviesa la mitad del casquete. Tiene unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad, que es más profundo que el Gran Cañón de la Tierra . [24]
Cuando la inclinación u oblicuidad cambia, el tamaño de los casquetes polares cambia. Cuando la inclinación es máxima, los polos reciben mucha más luz solar y durante más horas cada día. La luz solar adicional hace que el hielo se derrita, tanto que podría cubrir partes de la superficie en 10 m de hielo. Se ha encontrado mucha evidencia de glaciares que probablemente se formaron cuando ocurrió este cambio climático inducido por la inclinación. [25]
La investigación publicada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de los cambios climáticos marcianos. El instrumento de radar del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste en las propiedades eléctricas entre capas. El patrón de reflectividad revela el patrón de variaciones de material dentro de las capas. El radar produjo una vista en sección transversal de los depósitos estratificados del polo norte de Marte. Las zonas de alta reflectividad, con múltiples capas contrastantes, se alternan con zonas de menor reflectividad. Los patrones de cómo se alternan estos dos tipos de zonas pueden correlacionarse con modelos de cambios en la inclinación de Marte. Dado que la zona superior de los depósitos estratificados del polo norte, la porción depositada más recientemente, es fuertemente reflectante del radar, los investigadores proponen que tales secciones de estratificación de alto contraste corresponden a períodos de cambios relativamente pequeños en la inclinación del planeta debido al eje marciano. no ha variado mucho últimamente. Las capas más polvorientas parecen depositarse durante los períodos en los que la atmósfera es más polvorienta. [26] [27] [28]
La investigación, publicada en enero de 2010 con imágenes de HiRISE , dice que comprender las capas es más complicado de lo que se creía anteriormente. El brillo de las capas no depende solo de la cantidad de polvo. El ángulo del sol junto con el ángulo de la nave espacial afectan en gran medida el brillo visto por la cámara. Este ángulo depende de factores como la forma de la pared del canal y su orientación. Además, la rugosidad de la superficie puede cambiar en gran medida el albedo (cantidad de luz reflejada). Además, muchas veces lo que se ve no es una capa real, sino una nueva capa de escarcha. Todos estos factores están influenciados por el viento que puede erosionar las superficies. La cámara HiRISE no reveló capas más delgadas que las vistas por Mars Global Surveyor. Sin embargo, vio más detalles dentro de las capas. [29]
Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte encontraron que el volumen de hielo de agua en los depósitos en capas de la capa era de 821.000 kilómetros cúbicos (197.000 millas cúbicas). Eso equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra. (Los depósitos en capas se superponen a un depósito basal adicional de hielo). El radar está a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter . [26]
Los datos del radar SHARAD cuando se combinan para formar un modelo 3D revelan cráteres enterrados. Estos pueden usarse para fechar ciertas capas. [28]
En febrero de 2017, la ESA publicó una nueva vista del Polo Norte de Marte. Era un mosaico hecho a partir de 32 órbitas individuales del Mars Express . [30] [31]
Casquete polar sur
El casquete permanente del polo sur es mucho más pequeño que el del norte. Tiene 400 km de diámetro, en comparación con los 1100 km de diámetro del casquete norte. [19] Cada invierno austral, la capa de hielo cubre la superficie hasta una latitud de 50 °. [32] Parte de la capa de hielo está formada por hielo seco y dióxido de carbono sólido . Cada invierno, la capa de hielo crece al agregar de 1,5 a 2 metros de hielo seco de la precipitación de una capa polar de nubes. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de un sólido a un gas) a la atmósfera. Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono (CO 2 ) de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. En otras palabras, la acumulación de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta. [20] Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de la Tierra (25,19 ° para Marte, 23,45 ° para la Tierra). El casquete polar sur es más alto en altitud y más frío que el del norte. [23]
La capa de hielo del sur residual se desplaza; es decir, no está centrado en el polo sur. Sin embargo, el límite estacional sur se centra cerca del polo geográfico. [19] Los estudios han demostrado que la tapa descentrada es causada por mucha más nieve que cae de un lado que del otro. En el lado del hemisferio occidental del polo sur se forma un sistema de baja presión porque los vientos son cambiados por la Cuenca Hellas. Este sistema produce más nieve. Por otro lado, hay menos nieve y más heladas. La nieve tiende a reflejar más luz solar en el verano, por lo que no se derrite ni se sublima mucho (el clima de Marte hace que la nieve pase directamente de un sólido a un gas). La escarcha, por otro lado, tiene una superficie más rugosa y tiende a atrapar más luz solar, lo que resulta en una mayor sublimación. En otras palabras, las áreas con más heladas más duras son más cálidas. [33]
La investigación publicada en abril de 2011 describió un gran depósito de dióxido de carbono congelado cerca del polo sur. La mayor parte de este depósito probablemente ingresa a la atmósfera de Marte cuando aumenta la inclinación del planeta. Cuando esto ocurre, la atmósfera se espesa, los vientos se vuelven más fuertes y áreas más grandes en la superficie pueden soportar agua líquida. [34] El análisis de los datos mostró que si todos estos depósitos se transformaran en gas, la presión atmosférica en Marte se duplicaría. [35] Hay tres capas de estos depósitos; cada uno está cubierto con una capa de hielo de agua de 30 metros que evita que el CO 2 se sublime a la atmósfera. En la sublimación, un material sólido pasa directamente a una fase gaseosa. Estas tres capas están vinculadas a períodos en los que la atmósfera colapsó cuando cambió el clima. [36]
Existe un gran campo de eskers alrededor del polo sur, llamado Formación Dorsa Argentea , se cree que son los restos de una capa de hielo gigante. [37] Se cree que esta gran capa de hielo polar cubrió alrededor de 1,5 millones de kilómetros cuadrados. Esa área es el doble del área del estado de Texas . [38] [ referencia circular ] [39]
En julio de 2018, la ESA descubrió indicios de agua salada líquida enterrada bajo capas de hielo y polvo al analizar el reflejo de los pulsos de radar generados por Mars Express . [15]
Apariencia de queso suizo
Mientras que el casquete polar norte de Marte tiene una superficie plana y picada que se asemeja al requesón, el casquete polar sur tiene hoyos, depresiones y mesetas planas más grandes que le dan una apariencia de queso suizo. [40] [41] [42] [43] La capa superior del casquete residual del polo sur marciano se ha erosionado en mesas de cima plana con depresiones circulares. [44] Las observaciones realizadas por Mars Orbiter Camera en 2001 han demostrado que las escarpas y las paredes del pozo del casquete polar sur se habían retirado a una velocidad media de unos 3 metros (10 pies) desde 1999. En otras palabras, se estaban retirando 3 metros. por año de Marte. En algunos lugares del casquete, los escarpes retroceden menos de 3 metros por año marciano, y en otros pueden retroceder hasta 8 metros (26 pies) por año marciano. Con el tiempo, los pozos del polo sur se fusionan para convertirse en llanuras, las mesetas en lomas y las lomas desaparecen para siempre. La forma redonda probablemente se ve favorecida en su formación por el ángulo del sol. En el verano, el sol se mueve alrededor del cielo, a veces durante las 24 horas del día, justo por encima del horizonte. Como resultado, las paredes de una depresión redonda recibirán luz solar más intensa que el piso; la pared se derretirá mucho más que el piso. Las paredes se derriten y retroceden, mientras que el piso permanece igual. [45] [46]
Una investigación posterior con el poderoso HiRISE mostró que los pozos están en una capa de hielo seco de 1 a 10 metros de espesor que se encuentra sobre una capa de hielo de agua mucho más grande. Se ha observado que las fosas comienzan con áreas pequeñas a lo largo de fracturas débiles. Los pozos circulares tienen paredes empinadas que trabajan para enfocar la luz solar, aumentando así la erosión. Para que una fosa desarrolle una pared empinada de unos 10 cm y una longitud de más de 5 metros es necesario. [47]
Las imágenes a continuación muestran por qué se dice que la superficie se parece al queso suizo; también se pueden observar las diferencias durante un período de dos años.
Cambios en la superficie del polo sur de 1999 a 2001, según lo visto por Mars Global Surveyor .
Formaciones de hielo de 'queso suizo' vistas por MGS.
Formaciones de hielo tipo queso suizo como las ve MGS, mostrando capas.
Primer plano del terreno del queso suizo, visto por MGS.
Vista HiRISE del terreno del polo sur.
Canales Starburst o arañas
Los canales Starburst son patrones de canales que se irradian en extensiones plumosas. Son causados por el gas que se escapa junto con el polvo. El gas se acumula debajo del hielo translúcido a medida que la temperatura se calienta en la primavera. [48] Por lo general, 500 metros de ancho y 1 metro de profundidad, las arañas pueden sufrir cambios observables en solo unos pocos días. [49] Un modelo para comprender la formación de las arañas dice que la luz solar calienta los granos de polvo en el hielo. Los granos de polvo tibio se asientan al derretirse a través del hielo mientras los agujeros se recocen detrás de ellos. Como resultado, el hielo se vuelve bastante claro. La luz del sol luego llega al fondo oscuro de la losa de hielo y cambia el hielo de dióxido de carbono sólido en un gas que fluye hacia regiones más altas que se abren a la superficie. El gas sale corriendo llevando consigo polvo oscuro. Los vientos en la superficie soplarán el gas y el polvo que se escapan en ventiladores oscuros que observamos con las naves espaciales en órbita. [25] [50] La física de este modelo es similar a las ideas propuestas para explicar las plumas oscuras que brotan de la superficie de Triton . [51]
La investigación, publicada en enero de 2010 utilizando imágenes de HiRISE, encontró que algunos de los canales de las arañas se hacen más grandes a medida que van cuesta arriba, ya que el gas está causando la erosión. Los investigadores también encontraron que el gas fluye hacia una grieta que se ha producido en un punto débil del hielo. Tan pronto como el sol se eleva por encima del horizonte, el gas de las arañas expulsa el polvo que arrastra el viento para formar una oscura forma de abanico. Parte del polvo queda atrapado en los canales. Finalmente, la escarcha cubre todos los ventiladores y canales hasta la próxima primavera, cuando el ciclo se repite. [32] [52]
Canales de explosión en estrella causados por el escape de gas CO 2 , como lo ve HiRISE. Estos canales, también llamados arañas, pueden tener unos 500 m de diámetro y 1 m de profundidad.
Araña en el segundo día marciano de la primavera, visto por HiRISE.
La misma araña 14 días marcianos después, vista por HiRISE. Observe el aumento de ventiladores oscuros causado por la desgasificación del dióxido de carbono que transporta material oscuro.
Amplia vista de las plumas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Muchas de las plumas muestran arañas cuando se amplían.
Arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Plumas y arañas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas
Chasma Australe, un valle importante, atraviesa los depósitos estratificados en el casquete polar del sur. En el lado 90 E, los depósitos descansan sobre una cuenca principal, llamada Prometeo. [53]
Algunas de las capas del polo sur también muestran fracturas poligonales en forma de rectángulos. Se cree que las fracturas fueron causadas por la expansión y contracción del hielo de agua debajo de la superficie. [54]
Enriquecimiento de deuterio de la capa de hielo polar
La evidencia de que Marte alguna vez tuvo suficiente agua para crear un océano global de al menos 137 m de profundidad se ha obtenido a partir de la medición de la relación HDO a H 2 O sobre el casquete polar norte. En marzo de 2015, un equipo de científicos publicó resultados que mostraban que el hielo de la capa polar está aproximadamente ocho veces más enriquecido con deuterio , hidrógeno pesado, que el agua en los océanos de la Tierra. Esto significa que Marte ha perdido un volumen de agua 6,5 veces mayor que el almacenado en los casquetes polares actuales. Durante un tiempo, el agua pudo haber formado un océano en las Vastitas Borealis y las tierras bajas adyacentes ( Acidalia , Arcadia y Utopia planitiae). Si el agua hubiera sido alguna vez líquida y en la superficie, habría cubierto el 20% del planeta y en algunos lugares habría tenido casi una milla de profundidad.
Este equipo internacional utilizó el Very Large Telescope de ESO , junto con instrumentos del Observatorio WM Keck y la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA , para trazar diferentes formas isotópicas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años. [55] [56]
Galería
- Imágenes de casquete de hielo
Esta imagen de HiRISE muestra capas que se ejecutan aproximadamente hacia arriba y hacia abajo, con tenues fracturas poligonales (en su mayoría rectangulares).
Capas del polo sur, como las ve THEMIS .
Primer plano de las capas en la pared del cráter McMurdo , visto por HiRISE.
Capas expuestas en un valle en la capa de hielo del polo norte según lo observado por Mars Odyssey. Haga clic en la imagen para ampliarla para ver las nubes de polvo causadas por los vientos que salen de la tapa.
Característica optimizada de Chasma Boreale , vista por HiRISE .
Chasma Boreale , visto por HiRISE.
Escarpa escarpada, vista por HiRISE.
Capas del polo norte en la ladera de un valle, como las ve HiRISE. Las capas se erosionan de manera diferente, dependiendo de la dirección a la que se enfrenten. Por un lado son rectas, como cortadas con un cuchillo.
Canales de Chasma Boreale , vistos por HiRISE.
Ver también
- Dióxido de carbono : compuesto químico con fórmula CO₂
- Clima de Marte - Patrones climáticos del planeta terrestre
- Formación Dorsa Argentea
- Géiseres en Marte - Erupciones putativas de gas CO2 y polvo en Marte
- Cuadrilátero Mare Australe
- Cuadrilátero Mare Boreum
- Características del queso suizo: características enigmáticas de la superficie en la capa de hielo del sur de Marte
- Phoenix (nave espacial) - módulo de aterrizaje de la NASA en Marte
- SHARAD
- Sublimación : transición de una sustancia directamente del estado sólido al estado gaseoso
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enlaces externos
- http://seg.org/podcast/Post/4604/Episode-10-Remote-sensing-on-Mars Podcast que describe el uso de datos de radar SHARAD para explorar los casquetes polares
- https://sharad.psi.edu/3D/movies/SHARAD_PB3D_depth_20161223.mp4 Película de alta resolución que muestra el interior de la capa de hielo del polo norte en 3D, según lo determinado con datos de radar SHARAD
- https://sharad.psi.edu/3D/movies/SHARAD_PA3D_depth_20170105.mp4 Película de alta resolución que muestra el interior de la capa de hielo del polo sur en 3D, según lo determinado con datos de radar SHARAD