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Muchos fenómenos astronómicos vistos desde el planeta Marte son iguales o similares a los vistos desde la Tierra ; pero algunas (por ejemplo, la visión de la Tierra como una estrella vespertina o matutina) son bastante diferentes. Por ejemplo, debido a que la atmósfera de Marte no contiene una capa de ozono , también es posible realizar observaciones ultravioleta desde la superficie de Marte.
Marte tiene una inclinación axial de 25,19°, bastante cercana al valor de 23,44° de la Tierra y, por lo tanto, Marte tiene estaciones de primavera, verano, otoño e invierno como las de la Tierra. Al igual que en la Tierra, los hemisferios sur y norte tienen verano e invierno en épocas opuestas.
Sin embargo, la órbita de Marte tiene una excentricidad significativamente mayor que la de la Tierra. Por tanto, las estaciones tienen una duración desigual, mucho más que en la Tierra:
En términos prácticos, esto significa que los veranos y los inviernos tienen diferentes duraciones e intensidades en los hemisferios norte y sur . Los inviernos en el norte son cálidos y cortos (porque Marte se mueve rápidamente cerca de su perihelio ), mientras que los inviernos en el sur son largos y fríos (Marte se mueve lentamente cerca de su afelio ). De manera similar, los veranos en el norte son largos y frescos, mientras que los veranos en el sur son cortos y calurosos. Por lo tanto, las temperaturas extremas son considerablemente más amplias en el hemisferio sur que en el norte.
El retraso estacional en Marte no es más que un par de días, [1] debido a la falta de grandes masas de agua y factores similares que proporcionarían un efecto amortiguador. Por lo tanto, para las temperaturas en Marte, "primavera" es aproximadamente la imagen especular de "verano" y "otoño" es aproximadamente la imagen especular de "invierno" (si los solsticios y equinoccios se definen como el comienzo de sus respectivas estaciones), y si Marte tuviera una órbita circular, las temperaturas máxima y mínima se producirían un par de días después de los solsticios de verano e invierno , en lugar de aproximadamente un mes después, como en la Tierra. La única diferencia entre las temperaturas de primavera y las de verano se debe a la excentricidad relativamente alta de la órbita de Marte: en la primavera del norte, Marte está más lejos del Sol que durante el verano del norte y, por lo tanto, por coincidencia, la primavera es un poco más fría que el verano y el otoño es un poco más cálido. que el invierno. Sin embargo, en el hemisferio sur ocurre todo lo contrario.
Las variaciones de temperatura entre primavera y verano son mucho menores que las variaciones muy pronunciadas que se producen dentro de un solo sol (día solar) marciano. Diariamente, las temperaturas alcanzan su punto máximo al mediodía solar local y alcanzan un mínimo a la medianoche local. Esto es similar al efecto en los desiertos de la Tierra, sólo que mucho más pronunciado.
La inclinación axial y la excentricidad de la Tierra (y Marte) de ninguna manera son fijas, sino que varían debido a las perturbaciones gravitacionales de otros planetas del Sistema Solar en una escala de tiempo de decenas de miles o cientos de miles de años. Así, por ejemplo, la excentricidad de la Tierra, actualmente alrededor del 1%, fluctúa regularmente y puede aumentar hasta un 6%.
Aparte de la excentricidad, la inclinación axial de la Tierra también puede variar de 21,5° a 24,5°, y la duración de este "ciclo de oblicuidad" es de 41.000 años. Se cree que estos y otros cambios cíclicos similares son responsables de las edades de hielo (ver ciclos de Milankovitch ). Por el contrario, el ciclo de oblicuidad de Marte es mucho más extremo: de 15° a 35° en un ciclo de 124.000 años. Algunos estudios recientes incluso sugieren que durante decenas de millones de años, la oscilación puede ser de entre 0° y 60°. [2] La gran Luna de la Tierra aparentemente juega un papel importante en mantener la inclinación del eje de la Tierra dentro de límites razonables; Marte no tiene tal influencia estabilizadora y su inclinación axial puede variar de manera más caótica.
El tono normal del cielo durante el día puede variar desde un color rojo rosado hasta un color “caramelo” marrón amarillento; sin embargo, en las proximidades del sol poniente o naciente es azul. Esto es exactamente lo contrario de la situación en la Tierra. [3] En Marte, la dispersión de Rayleigh suele ser un efecto muy pequeño. Se cree que el color del cielo se debe a la presencia de un 1% en volumen de magnetita en las partículas de polvo. El crepúsculo dura mucho tiempo después de que el Sol se ha puesto y antes de que salga, debido a todo el polvo en la atmósfera de Marte. A veces, el cielo marciano adquiere un color violeta, debido a la dispersión de la luz por partículas muy pequeñas de hielo de agua en las nubes. [4]
Generar imágenes precisas en color verdadero de la superficie de Marte es sorprendentemente complicado. [5] Hay mucha variación en el color del cielo tal como se reproduce en las imágenes publicadas; Sin embargo, muchas de esas imágenes utilizan filtros para maximizar el valor científico y no intentan mostrar el color real. [ cita necesaria ] Sin embargo, durante muchos años, se pensó que el cielo de Marte era más rosado de lo que se cree ahora. [ cita necesaria ]
Vista desde Marte, la Tierra es un planeta interior como Venus (una "estrella de la mañana" o una "estrella de la tarde"). La Tierra y la Luna parecen estrellas a simple vista, pero los observadores con telescopios las verían como medias lunas, con algunos detalles visibles.
Un observador en Marte podría ver la Luna orbitando alrededor de la Tierra, y esto sería fácilmente visible a simple vista . Por el contrario, los observadores de la Tierra no pueden ver los satélites de ningún otro planeta a simple vista, y no fue hasta poco después de la invención del telescopio que se descubrieron los primeros satélites de este tipo ( las lunas galileanas de Júpiter ).
En la máxima separación angular, la Tierra y la Luna se distinguirían fácilmente como un planeta doble, pero aproximadamente una semana después se fusionarían en un solo punto de luz (a simple vista), y aproximadamente una semana después, la Luna alcanzar la máxima separación angular en el lado opuesto. La separación angular máxima entre la Tierra y la Luna varía considerablemente según la distancia relativa entre la Tierra y Marte: es de unos 25′ cuando la Tierra está más cerca de Marte (cerca de la conjunción inferior ), pero sólo de unos 3,5′ cuando la Tierra está más alejada de Marte. (cerca de conjunción superior ). A modo de comparación, el diámetro aparente de la Luna desde la Tierra es 31′.
La separación angular mínima sería inferior a 1 ′ y, ocasionalmente, se vería a la Luna transitar por delante o pasar por detrás (ser ocultada por) la Tierra. El primer caso correspondería a una ocultación lunar de Marte vista desde la Tierra, y debido a que el albedo de la Luna es considerablemente menor que el de la Tierra, se produciría una caída en el brillo general, aunque esto sería demasiado pequeño para ser notado por personas desnudas ocasionales. observadores oculares porque el tamaño de la Luna es mucho más pequeño que el de la Tierra y cubriría sólo una pequeña fracción del disco terrestre.
Mars Global Surveyor tomó imágenes de la Tierra y la Luna el 8 de mayo de 2003 a las 13:00 UTC, muy cerca del alargamiento angular máximo del Sol y a una distancia de 0,930 AU de Marte. Las magnitudes aparentes se dieron como −2,5 y +0,9. [8] En diferentes momentos las magnitudes reales variarán considerablemente dependiendo de la distancia y las fases de la Tierra y la Luna.
De un día para otro, la vista de la Luna cambiaría de manera muy diferente para un observador en Marte que para un observador en la Tierra. La fase de la Luna vista desde Marte no cambiaría mucho de un día a otro; coincidiría con la fase de la Tierra y solo cambiaría gradualmente a medida que tanto la Tierra como la Luna se mueven en sus órbitas alrededor del Sol. Por otro lado, un observador en Marte vería la Luna girar, con el mismo período que su período orbital, y vería características del lado lejano que nunca podrán verse desde la Tierra.
Dado que la Tierra es un planeta inferior , los observadores en Marte ocasionalmente pueden ver los tránsitos de la Tierra a través del Sol . El próximo tendrá lugar en 2084. También podrán visualizar los tránsitos de Mercurio y los tránsitos de Venus.
La luna Fobos tiene aproximadamente un tercio del diámetro angular que la Luna llena parece desde la Tierra; Por otro lado, Deimos parece más o menos estrellado con un disco apenas perceptible, si es que lo es. Fobos orbita tan rápido (con un período de poco menos de un tercio de sol) que sale por el oeste y se pone por el este, y lo hace dos veces por sol; Deimos, por otro lado, sale por el este y se pone por el oeste, pero orbita sólo unas pocas horas más lento que un sol marciano, por lo que pasa aproximadamente dos soles y medio sobre el horizonte a la vez.
El brillo máximo de Fobos en "luna llena" es de aproximadamente magnitud −9 o −10, mientras que para Deimos es de aproximadamente −5. [9] En comparación, la Luna llena vista desde la Tierra es considerablemente más brillante con una magnitud de −12,7. Fobos todavía es lo suficientemente brillante como para proyectar sombras; Deimos es sólo un poco más brillante que Venus desde la Tierra. Al igual que la Luna de la Tierra, tanto Fobos como Deimos son considerablemente más débiles en sus fases no llenas. A diferencia de la Luna de la Tierra, las fases y el diámetro angular de Fobos cambian visiblemente de una hora a otra; Deimos es demasiado pequeño para que sus fases sean visibles a simple vista.
Tanto Fobos como Deimos tienen órbitas ecuatoriales de baja inclinación y orbitan bastante cerca de Marte. Como resultado, Fobos no es visible desde latitudes al norte de 70,4°N o al sur de 70,4°S; Deimos no es visible desde latitudes al norte de 82,7°N o al sur de 82,7°S. Los observadores en latitudes altas (menos de 70,4°) verían un diámetro angular notablemente más pequeño para Fobos porque están más lejos de él. De manera similar, los observadores ecuatoriales de Fobos verían un diámetro angular notablemente más pequeño cuando Fobos sale y se pone, en comparación con cuando está sobre su cabeza.
Los observadores en Marte pueden ver los tránsitos de Fobos y los tránsitos de Deimos a través del Sol . Los tránsitos de Fobos también podrían denominarse eclipses parciales de Sol por Fobos, ya que el diámetro angular de Fobos es hasta la mitad del diámetro angular del Sol. Sin embargo, en el caso de Deimos el término "tránsito" es apropiado, ya que aparece como un pequeño punto en el disco solar.
Dado que Fobos orbita en una órbita ecuatorial de baja inclinación, existe una variación estacional en la latitud de la posición de la sombra de Fobos proyectada sobre la superficie marciana, yendo del extremo norte al extremo sur y viceversa. En cualquier ubicación geográfica fija de Marte, hay dos intervalos por año marciano en los que la sombra pasa por su latitud y se pueden observar alrededor de media docena de tránsitos de Fobos en esa ubicación geográfica durante un par de semanas durante cada intervalo. La situación es similar para Deimos, excepto que sólo se producen uno o cero tránsitos durante dicho intervalo.
Es fácil ver que la sombra siempre cae sobre el "hemisferio de invierno", excepto cuando cruza el ecuador durante los equinoccios de primavera y otoño . Así, los tránsitos de Fobos y Deimos se producen durante el otoño y el invierno marcianos en el hemisferio norte y en el hemisferio sur. Cerca del ecuador tienden a ocurrir alrededor del equinoccio de otoño y el equinoccio de primavera; más lejos del ecuador tienden a ocurrir más cerca del solsticio de invierno . En cualquier caso, los dos intervalos en los que pueden tener lugar los tránsitos ocurren más o menos simétricamente antes y después del solsticio de invierno (sin embargo, la gran excentricidad de la órbita de Marte impide una verdadera simetría).
Los observadores en Marte también pueden ver los eclipses lunares de Fobos y Deimos. Fobos pasa aproximadamente una hora a la sombra de Marte; para Deimos son unas dos horas. Sorprendentemente, a pesar de que su órbita está casi en el plano del ecuador de Marte y a pesar de su distancia muy cercana a Marte, hay algunas ocasiones en las que Fobos escapa al eclipsamiento.
Tanto Fobos como Deimos tienen rotación sincrónica , lo que significa que tienen un "lado oculto" que los observadores en la superficie de Marte no pueden ver. El fenómeno de libración ocurre para Fobos al igual que para la Luna de la Tierra , a pesar de la baja inclinación y excentricidad de la órbita de Fobos. [10] [11] Debido al efecto de las libraciones y el paralaje debido a la corta distancia de Fobos, al observar en latitudes altas y bajas y observar mientras Fobos sale y se pone, la cobertura total general de la superficie de Fobos que es visible en en un momento u otro desde un lugar u otro de la superficie de Marte es considerablemente superior al 50%.
El gran cráter Stickney es visible a lo largo de un borde de la cara de Fobos. Sería fácilmente visible a simple vista desde la superficie de Marte. [ cita necesaria ]
Dado que Marte tiene una atmósfera que es relativamente transparente en longitudes de onda ópticas (al igual que la Tierra, aunque mucho más delgada), ocasionalmente se verán meteoros . Las lluvias de meteoritos en la Tierra ocurren cuando la Tierra cruza la órbita de un cometa , y de igual manera, Marte también tiene lluvias de meteoritos, aunque estas son diferentes a las de la Tierra.
Ahora se cree que el primer meteoro fotografiado en Marte (el 7 de marzo de 2004 por el rover Spirit ) formó parte de una lluvia de meteoritos cuyo cuerpo padre fue el cometa 114P/Wiseman-Skiff . Debido a que el radiante estaba en la constelación de Cefeo , esta lluvia de meteoritos podría denominarse Cefeidas marcianas. [12]
Al igual que en la Tierra, cuando un meteoro es lo suficientemente grande como para impactar realmente con la superficie (sin quemarse por completo en la atmósfera), se convierte en meteorito . El primer meteorito conocido descubierto en Marte (y el tercer meteorito conocido encontrado en algún lugar distinto de la Tierra) fue Heat Shield Rock . El primero y el segundo fueron encontrados en la Luna por las misiones Apolo . [13] [14]
El 19 de octubre de 2014, el cometa Siding Spring pasó extremadamente cerca de Marte , tan cerca que la coma pudo haber envuelto al planeta. [15] [16] [17] [18] [19] [20]
Las auroras ocurren en Marte, pero no ocurren en los polos como en la Tierra, porque Marte no tiene un campo magnético planetario. Más bien, ocurren cerca de anomalías magnéticas en la corteza de Marte , que son restos de días anteriores cuando Marte sí tenía un campo magnético. Las auroras marcianas son un tipo distinto que no se ve en ningún otro lugar del Sistema Solar . [21] Probablemente también serían invisibles para el ojo humano, ya que se trata en gran medida de fenómenos ultravioleta. [22]
La orientación del eje de Marte es tal que su polo norte celeste está en Cygnus en RA 21 h 10 m 42 s Decl. +52° 53.0′ (o más precisamente, 317.67669 +52.88378), cerca de la estrella de sexta magnitud BD +52 2880 (también conocida como HR 8106, HD 201834 o SAO 33185), que a su vez está en RA 21 h 10 m 15,6 s dec. +53° 33′ 48″.
Las dos estrellas superiores de la Cruz del Norte , Sadr y Deneb , apuntan al polo norte celeste de Marte. [23] El polo está aproximadamente a medio camino entre Deneb y Alpha Cephei , a menos de 10° del primero, un poco más que la distancia aparente entre Sadr y Deneb. Debido a su proximidad al polo, Deneb nunca se pone en casi todo el hemisferio norte de Marte. Excepto en zonas cercanas al ecuador, Deneb rodea permanentemente el polo Norte. La orientación de Deneb y Sadr sería una manecilla de reloj útil para decir la hora sidérea .
El polo norte celeste de Marte también se encuentra a sólo unos pocos grados del plano galáctico . Así, la Vía Láctea , especialmente rica en la zona del Cisne, es siempre visible desde el hemisferio norte.
El polo sur celeste se encuentra correspondientemente a las 9 h 10 m 42 s y −52° 53,0′, que está a un par de grados de la estrella de magnitud 2,5 Kappa Velorum (que está a las 9 h 22 m 06,85 s −55° 00,6′ ), que por tanto podría considerarse la estrella polar del sur. La estrella Canopus , la segunda más brillante del cielo, es una estrella circumpolar en la mayoría de las latitudes del sur.
Las constelaciones zodiacales de la eclíptica de Marte son casi las mismas que las de la Tierra (después de todo, los dos planos de la eclíptica solo tienen una inclinación mutua de 1,85°), pero en Marte, el Sol pasa 6 días en la constelación de Cetus , saliendo y volviendo a entrar. Piscis al hacerlo, formando un total de 14 constelaciones zodiacales. Los equinoccios y solsticios también son diferentes: para el hemisferio norte, el equinoccio de primavera está en Ofiuco (en comparación con Piscis en la Tierra), el solsticio de verano está en el límite de Acuario y Piscis, el equinoccio de otoño está en Tauro y el solsticio de invierno está en Virgo. .
Al igual que en la Tierra, la precesión hará que los solsticios y equinoccios recorran las constelaciones del zodíaco durante miles y decenas de miles de años.
Como en la Tierra, el efecto de la precesión hace que los polos celestes norte y sur se muevan en un círculo muy grande, pero en Marte el ciclo es de 95.500 años marcianos (179.600 años terrestres) [24] en lugar de 26.000 años como en la Tierra.
Al igual que en la Tierra, existe una segunda forma de precesión: el punto del perihelio en la órbita de Marte cambia lentamente, lo que hace que el año anómalo difiera del año sideral . Sin embargo, en Marte, este ciclo es de 43.000 años marcianos (81.000 años terrestres) en lugar de 112.000 años como en la Tierra.
Tanto en la Tierra como en Marte, estas dos precesiones están en direcciones opuestas y, por lo tanto, se suman, para hacer que el ciclo de precesión entre los años tropicales y anómalos sea de 21.000 años en la Tierra y 29.700 años marcianos (55.900 años terrestres) en Marte.
Al igual que en la Tierra, el período de rotación de Marte (la duración de su día) se está desacelerando. Sin embargo, este efecto es tres órdenes de magnitud menor que en la Tierra porque el efecto gravitacional de Fobos es insignificante y el efecto se debe principalmente al Sol. [25] En la Tierra, la influencia gravitacional de la Luna tiene un efecto mucho mayor. Con el tiempo, en un futuro lejano, la duración de un día en la Tierra igualará y luego superará la duración de un día en Marte.
Al igual que en la Tierra, Marte experimenta ciclos de Milankovitch que hacen que su inclinación axial (oblicuidad) y excentricidad orbital varíen durante largos períodos de tiempo, lo que tiene efectos a largo plazo en su clima. La variación de la inclinación axial de Marte es mucho mayor que la de la Tierra porque carece de la influencia estabilizadora de una luna grande como la Luna de la Tierra. Marte tiene un ciclo de oblicuidad de 124.000 años en comparación con los 41.000 años de la Tierra.
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