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El planeta Marte tiene dos capas polares permanentes de hielo de agua y algo de hielo seco ( dióxido de carbono congelado , CO 2 ). Capas de hielo de agua de más de un kilómetro de espesor se depositan en losas de hielo seco de permafrost durante el invierno de un polo, [1] [2] que permanecen en oscuridad continua, lo que hace que entre el 25 y el 30% de la atmósfera se deposite anualmente en cualquiera de los polos. Cuando los polos vuelven a estar expuestos a la luz solar, el CO 2 congelado se sublima . [3] Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua, lo que da lugar a escarcha similar a la de la Tierra y grandes nubes cirros .
Los casquetes polares de ambos polos están compuestos principalmente de 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 boreal, mientras que el casquete sur tiene una cubierta permanente de hielo seco de unos 8 m de espesor. [4] El casquete polar norte tiene un diámetro de unos 1000 km durante el verano boreal marciano, [5] y contiene alrededor de 1,6 millones de km cúbicos de hielo, que si se extendieran uniformemente sobre el casquete tendrían un espesor de 2 km. [6] (Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de km cúbicos (km 3 ) para la capa de hielo de Groenlandia ). El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor de 3 km. [7] El volumen total de hielo en el casquete polar sur más los depósitos en capas adyacentes también se ha estimado en 1,6 millones de km cúbicos. [8] 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 . [9] [10]
La congelación estacional de algunas áreas cercanas a la capa de hielo sur da como resultado la formación de placas transparentes de 1 m de espesor de hielo seco sobre el suelo. Con la llegada de la primavera, la luz del sol calienta el subsuelo y la presión del CO2 sublimado se acumula debajo de una placa, elevándola y finalmente rompiéndola. Esto conduce a erupciones similares a géiseres de gas CO2 mezclado con arena basáltica oscura o polvo. Este proceso es rápido y se observa que ocurre en el espacio de unos pocos días, semanas o meses, una tasa de cambio bastante inusual en geología, especialmente para Marte. El gas que se precipita debajo de una placa hacia el lugar de un géiser talla un patrón de canales radiales en forma de araña debajo del hielo. [11] [12] [13] [14]
En 2018, científicos italianos informaron sobre el descubrimiento de un lago subglacial en Marte, a 1,5 km (0,93 mi) por debajo de la superficie de los depósitos estratificados del polo sur (no debajo de la capa de hielo permanente visible) y de unos 20 km (12 mi) de ancho, el primer cuerpo de agua estable conocido en el planeta. [15] [16]
Una investigación basada en ligeros cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte a lo largo de 16 años descubrió que cada invierno, aproximadamente entre 3 y 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera sobre el casquete polar del hemisferio invernal. Esto representa entre el 12 y el 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera marciana . Estas observaciones respaldan las predicciones del Modelo Atmosférico de Referencia Global de Marte de 2010. [17] [18]
Ambos casquetes polares presentan características estratificadas, llamadas depósitos estratificados 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 de núcleos de hielo lo hacen en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características acanaladas, probablemente causadas por patrones de flujo de viento. Las ranuras también están influenciadas por la cantidad de polvo. [19] 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 las grandes ranuras. [20] : 155
El explorador chino Zhurong, que ha estudiado la región marciana de Utopia Planitia, ha descubierto dunas que se encuentran en diferentes direcciones. Los brillantes barjanes y las oscuras dunas longitudinales son evidencia de que el campo de viento predominante sufrió un cambio de aproximadamente 70°. Los investigadores creen que las dunas se formaron cuando la inclinación cambió y provocó un cambio en los vientos. Aproximadamente al mismo tiempo, se producen cambios en las capas de los casquetes glaciares del norte de Marte. [21]
El deuterio es un isótopo más pesado del hidrógeno en comparación con el isótopo más común del elemento, el protio . Esto hace que el deuterio de cualquier cuerpo celeste sea estadísticamente mucho menos propenso a ser transportado al espacio por el viento estelar en comparación con su protio. Se han obtenido pruebas de que Marte alguna vez tuvo suficiente agua para crear un océano global de al menos 137 m de profundidad a partir de la medición de la relación HDO a H 2 O en el casquete polar norte. En marzo de 2015, un equipo de científicos publicó resultados que mostraban que el hielo del casquete polar está aproximadamente ocho veces más enriquecido con deuterio 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. El agua durante un tiempo puede haber formado un océano en las bajas Vastitas Borealis y las tierras bajas adyacentes ( Acidalia , Arcadia y Utopia planitiae). Si el agua hubiera sido líquida y estuviera 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 del Telescopio Infrarrojo de la NASA , para mapear diferentes formas isotópicas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años. [22] [23]
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 entre 1,5 y 2 m de hielo seco. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de sólido a gas) en la atmósfera. Marte tiene estaciones similares a las de la Tierra, porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de nuestra Tierra (25,19° para Marte, 23,44° para la Tierra).
Durante el invierno, en Marte, hasta un tercio de la delgada atmósfera de dióxido de carbono (CO2 ) se "congela" en los hemisferios norte y sur. Los científicos han llegado a medir pequeños cambios en el campo gravitatorio de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. [24]
El casquete polar del norte se encuentra a menor altitud (base a -5000 m, cima a -2000 m) que el del sur (base a 1000 m, cima a 3500 m). [25] [26] También es más cálido, por lo que todo el dióxido de carbono congelado desaparece cada verano. [27] La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual del norte y está hecha de hielo de agua. Se cree que este hielo de agua tiene hasta tres kilómetros de espesor. El casquete estacional, mucho más delgado, comienza a formarse a fines del verano y principios del otoño, cuando se forma una variedad de nubes. Llamado capuchón polar, las nubes dejan caer precipitaciones que espesan el casquete. El casquete polar del norte es simétrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta aproximadamente 60 grados de latitud. Las imágenes de alta resolución tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar del norte está cubierto principalmente por hoyos, grietas, pequeñas protuberancias y protuberancias que le dan un aspecto de requesón. Los hoyos están muy espaciados entre sí en relación con las depresiones muy diferentes del casquete polar sur.
Ambos casquetes polares muestran características estratificadas que resultan del derretimiento estacional y la deposición de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. Estos depósitos estratificados polares se encuentran debajo de los casquetes polares permanentes. 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 de núcleos de hielo lo hacen en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características acanaladas, probablemente causadas por patrones de flujo de viento y ángulos solares, aunque hay varias teorías que se han propuesto. Las ranuras también están influenciadas por la cantidad de polvo. [19] 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, corre a mitad de camino del casquete. Tiene unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad, eso es más profundo que el Gran Cañón de la Tierra . [28]
Cuando la inclinación o la oblicuidad cambian, 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 con 10 m de hielo. Se han encontrado muchas pruebas de glaciares que probablemente se formaron cuando se produjo este cambio climático inducido por la inclinación. [29]
Una investigación publicada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de oscilaciones climáticas marcianas. El instrumento de radar del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste en las propiedades eléctricas entre las capas. El patrón de reflectividad revela el patrón de variaciones de material dentro de las capas. El radar produjo una vista 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 se pueden correlacionar con modelos de cambios en la inclinación de Marte. Dado que la zona superior de los depósitos estratificados del polo norte (la parte depositada más recientemente) es fuertemente reflectante al radar, los investigadores proponen que tales secciones de estratificación de alto contraste corresponden a períodos de oscilaciones relativamente pequeñas en la inclinación del planeta porque el eje marciano no ha variado mucho recientemente. Las capas más polvorientas parecen depositarse durante períodos en los que la atmósfera es más polvorienta. [30] [31] [32]
Una investigación publicada en enero de 2010 con imágenes de HiRISE afirma que comprender las capas es más complicado de lo que se creía. El brillo de las capas no depende únicamente de la cantidad de polvo. El ángulo del sol, junto con el ángulo de la nave espacial, afecta en gran medida al brillo visto por la cámara. Este ángulo depende de factores como la forma de la pared de la depresión 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 capa fresca 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 la Mars Global Surveyor. Sin embargo, vio más detalles dentro de las capas. [33]
Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte revelaron que el volumen de hielo de agua en los depósitos estratificados de la capa era de 821.000 kilómetros cúbicos (197.000 millas cúbicas), lo que equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra. (Los depósitos estratificados se superponen a un depósito basal adicional de hielo). El radar está a bordo de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter . [30]
Los datos del radar SHARAD, combinados para formar un modelo 3D, revelan cráteres enterrados que pueden utilizarse para datar ciertas capas. [32]
En febrero de 2017, la ESA publicó una nueva imagen del Polo Norte de Marte, un mosaico formado por 32 órbitas individuales de la sonda Mars Express . [34] [35]
En un artículo publicado en Nature en 2023, los investigadores descubrieron un aumento abrupto del brillo en las capas de hielo del norte que ocurrió hace aproximadamente 0,4 millones de años. Este cambio puede haber provocado cambios en la dirección del viento que se observan en las regiones exploradas por el rover Zhuroug. [36]
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. [20] : 154 Cada invierno austral, el casquete glaciar cubre la superficie hasta una latitud de 50°. [37] Parte del casquete glaciar consiste en hielo seco , dióxido de carbono sólido . Cada invierno, el casquete glaciar crece añadiendo de 1,5 a 2 metros de hielo seco procedente de la precipitación de una capa polar de nubes. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de sólido a gas) en la atmósfera. Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la delgada 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 gravitatorio de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. En otras palabras, la acumulación de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta. [24] Marte tiene estaciones similares a las de la Tierra porque su eje de rotación tiene una inclinación similar a la de nuestro planeta (25,19° para Marte, 23,45° para la Tierra). El casquete polar sur es más alto y más frío que el del norte. [27]
El casquete glaciar residual del sur está desplazado, es decir, no está centrado en el polo sur. Sin embargo, el casquete estacional del sur está centrado cerca del polo geográfico. [20] : 154 Los estudios han demostrado que el casquete descentrado se debe a que cae mucha más nieve en un lado que en el otro. En el lado del hemisferio occidental del polo sur se forma un sistema de baja presión porque los vientos cambian por la cuenca Hellas . Este sistema produce más nieve. En el otro lado, hay menos nieve y más escarcha. La nieve tiende a reflejar más luz solar en verano, por lo que no se derrite ni se sublima mucha (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 escarcha más rugosa son más cálidas. [38]
Una 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. [39] El análisis de los datos mostró que si todos estos depósitos se transformaran en gas, la presión atmosférica en Marte se duplicaría. [40] Hay tres capas de estos depósitos; cada una está cubierta con una capa de 30 metros de hielo de agua que evita que el CO2 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 el clima cambió. [41]
Alrededor del polo sur existe un gran campo de eskers , llamado Formación Dorsa Argentea , que se cree que son los restos de una gigantesca capa de hielo. [42] Se cree que esta gran capa de hielo polar cubría alrededor de 1,5 millones de kilómetros cuadrados. Esa área es el doble de la superficie del estado de Texas . [43] [ referencia circular ] [44]
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 . [16]
Mientras que el casquete polar norte de Marte tiene una superficie plana y picada que se parece al requesón, el casquete polar sur tiene hoyos más grandes, depresiones y mesetas planas que le dan una apariencia de queso suizo. [45] [46] [47] [48] La capa superior del casquete residual del polo sur marciano se ha erosionado en mesetas de cima plana con depresiones circulares. [49] Las observaciones realizadas por la cámara Mars Orbiter en 2001 han demostrado que las escarpaduras y las paredes de los hoyos del casquete polar sur habían retrocedido a una tasa promedio de aproximadamente 3 metros (9,8 pies) desde 1999. En otras palabras, retrocedían 3 metros por año marciano. 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 hoyos del polo sur se fusionan para convertirse en llanuras, las mesetas se convierten en colinas y las colinas desaparecen para siempre. La forma redonda probablemente se forma gracias al ángulo del sol. En verano, el sol se mueve por el cielo, a veces durante 24 horas cada día, justo por encima del horizonte. Como resultado, las paredes de una depresión redonda recibirán luz solar más intensa que el suelo; la pared se derretirá mucho más que el suelo. Las paredes se derriten y retroceden, mientras que el suelo permanece igual. [50] [51]
Investigaciones posteriores con el potente HiRISE mostraron que los pozos se encuentran en una capa de hielo seco de 1 a 10 metros de espesor que se asienta sobre una capa de hielo de agua mucho más grande. Se ha observado que los pozos comienzan con pequeñas áreas a lo largo de fracturas débiles. Los pozos circulares tienen paredes empinadas que funcionan para concentrar la luz solar, lo que aumenta la erosión. Para que un pozo desarrolle una pared empinada de unos 10 cm y una longitud de más de 5 metros es necesario. [52]
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.
Los canales de estallido estelar son patrones de canales que irradian hacia afuera en extensiones plumosas. Son causados por gas que escapa junto con polvo. El gas se acumula debajo del hielo translúcido a medida que la temperatura se calienta en la primavera. [53] Por lo general, las arañas de 500 metros de ancho y 1 metro de profundidad, pueden experimentar cambios observables en solo unos días. [54] 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 cálidos se asientan al derretirse a través del hielo mientras los agujeros se templan detrás de ellos. Como resultado, el hielo se vuelve bastante transparente. La luz solar luego llega al fondo oscuro de la placa 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 llevándose polvo oscuro con él. Los vientos en la superficie soplarán el gas y el polvo que escapan hacia abanicos oscuros que observamos con naves espaciales en órbita. [29] [55] La física de este modelo es similar a las ideas propuestas para explicar las columnas oscuras que surgen de la superficie de Tritón . [56]
Una investigación publicada en enero de 2010 con imágenes de HiRISE descubrió que algunos de los canales de las arañas se hacen más grandes a medida que suben la montaña, ya que el gas es el que provoca la erosión. Los investigadores también descubrieron que el gas fluye hacia una grieta que se ha producido en un punto débil del hielo. Tan pronto como el sol sale por encima del horizonte, el gas de las arañas expulsa polvo que, arrastrado por el viento, forma un abanico oscuro. Parte del polvo queda atrapado en los canales. Al final, la escarcha cubre todos los abanicos y canales hasta la siguiente primavera, cuando el ciclo se repite. [37] [57]
Chasma Australe, un valle importante, atraviesa los depósitos estratificados del casquete polar sur. En el lado 90 E, los depósitos descansan sobre una cuenca importante, llamada Prometeo. [58]
Algunas de las capas del polo sur también presentan 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. [59]
