The climate of Mars has been a topic of scientific curiosity for centuries, in part because it is the only terrestrial planet whose surface can be easily directly observed in detail from the Earth with help from a telescope.
Although Mars is smaller than the Earth with only one tenth of Earth's mass,[1] and 50% farther from the Sun than the Earth, its climate has important similarities, such as the presence of polar ice caps, seasonal changes and observable weather patterns. It has attracted sustained study from planetologists and climatologists. While Mars's climate has similarities to Earth's, including periodic ice ages, there are also important differences, such as much lower thermal inertia. Mars' atmosphere has a scale height of approximately 11 km (36,000 ft), 60% greater than that on Earth. The climate is of considerable relevance to the question of whether life is or ever has been present on the planet.
Mars has been studied by Earth-based instruments since the 17th century, but it is only since the exploration of Mars began in the mid-1960s that close-range observation has been possible. Flyby and orbital spacecraft have provided data from above, while landers and rovers have measured atmospheric conditions directly. Advanced Earth-orbital instruments today continue to provide some useful "big picture" observations of relatively large weather phenomena.
The first Martian flyby mission was Mariner 4, which arrived in 1965. That quick two-day pass (July 14–15, 1965) with crude instruments contributed little to the state of knowledge of Martian climate. Later Mariner missions (Mariner 6 and 7) filled in some of the gaps in basic climate information. Data-based climate studies started in earnest with the Viking program landers in 1975 and continue with such probes as the Mars Reconnaissance Orbiter.
This observational work has been complemented by a type of scientific computer simulation called the Mars general circulation model.[2] Several different iterations of MGCM have led to an increased understanding of Mars as well as the limits of such models.
Giacomo Maraldi determinó en 1704 que el casquete sur no está centrado en el polo de rotación de Marte. [3] Durante la oposición de 1719, Maraldi observó tanto los casquetes polares como la 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 de las regiones polares del planeta Marte, la inclinación de su eje, la posición de sus polos y su figura esferoidal; con algunas pistas relativas a su diámetro real y 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 interfiriera con su luz. [3]
El descubrimiento de Honore Flaugergues en 1809 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 importante disminución del hielo polar durante la primavera marciana. Su especulación de que esto significaba que Marte era más cálido que la Tierra resultó inexacta.
Actualmente se utilizan dos sistemas de datación para el tiempo geológico marciano. Uno se basa en la densidad de los cráteres y tiene tres edades: Noé , Hesperian y Amazónica . La otra es una línea de tiempo mineralógica, que también tiene tres edades: filocian, theikian y siderikian.
Las observaciones y modelos recientes están produciendo información no sólo sobre el clima y las condiciones atmosféricas actuales 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 modelados 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 la formación de carbonato, aunque el carbonato puede disolverse más tarde por la acidez volcánica. [6]
El descubrimiento de minerales formados por agua en Marte, incluyendo hematita y jarosita , por el rover Opportunity y goethita por el rover Spirit , ha llevado a la conclusión de que las condiciones climáticas en el pasado lejano 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 tanto de las tasas de erosión del paisaje [8] como de las redes de valles marcianos [9] también implican fuertemente condiciones más cálidas y húmedas en Marte de la era de Noé (antes que hace unos cuatro mil millones de años). Sin embargo, el análisis químico de muestras de meteoritos marcianos sugiere que la temperatura ambiente cerca de la superficie de Marte probablemente ha estado por debajo de 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 influencia importante en el clima de Marte. Los volcanes en erupción desprenden grandes cantidades de gas, principalmente vapor de agua y CO 2 . Es posible que los volcanes hayan liberado suficiente gas como para haber hecho que la anterior atmósfera marciana fuera más espesa que la de la Tierra. Los volcanes también podrían haber emitido suficiente H 2 O para cubrir toda la superficie marciana hasta 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 absorbiendo la radiación infrarroja . Así, los volcanes Tharsis, al emitir CO 2 , podrían haber hecho que Marte se pareciera más a la Tierra en el pasado. Es posible que Marte alguna vez haya tenido una atmósfera mucho más espesa y cálida, y es posible que haya habido océanos o lagos. [11] Sin embargo, ha resultado extremadamente difícil construir modelos climáticos globales convincentes para Marte que produzcan temperaturas superiores a 0 °C (32 °F) en cualquier momento de su historia, [12] aunque esto puede simplemente reflejar problemas para calibrar con precisión tales modelos.
En 2016 se publicaron pruebas de una edad de hielo extrema geológicamente reciente en Marte. Hace apenas 370.000 años, el planeta habría parecido más blanco que rojo. [13]
La temperatura y la circulación de Marte varían cada año marciano (como se espera 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 que comenzaron en marzo de 1999 y abarcan 2,5 años marcianos [14] muestran que el clima marciano tiende a ser más repetible y, por lo tanto, más predecible que el de la Tierra. Si un evento ocurre en una época particular del año en un año, los datos disponibles (por escasos que sean) indican que es bastante probable que se repita el próximo año en casi el mismo lugar, una semana más o menos.
El 29 de septiembre de 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix detectó nieve cayendo de las 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]
Las tormentas de polvo marcianas pueden levantar partículas finas en la atmósfera alrededor de las cuales se pueden formar nubes. Estas nubes pueden formarse a gran altura, hasta 100 km (62 millas) sobre el planeta. [16] Además de las tormentas de polvo marcianas, las nubes también pueden formarse naturalmente como resultado de la formación de hielo seco o de agua y hielo. [17] Además, las nubes más raras de "nácar" se han formado cuando todas las partículas de una nube se forman al mismo tiempo, creando impresionantes nubes iridiscentes. [17] Las primeras imágenes de Marte enviadas por Mariner 4 mostraron nubes visibles en la atmósfera superior de Marte. Las nubes son muy tenues y sólo se pueden ver reflejando la luz del sol contra la oscuridad del cielo nocturno. En ese sentido, se parecen 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, los primeros instrumentos y técnicas de radioastronomía produjeron resultados crudos y diferentes. [18] [19] Las primeras sondas de sobrevuelo ( Mariner 4 ) y los orbitadores posteriores utilizaron la ocultación de radio para realizar aeronomía . Con la composición química ya deducida de la espectroscopia , se podrían derivar la temperatura y la presión. Sin embargo, las ocultaciones de sobrevuelo sólo 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" del clima en un área particular, en un momento particular. Luego, los orbitadores aumentan el número de transectos de radio. Misiones posteriores, comenzando con los sobrevuelos duales de los Mariner 6 y 7 , más los soviéticos Mars 2 y 3 , llevaban detectores de infrarrojos para medir la energía radiante . Mariner 9 fue el primero en colocar un radiómetro y un espectrómetro infrarrojos en la órbita de Marte en 1971, junto con sus otros instrumentos y un transmisor de radio. Siguieron Viking 1 y 2 , no sólo con Mapeadores Térmicos Infrarrojos (IRTM). [20] Las misiones también podrían corroborar estos conjuntos de datos de teledetección no solo con sus auges de metrología de módulo de aterrizaje in situ , [21] sino con sensores de temperatura y presión a mayor altitud para su descenso. [22]
Se han informado diferentes valores in situ para la temperatura promedio en Marte, [23] con un valor común de -63 °C (210 K; -81 °F). [24] [25] 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. [26] Las mediciones de temperatura reales en el sitio de aterrizaje del Viking varían de −17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) a −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). [27] El rover Spirit registró una temperatura máxima del aire diurno 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. [28]
Se ha informado que "sobre la base de los datos de temperatura del aire nocturnos, cada primavera del norte y principios de verano del norte observados hasta ahora 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 6 °C en esta estación. [29] 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 mínima nocturna y disminuyen la temperatura máxima diurna. [30] Esto da como resultado una pequeña disminución (20 °C) en la temperatura promedio de la superficie y un aumento moderado (30 °C) en la temperatura de la atmósfera superior. [31]
Antes y después de las misiones Viking, se determinaron temperaturas marcianas más nuevas y avanzadas desde la Tierra mediante espectroscopía de microondas. Como el haz de microondas, de menos de 1 minuto de arco, es mayor que el disco del planeta, los resultados son promedios globales. [32] Más tarde, el espectrómetro de emisión térmica del Mars Global Surveyor y, en menor medida, el THEMIS de 2001 Mars Odyssey no pudieron simplemente reproducir mediciones infrarrojas sino intercomparar datos del módulo de aterrizaje, el rover y las microondas de la Tierra. La sonda climática de Marte del Mars Reconnaissance Orbiter puede derivar de manera similar 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", [33] aunque los datos de Viking se habían revisado a la baja previamente. [34] Los datos del TES indican que "se observaron temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (10-20 K) durante los períodos del perihelio de 1997 versus 1977" y "que la atmósfera global del afelio de Marte es más fría, menos polvorienta y más nubosa de lo indicado por el climatología vikinga establecida", nuevamente, teniendo en cuenta las revisiones de Wilson y Richardson de los datos vikingos. [35]
Una comparación posterior, aunque admitió que "el registro de microondas de las temperaturas del aire es el más representativo", intentó fusionar el registro discontinuo de las naves espaciales. No fue visible ninguna tendencia mensurable en la temperatura promedio global entre Viking IRTM y MGS TES. "Las temperaturas del aire vikingo y MGS son esencialmente indistinguibles para este período, lo que sugiere que las eras vikinga 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". [29]
El instrumento Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) pudo, a su llegada, operar conjuntamente con MGS durante un breve período; Los conjuntos de datos Mars Odyssey THEMIS y Mars Express SPICAM, de menor capacidad, también se pueden utilizar para abarcar un registro único y bien calibrado. Si bien las temperaturas de MCS y TES son generalmente consistentes, [36] los investigadores informan de 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 (diurno) y 1,7 K (noche) más frías que las mediciones del TES MY 24". [37]
Se ha sugerido que Marte tenía una atmósfera mucho más espesa y cálida al principio de su historia. [38] Gran parte de esta atmósfera primitiva habría estado compuesta de dióxido de carbono. Una atmósfera así habría elevado la temperatura, al menos en algunos lugares, por encima del punto de congelación del agua. [39] Con la temperatura más alta, el agua corriente podría haber excavado los numerosos canales y valles de desagüe que son comunes en el planeta. También es posible que se hayan reunido para formar lagos y tal vez un océano. [40] 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 primitiva no era tan espesa como se pensaba anteriormente. [41]
Actualmente, la atmósfera es muy tenue. Durante muchos años, se supuso que, al igual que en 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 carbonato. [41] [42] 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. [43] La luz ultravioleta del Sol podría incidir en una molécula de dióxido de carbono y descomponerla en monóxido de carbono y oxígeno. Posteriormente, un segundo fotón de luz ultravioleta podría descomponer el monóxido de carbono en oxígeno y carbono, lo que obtendría suficiente energía para escapar del planeta. En este proceso, el isótopo ligero del carbono ( 12 C ) tendría más probabilidades de abandonar la atmósfera. Por tanto, el dióxido de carbono que queda en la atmósfera se enriquecería con el isótopo pesado ( 13 C ). [44] Este nivel más alto del isótopo pesado es lo que encontró el rover Curiosity en Marte. [45] [46] A continuación se proporcionan datos climáticos para el cráter Gale , con las estaciones normalizadas a las de la Tierra.
La atmósfera marciana está compuesta principalmente de dióxido de carbono y tiene una presión superficial media de unos 600 pascales (Pa), mucho menor 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 la atmósfera de la Tierra. [51] 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 (normalmente alrededor de 50 Pa). La atmósfera de la Tierra experimenta mareas diurnas y semidiurnas similares, pero su efecto es menos perceptible debido a la masa atmosférica mucho mayor de la Tierra.
Aunque la temperatura en Marte puede alcanzar niveles superiores al punto de congelación, 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 hasta convertirse en vapor de agua. Las excepciones a esto son las zonas bajas del planeta, sobre todo en la cuenca de impacto Hellas Planitia , el cráter más grande de su tipo en Marte. Es tan profundo que la presión atmosférica en el fondo alcanza los 1155 Pa [ cita necesaria ] , que está por encima del punto triple, por lo que si la temperatura supera el punto de congelación local, podría existir agua líquida allí.
La superficie de Marte tiene una inercia térmica muy baja , lo que significa que se calienta rápidamente cuando el sol incide sobre ella. Los cambios de temperatura diarios típicos, fuera 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 del mar a la tierra. No hay mares en Marte, pero hay áreas donde la inercia térmica del suelo cambia, lo que genera vientos matutinos y vespertinos similares a las brisas marinas de la Tierra. [52] El proyecto Antares "Mars Small-Scale Weather" (MSW) ha identificado recientemente algunas debilidades menores en los actuales modelos climáticos globales (GCM) debido a su modelado de suelos más primitivo. "La entrada de calor al suelo y de regreso es bastante importante en Marte, por lo que los esquemas del suelo deben ser bastante precisos". [53] 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 problemática.
En latitudes bajas domina la circulación de Hadley , y es esencialmente el mismo 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 más 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 ). [54] 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 de Hadley de Marte y la Tierra es su velocidad [55] , 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.
Los vientos catabáticos, o flujos atmosféricos de drenaje, son vientos creados por aire denso y enfriado que se hunde y acelera hacia terrenos inclinados a través de la fuerza gravitacional. [56] Los vientos catabáticos, que se encuentran con mayor frecuencia en la Tierra y afectan las elevadas capas de hielo de Groenlandia y la Antártida, también se pueden encontrar en partes de Marte con circulaciones intensas y claras descendentes, como Valles Marineris, Olympus Mons y tanto el norte como el sur. casquete polar. [56] Pueden identificarse por múltiples características morfológicas de superficie diferentes en las regiones polares, como campos de dunas y franjas heladas. [57] Debido a la baja inercia térmica de la delgada atmósfera de CO 2 de Marte y a las cortas escalas de tiempo radiativas, los vientos catabáticos en Marte son dos o tres veces más fuertes que los de la Tierra y tienen lugar en grandes áreas de tierra con vientos ambientales débiles, inclinados. terreno e inversiones de temperatura cercanas a la superficie o enfriamiento radiativo de la superficie y la atmósfera. [56] Los vientos catabáticos han sido fundamentales en la configuración del casquete polar norte y los depósitos de capas polares, tanto en la metodología eólica como en la metodología térmica. [57] También se ha demostrado que la aceleración de los vientos catabáticos aumenta con la pendiente de la pendiente y provoca un calentamiento atmosférico cuanto más intensa es la pendiente. [58] Este calentamiento atmosférico podría aparecer en cualquier pendiente pronunciada, pero esto no siempre equivale al calentamiento de la superficie. [58] También se ha demostrado que limitan las tasas de condensación de CO 2 en los casquetes polares en el invierno y aumentan la sublimación de CO 2 en el verano. [58] Aunque las mediciones cuantitativas de los vientos catabáticos rara vez están disponibles, siguen siendo un elemento muy buscado para las próximas misiones. [56]
Los saltos catabáticos también son comunes en las depresiones de Marte y pueden describirse como zonas estrechas con grandes cambios horizontales de presión, temperatura y velocidad del viento que requieren vapor de agua sobresaturado para formar nubes y permitir la migración del hielo desde la parte aguas arriba de la depresión hacia la superficie. río abajo. [59] Por esta razón, los casquetes polares experimentan menos saltos catabáticos en invierno, ya que la capa de hielo estacional que cubre las regiones polares significa que hay menos hielo de agua disponible para crear vapor. [59] Sin embargo, incluso cuando la capa estacional se ha sublimado a lo largo del verano marciano, los vientos rápidos necesarios para los saltos catabáticos ya no están presentes, lo que significa que la cobertura de nubes vuelve a ser insignificante. [59] Por lo tanto, los saltos catabáticos se ven con mayor frecuencia en depresiones durante la primavera y la caída marcianas. [59]
Cuando la sonda Mariner 9 llegó a Marte en 1971, los científicos esperaban ver nuevas imágenes nítidas de los detalles de la superficie. En lugar de eso, vieron una tormenta de polvo que abarcó casi todo el planeta [61] y sólo el volcán gigante Olympus Mons aparecía por encima de la neblina. La tormenta duró un mes, un suceso que los científicos han descubierto desde entonces que 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. [62]
Como lo observó la nave espacial Viking desde la superficie, [30] "durante una tormenta de polvo global, el rango de temperatura diurna se redujo bruscamente, de 50°C a aproximadamente 10°C, y la velocidad del viento aumentó considerablemente; de hecho, en sólo 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 ningún transporte real de material en ninguno de los sitios, sólo un gradual 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 que se estaba gestando en la Cuenca Hellas en Marte (en la foto de 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 media de la superficie y elevó la temperatura de la atmósfera de Marte en 30 K. [31] La baja densidad de la atmósfera marciana significa que vientos de 18 a 22 m/s (65 a 22 m/s) Se necesitan 79 km/h) 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 esa 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 desprendió de la tormenta de polvo, aumentando temporalmente el albedo de Marte . [63]
A mediados de 2007, una tormenta de polvo que afectó a todo el planeta planteó una grave amenaza para los vehículos de exploración de Marte Spirit y Opportunity , propulsados por energía solar , al reducir la cantidad de energía proporcionada por los paneles solares y obligar a suspender la mayoría de los experimentos científicos mientras se esperaba la llegada del tormentas para despejar. [64] Después de las tormentas de polvo, los rovers habían reducido significativamente su energía debido a la acumulación de polvo en las matrices. [sesenta y cinco]
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 de agua en la atmósfera, que interactúan con las partículas de polvo y afectan la temperatura del planeta. [66]
A finales de mayo de 2018 comenzó una gran tormenta de polvo que se intensificó y persistió hasta mediados de junio. El 10 de junio de 2018, como se observó en la ubicación del rover Opportunity , la tormenta era más intensa que la tormenta de polvo de 2007 que sufrió el Opportunity . [67] El 20 de junio de 2018, la NASA informó que la tormenta de polvo había crecido hasta cubrir completamente todo el planeta. [68] [69]
Las observaciones realizadas desde la década de 1950 han demostrado que las posibilidades de que se produzca una tormenta de polvo en todo el planeta en un año marciano particular son aproximadamente una de cada tres. [70]
Las tormentas de polvo contribuyen a la pérdida de agua en Marte. Un estudio de las tormentas de polvo realizado con el Mars Reconnaissance Orbiter sugirió que el 10 por ciento de la pérdida de agua de Marte puede haber sido causada por tormentas de polvo. Los instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter detectaron vapor de agua observado a altitudes muy elevadas durante las tormentas de polvo globales. La luz ultravioleta del sol puede entonces descomponer el agua en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno de la molécula de agua escapa entonces al espacio. [71] [72] [73] Se descubrió que la pérdida más reciente de hidrógeno atómico del agua se debió en gran medida a procesos estacionales y tormentas de polvo que transportan agua directamente a la atmósfera superior. [74] [75]
Se cree que las tormentas de polvo marcianas pueden provocar fenómenos eléctricos atmosféricos. [76] [77] [78] Se sabe que los granos de polvo se cargan eléctricamente al chocar con el suelo o con otros granos. [79] Los análisis teóricos, computacionales y experimentales de flujos de polvo a escala de laboratorio y remolinos de polvo a gran escala en la Tierra indican que la electricidad autoinducida, incluidos los rayos, es un fenómeno común en flujos turbulentos cargados de polvo. [80] [81] [82] En Marte, esta tendencia se vería agravada por la baja presión de la atmósfera, lo que se traduciría en campos eléctricos mucho más bajos necesarios para la descomposición. Como resultado, la segregación aerodinámica de polvo a escala meso y macro podría conducir fácilmente a una separación de cargas lo suficientemente grande como para producir una falla eléctrica local en las nubes de polvo sobre el suelo. [83]
Sin embargo, a diferencia de otros planetas del Sistema Solar, en la superficie de Marte no existen mediciones in situ que demuestren estas hipótesis. [84] El primer intento de dilucidar estas incógnitas lo realizó el módulo de aterrizaje Schiaparelli EDM de la misión ExoMars en 2016, que incluía 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 automatizado el 19 de octubre de 2016 y se estrelló en la superficie de Marte.
El proceso de saltación geológica es bastante importante en Marte como mecanismo para añadir partículas a la atmósfera. Se han observado partículas de arena saladas en el rover MER Spirit . [85] La teoría y las observaciones del mundo real no coinciden entre sí, ya que a la teoría clásica le faltan hasta la mitad de las partículas saltantes del mundo real. [86] Un modelo más acorde con las observaciones del mundo real sugiere que las partículas de saltación crean un campo eléctrico que aumenta el efecto de saltación. Los granos de Marte saltan en trayectorias 100 veces más altas y más largas y alcanzan velocidades entre 5 y 10 veces más altas que los granos de la Tierra. [87]
Una gran nube con forma de rosquilla aparece en la región del polo norte de Marte aproximadamente en la misma época cada año marciano y de aproximadamente el mismo tamaño. [88] Se forma por la mañana y se disipa por la tarde marciana. [88] 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. [89] Se cree que la nube está compuesta de hielo de agua, [89] por lo que es de color blanco, a diferencia de las tormentas de polvo más comunes.
Parece una tormenta ciclónica, parecida a un huracán, pero no gira. [88] La nube aparece durante el verano del norte y en latitudes altas. Se especula que esto se debe a las condiciones climáticas únicas cerca del polo norte. [89] Las tormentas similares a ciclones se detectaron por primera vez durante el programa de mapeo orbital Viking, pero la nube anular del norte es casi tres veces más grande. [89] La nube también ha sido detectada por varias sondas y telescopios, incluidos el Hubble y el Mars Global Surveyor . [88] [89]
Otros eventos que se repiten son las tormentas de polvo y los remolinos de polvo . [89]
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 a las reacciones químicas con otros gases. Por tanto, una presencia persistente de metano en la atmósfera puede implicar la existencia de una fuente para reponer continuamente el gas.
En 2003, un equipo del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA informó por primera vez en la atmósfera de Marte trazas de metano, a un nivel de varias partes por mil millones (ppb). [90] [91] Se midieron grandes diferencias en las abundancias entre observaciones tomadas en 2003 y 2006, lo que sugería que el metano estaba concentrado localmente y probablemente estacional. [92] En 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un aumento diez veces mayor ('pico') de metano en la atmósfera que lo rodeaba a finales 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 de forma episódica de una fuente desconocida. [93] Antes y después de eso, las lecturas promediaban alrededor de una décima parte de ese nivel. [94] [95] [93] El 7 de junio de 2018, la NASA anunció una variación estacional cíclica en el nivel de fondo de metano atmosférico. [96] [97] [98]
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 mediante la síntesis de Fischer-Tropsch con CO y CO2 . [99] 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. [100]
Los microorganismos vivos , como los metanógenos , son otra posible fuente, pero no se ha encontrado ninguna evidencia de la presencia de tales organismos en Marte. [101] [102] [103] (Ver: Vida en Marte#Metano )
Las imágenes del Mars Reconnaissance Orbiter sugieren que se produce un efecto de erosión inusual debido al 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". [104] El hielo translúcido de CO 2 se forma durante el invierno y, a medida que la luz del sol primaveral calienta la superficie, vaporiza el CO 2 hasta convertirlo en gas que fluye cuesta arriba bajo el hielo translúcido de CO 2 . Los puntos débiles de ese hielo dan lugar a géiseres de CO 2 . [104]
Las tormentas marcianas se ven significativamente afectadas por las grandes cadenas montañosas de Marte. [105] Montañas individuales como el Olympus Mons (26 km (85.000 pies)), que ostenta el récord, 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 único y repetido 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) por encima del volcán. [106] Las nubes están presentes alrededor de Arsia Mons durante todo el año marciano, alcanzando su punto máximo a finales del verano. [107]
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 finales de primavera. Las nubes alrededor de Alba Patera y Pavonis Mons muestran un pico adicional más pequeño a finales del verano. En invierno se observaron muy pocas nubes. Las predicciones del Modelo de Circulación General de Marte son consistentes con estas observaciones. [107]
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 ) sólo en invierno y se sublima por completo en verano, mientras que la región del polo sur tiene además una capa permanente de hielo seco de hasta ocho metros (25 pies) de espesor. [108] Esta diferencia se debe a la mayor elevación del polo sur.
Gran parte de la atmósfera puede condensarse en el polo invernal, de modo que la presión atmosférica puede variar hasta un tercio de su valor medio. Esta condensación y evaporación hará que la proporción de gases no condensables en la atmósfera cambie inversamente. [54] La excentricidad de la órbita de Marte afecta este ciclo, así como otros factores. En primavera y otoño, el viento debido al proceso de sublimación del dióxido de carbono es tan fuerte que puede ser la causa de las tormentas de polvo globales mencionadas anteriormente. [109]
El casquete polar norte tiene un diámetro de aproximadamente 1.000 km durante el verano del norte de Marte [110] y contiene alrededor de 1,6 millones de kilómetros cúbicos de hielo, que, si se distribuyeran uniformemente sobre el casquete, tendrían un espesor de 2 km. [111] (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. [112] Ambos casquetes polares muestran depresiones 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. [113] [114] Un análisis reciente de 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 vientos catabáticos de alta densidad descienden desde el alto polar para transportar hielo y crear formas de lecho de grandes longitudes de onda. [115] [116] La forma de espiral proviene del efecto Coriolis que fuerza los vientos, muy parecido a como los vientos en la Tierra giran en espiral para formar un huracán. Las depresiones no se formaron con ninguna de las capas de hielo; en cambio, 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 en su lugar. Esto sugiere que un cambio climático permitió su aparición. Ambos casquetes polares se encogen y vuelven a crecer tras 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. Una vez alcanzada la presión necesaria, el gas atraviesa el hielo formando columnas parecidas a géiseres. Si bien las erupciones no han sido observadas directamente, dejan evidencia en forma de "puntos oscuros de dunas" y abanicos más claros sobre el hielo, que representan arena y polvo arrastrados por las erupciones, y un patrón de surcos en forma de araña creado debajo del hielo. por el gas que sale. [117] [118] (ver Géiseres en Marte ). Se cree que las erupciones de gas nitrógeno observadas por la Voyager 2 en Tritón ocurren mediante un mecanismo similar.
Ambos casquetes polares se están acumulando actualmente, lo que confirma el ciclo de Milankovich previsto en escalas de tiempo de ~400.000 y ~4.000.000 de años. Los sondeos realizados por el Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD indican un crecimiento total de la capa de ~0,24 km 3 /año. De esto, el 92%, o ~0,86 mm/año, se dirige hacia el norte, [119] ya que la circulación compensada de Hadley 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 de otra manera debido a la acción del viento solar que elimina constantemente los átomos de la capa atmosférica exterior. [120] 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 actuales de destrucción de la atmósfera son mucho menores que los del pasado, cuando el viento solar era más fuerte. [ cita necesaria ]
Marte tiene una inclinación axial de 25,2°. Esto significa que en Marte hay estaciones, al igual que en la Tierra. La excentricidad de la órbita de Marte es de 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 relativamente cálido.
Ahora se cree que el hielo se acumuló cuando la inclinación orbital de Marte era muy diferente a la actual. (El eje sobre el que gira el planeta tiene una "bamboleo" considerable, lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo). [121] [122] [123] 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 estabilizarla como la luna de la Tierra.
Se cree que muchas características de Marte, especialmente en el cuadrilátero Ismenius Lacus, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático debido a grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados. [124] [125] 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 los 25 grados actuales, el hielo ya no es estable en los polos. [126] Además, en esta gran 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. [127] [128] 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. [125] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rastro de polvo. [129] [130] El depósito rezagado cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [131] Tenga en cuenta que la capa de superficie lisa del manto probablemente representa sólo material relativamente reciente. A continuación se muestran imágenes de las capas de este suave manto que a veces cae del cielo.
La precesión en la alineación de la oblicuidad y la excentricidad conducen al calentamiento y enfriamiento global ('grandes' veranos e inviernos) con un período de 170.000 años. [132]
Al igual que la Tierra, la oblicuidad de Marte sufre cambios periódicos que pueden provocar cambios climáticos duraderos. 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 variar hasta 45°. Jacques Laskar, del Centro Nacional de Investigación Científica de Francia, sostiene que los efectos de estos cambios climáticos periódicos pueden verse en la naturaleza estratificada de la capa de hielo en el polo norte marciano. [133] La investigación actual sugiere que Marte se encuentra en un período interglacial cálido que ha durado más de 100.000 años. [134]
Debido a que el Mars Global Surveyor pudo observar Marte durante 4 años marcianos, se descubrió que el clima marciano era similar de un año a otro. Cualquier diferencia estaba directamente relacionada con cambios en la energía solar que llegó a Marte. Los científicos incluso pudieron predecir con precisión las tormentas de polvo que se producirían durante el aterrizaje del Beagle 2 . Se descubrió que las tormentas de polvo regionales estaban estrechamente relacionadas con la disponibilidad de polvo. [135]
Ha habido cambios regionales alrededor del polo sur ( Planum Australe ) durante los últimos años marcianos. En 1999, el Mars Global Surveyor fotografió hoyos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur marciano. Debido a su llamativa forma y orientación, estos huesos se conocen como características del 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. [136] 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. [137] 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 progreso" [138] en Marte . En un resumen de las observaciones con la Mars Orbiter Camera, los investigadores especularon que es posible que se haya depositado algo de hielo seco entre la misión Mariner 9 y Mars Global Surveyor . Teniendo en cuenta el ritmo actual de pérdidas, los depósitos actuales podrían desaparecer en cien años. [135]
En otras partes del planeta, las zonas de latitudes bajas tienen más hielo de agua del que deberían tener dadas las condiciones climáticas actuales. [139] [140] [141] 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.
Colaprete et al. Realizó simulaciones con el Modelo de Circulación General de Marte que muestran que el clima local alrededor del polo sur marciano puede encontrarse 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 más que global. [142] 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. [143] Esta teoría es algo problemática debido a la falta de depósito de hielo después de la tormenta de polvo global de 2001. [63] 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 es evidente que no están relacionados con fuerzas externas". [132] En un artículo de noticias de Nature , el editor jefe de noticias y artículos, Oliver Morton, dijo: "Los escépticos del clima se han aprovechado del calentamiento de otros cuerpos solares. En Marte, el calentamiento parece deberse al polvo que sopla y descubre grandes parches de roca basáltica negra que se calienta durante el día." [63] [144]
Aunque en su estado actual Marte es inhabitable para los humanos, muchas personas han sugerido terraformar Marte para cambiar el clima y hacerlo más habitable para los humanos. En particular, Elon Musk ha sugerido detonar armas nucleares en los casquetes polares de Marte para liberar vapor de agua y dióxido de carbono , lo que calentaría el planeta lo suficiente como para posiblemente hacerlo habitable para los humanos. [145]
Las zonas climáticas terrestres fueron definidas por primera vez por Wladimir Köppen basándose en la distribución de los grupos de vegetación. Además, la clasificación del clima se basa en la temperatura, las precipitaciones y se subdivide en función de las diferencias en la distribución estacional de la temperatura y las precipitaciones; y existe un grupo separado para climas extrazonales como los de gran altitud. 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 del polvo, el contenido de vapor de agua y la aparición de nieve. Las zonas climáticas solares también se pueden definir fácilmente para Marte. [146]
La Mars Odyssey 2001 se encuentra actualmente orbitando Marte y tomando medidas de la temperatura atmosférica global con el instrumento TES. Actualmente, el Mars Reconnaissance Orbiter realiza desde órbita observaciones diarias relacionadas con el tiempo y el clima. Uno de sus instrumentos, la sonda climática de Marte , está especializado en trabajos de observación del clima. El MSL se lanzó en noviembre de 2011 y aterrizó en Marte el 6 de agosto de 2012. [147] Los orbitadores MAVEN , Mangalyaan y TGO están actualmente orbitando Marte y estudiando su atmósfera.
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