El clima de Marte ha sido un tema de curiosidad científica durante siglos, en parte porque es el único planeta terrestre cuya superficie puede observarse fácilmente y directamente en detalle desde la Tierra con la ayuda de un telescopio .
Aunque Marte es más pequeño que la Tierra , con solo una décima parte de la masa de la Tierra, [1] y está un 50% más lejos del Sol que la Tierra, su clima tiene similitudes importantes, como la presencia de casquetes polares , cambios estacionales y patrones climáticos observables. Ha atraído un estudio sostenido de planetólogos y climatólogos . Si bien el clima de Marte tiene similitudes con el de la Tierra, incluidas las eras de hielo periódicas , también hay diferencias importantes, como una inercia térmica mucho menor . La atmósfera de Marte tiene una altura de escala de aproximadamente 11 km (36.000 pies), un 60% mayor que la de la Tierra. El clima es de considerable relevancia para la cuestión de si la vida está o alguna vez ha estado presente en el planeta.
Marte ha sido estudiado con instrumentos terrestres desde el siglo XVII, pero recién desde que comenzó la exploración de Marte a mediados de los años 1960 ha sido posible realizar observaciones a corta distancia. Los sobrevuelos y las naves espaciales orbitales han proporcionado datos desde arriba, mientras que los módulos de aterrizaje y los exploradores han medido las condiciones atmosféricas directamente. Los instrumentos avanzados en órbita terrestre siguen proporcionando hoy algunas observaciones útiles de "panorama general" de fenómenos meteorológicos relativamente grandes.
La primera misión de sobrevuelo de Marte fue la Mariner 4 , que llegó en 1965. Ese rápido paso de dos días (14 y 15 de julio de 1965) con instrumentos rudimentarios contribuyó poco al estado de conocimiento del clima marciano. Las misiones Mariner posteriores ( Mariner 6 y 7 ) llenaron algunas de las lagunas en la información climática básica. Los estudios climáticos basados en datos comenzaron en serio con los módulos de aterrizaje del programa Viking en 1975 y continúan con sondas como la Mars Reconnaissance Orbiter .
Este trabajo de observación se ha complementado con un tipo de simulación informática científica denominada modelo de circulación general de Marte . [2] Varias iteraciones diferentes del MGCM han llevado a una mayor comprensión de Marte, así como de los límites de dichos modelos.
Giacomo Maraldi determinó en 1704 que el casquete polar sur no está centrado en el polo rotacional 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 apariencias en las regiones polares del planeta Marte, la inclinación de su eje, la posición de sus polos y su figura esferoidal; con algunas pistas relacionadas con su diámetro real y atmósfera . Cuando Marte pareció pasar cerca de dos estrellas débiles sin efecto en su brillo, Herschel concluyó correctamente que esto significaba que había poca atmósfera alrededor de Marte que interfiriera con su luz. [3]
El descubrimiento de "nubes amarillas" en la superficie de Marte por Honore Flaugergues en 1809 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.
En la actualidad, se utilizan dos sistemas de datación para el tiempo geológico marciano. Uno se basa en la densidad de cráteres y tiene tres edades: Noéico , Hespériense y Amazónico . El otro es una cronología mineralógica, que también tiene tres edades: Filociense, Teikiense y Siderikiense.
Las observaciones y los modelos recientes están produciendo información no sólo sobre el clima actual y las condiciones atmosféricas de Marte, sino también sobre su pasado. Desde hace mucho tiempo se ha teorizado que la atmósfera marciana de la era de Noé era rica en dióxido de carbono . Las observaciones espectrales recientes de depósitos de minerales arcillosos en Marte y los modelos de las condiciones de formación de minerales arcillosos [5] han descubierto que hay poco o nada de carbonato presente en la arcilla de esa era. La formación de arcilla en un entorno 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 distante permitieron que el agua fluyera libremente en Marte . La morfología de algunos impactos de cráteres en Marte indica que el suelo estaba húmedo en el momento del impacto. [7] Las observaciones geomorfológicas 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 de unos cuatro mil millones de años). Sin embargo, el análisis químico de muestras de meteoritos marcianos sugiere que la temperatura ambiente cercana a 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 de Tharsis ha tenido una gran influencia en el clima de Marte. Los volcanes en erupción emiten grandes cantidades de gas, principalmente vapor de agua y CO2 . Es posible que los volcanes hayan liberado suficiente gas como para que la atmósfera marciana anterior fuera más espesa que la de la Tierra. Los volcanes también podrían haber emitido suficiente H2O como 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 aumenta la temperatura de un planeta: atrapa el calor al absorber la radiación infrarroja . Por lo tanto, los volcanes de Tharsis, al emitir CO2 , podrían haber hecho que Marte fuera más parecido a la Tierra en el pasado. Es posible que Marte 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 punto de su historia, [12] aunque esto puede reflejar simplemente problemas en la calibración precisa de dichos modelos.
En 2016 se publicaron pruebas de una era de hielo extrema y 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. [ aclaración necesaria ] Los datos de la Mars Orbiter Camera a partir de marzo de 1999 y que cubren 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 un momento particular del año en un año, los datos disponibles (por escasos que sean) indican que es bastante probable que se repita el año siguiente casi en el mismo lugar, con una semana de diferencia.
El 29 de septiembre de 2008, la sonda 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, un 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 muy alto, hasta 100 km (62 mi) sobre el planeta. [16] Además de las tormentas de polvo marcianas, las nubes pueden formarse naturalmente como resultado de la formación de hielo seco o agua y hielo. [17] Además, se han formado nubes "madreperla" más raras 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 solo 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 producen a unos 80 km (50 mi) 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 por radio para realizar aeronomía . Con la composición química ya deducida de la espectroscopia , se pudo derivar la temperatura y la presión. Sin embargo, las ocultaciones de sobrevuelo solo pueden medir propiedades a lo largo de dos transectos , en las entradas y salidas de sus trayectorias del disco de Marte visto desde la Tierra. Esto da como resultado "instantáneas" del clima en un área particular, en un momento particular. Los orbitadores luego aumentan el número de transectos de radio. Las misiones posteriores, comenzando con los sobrevuelos duales Mariner 6 y 7 , más los Mars 2 y 3 soviéticos , llevaron detectores infrarrojos para medir la energía radiante . Mariner 9 fue el primero en colocar un radiómetro y espectrómetro infrarrojo en la órbita de Marte en 1971, junto con sus otros instrumentos y transmisor de radio. Las misiones Viking 1 y 2 siguieron, no solo con mapeadores térmicos infrarrojos (IRTM). [20] Las misiones también pudieron corroborar estos conjuntos de datos de teledetección no solo con sus brazos de metrología de aterrizaje in situ , [21] sino también con sensores de presión y temperatura de mayor altitud para su descenso. [22]
Se han reportado diferentes valores in situ para la temperatura media en Marte, [23] con un valor común siendo -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 de los Viking varían de -17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) a -107 °C (166 K; -161 °F). La temperatura del suelo más cálida estimada por el Viking Orbiter fue de 27 °C (300 K; 81 °F). [27] El rover Spirit registró una temperatura máxima del aire durante el día a la sombra de 35 °C (308 K; 95 °F), y registró regularmente temperaturas muy superiores a 0 °C (273 K; 32 °F), excepto en invierno. [28]
Se ha informado que "sobre la base de los datos de temperatura del aire nocturno, cada primavera y comienzos de verano del norte observados hasta ahora fueron idénticos dentro del nivel de error experimental (con una diferencia de ±1 °C)", pero que "los datos diurnos, sin embargo, sugieren 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 media 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 espectroscopia de microondas. Como el haz de microondas, de menos de 1 minuto de arco, es más grande que el disco del planeta, los resultados son promedios globales. [32] Más tarde, el espectrómetro de emisión térmica del Mars Global Surveyor y, en menor medida, el THEMIS de 2001 Mars Odyssey no solo pudieron reproducir mediciones infrarrojas, sino también comparar datos de microondas del módulo de aterrizaje, el rover y la Tierra. El Mars Climate Sounder 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 previamente a la baja. [34] Los datos del TES indican que "se observaron temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (10–20 K) durante los períodos de perihelio de 1997 en comparación con 1977" y "que la atmósfera del afelio global de Marte es más fría, menos polvorienta y más nublada de lo que indica la climatología establecida de Viking", nuevamente, teniendo en cuenta las revisiones de Wilson y Richardson a los datos de Viking. [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 la nave espacial. No se observó ninguna tendencia mensurable en la temperatura media global entre Viking IRTM y MGS TES. "Las temperaturas del aire de Viking y MGS son esencialmente indistinguibles para este período, lo que sugiere que las eras Viking y MGS se caracterizan esencialmente por el mismo estado climático". Encontró "una fuerte dicotomía " entre los hemisferios norte y sur, un "paradigma muy asimétrico para el ciclo anual marciano: una primavera y un verano en el norte que son relativamente frescos, no muy polvorientos y relativamente ricos en vapor de agua y nubes de hielo; y un verano en el sur 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 MCS (Mars Climate Sounder) de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter pudo, a su llegada, funcionar en conjunto con MGS durante un breve período; los conjuntos de datos THEMIS y SPICAM de Mars Odyssey, menos capaces, también pueden utilizarse para abarcar un único registro 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 de MCS MY 28 son un promedio de 0,9 (durante el día) y 1,7 K (durante la noche) más frías que las mediciones de TES MY 24". [37]
Se ha sugerido que Marte tenía una atmósfera mucho más espesa y cálida en los comienzos de su historia. [38] Gran parte de esta atmósfera primitiva habría consistido en dióxido de carbono. Una atmósfera de este tipo 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 tallado los numerosos canales y valles de salida que son comunes en el planeta. También puede haberse 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 adelantó la idea de que tal vez la atmósfera marciana primitiva no era tan espesa como se pensaba anteriormente. [41]
Actualmente, la atmósfera es muy delgada. Durante muchos años, se asumió que, al igual que en la Tierra, la mayor parte del dióxido de carbono primitivo estaba atrapado 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 golpear una molécula de dióxido de carbono, descomponiéndola en monóxido de carbono y oxígeno. Un segundo fotón de luz ultravioleta podría posteriormente descomponer el monóxido de carbono en oxígeno y carbono que obtendrían suficiente energía para escapar del planeta. En este proceso, el isótopo ligero del carbono ( 12 C ) sería el más probable que abandonara la atmósfera. Por lo tanto, el dióxido de carbono que quedara 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 del 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 entrada de energía dada 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 gravitatoria. Estas mareas pueden ser significativas, llegando a representar hasta el 10% de la presión atmosférica total (normalmente unos 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 temperaturas 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 en vapor de agua. Las excepciones a esto son las áreas bajas del planeta, sobre todo en la cuenca de impacto Hellas Planitia , el cráter de este tipo más grande de Marte. Es tan profunda que la presión atmosférica en el fondo alcanza los 1155 Pa [ cita requerida ] , que está por encima del punto triple, por lo que si la temperatura excediera 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 brilla sobre ella. Las oscilaciones típicas de temperatura diaria, lejos de las regiones polares, son de alrededor de 100 K. En la Tierra, los vientos a menudo se desarrollan en áreas donde la inercia térmica cambia repentinamente, como del mar a la tierra. No hay mares en Marte, pero hay áreas donde la inercia térmica del suelo cambia, lo que genera vientos matinales y vespertinos similares a las brisas marinas en la Tierra. [52] El proyecto Antares "Mars Small-Scale Weather" (MSW) ha identificado recientemente algunas debilidades menores en los modelos climáticos globales (GCM) actuales debido a la modelización del suelo más primitiva de los GCM. "La admisión de calor al suelo y de regreso es bastante importante en Marte, por lo que los esquemas del suelo tienen que ser bastante precisos". [53] Esas debilidades se están corrigiendo y deberían conducir a evaluaciones futuras más precisas, pero hacen que la dependencia continua de predicciones más antiguas del clima marciano modelado sea algo problemático.
En latitudes bajas predomina la circulación de Hadley , que es esencialmente el mismo proceso que genera los vientos alisios en la Tierra . En latitudes más altas, una serie de zonas de alta y baja presión, llamadas ondas de presión baroclínicas , 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 durante más tiempo que en la Tierra, ya que no hay precipitaciones que lo eliminen (excepto las nevadas con CO2 ) . [54] Una de estas tormentas ciclónicas fue captada recientemente por el telescopio espacial Hubble (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 de vuelco. La escala de tiempo de vuelco 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 que se crean cuando el aire denso y enfriado se hunde y acelera por terrenos inclinados mediante la fuerza gravitacional. [56] Los vientos catabáticos, que se encuentran con mayor frecuencia en la Tierra y afectan las capas de hielo elevadas de Groenlandia y la Antártida, también pueden afectar partes de Marte con circulaciones intensas y definidas en pendiente descendente, como Valles Marineris, Olympus Mons y los casquetes polares norte y sur. [56] Se pueden identificar por múltiples características morfológicas superficiales diferentes en las regiones polares, como campos de dunas y vetas de escarcha. [57] Debido a la baja inercia térmica de la delgada atmósfera de CO2 de Marte y 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, terreno inclinado e inversiones de temperatura cercanas a la superficie o enfriamiento radiativo de la superficie y la atmósfera. [56] Los vientos catabáticos han sido fundamentales para dar forma al casquete polar norte y a los depósitos estratificados 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 inclinación 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 no siempre equivale al calentamiento de la superficie. [58] También se ha demostrado que limitan las tasas de condensación de CO2 en los casquetes polares en invierno y aumentan la sublimación de CO2 en 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 supersaturado para formar nubes y permitir la migración de hielo desde la parte de aguas arriba de la depresion hacia la de aguas abajo. [59] Por esta razón, los casquetes polares ven menos saltos catabáticos en invierno, ya que el casquete de hielo estacional que cubre las regiones polares significa que hay menos hielo de agua disponible para crear vapor. [59] Sin embargo, incluso cuando el casquete estacional se ha sublimado durante el verano marciano, los vientos rápidos necesarios para los saltos catabáticos ya no están presentes, lo que significa que la cobertura de nubes es nuevamente insignificante. [59] Por lo tanto, los saltos catabáticos se ven más comúnmente en las depresiones durante la primavera y el otoño marcianos. [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 cambio, vieron una tormenta de polvo que abarcaba casi todo el planeta [61], en la que solo se veía el volcán gigante Olympus Mons por encima de la neblina. La tormenta duró un mes, un fenómeno que los científicos han aprendido desde entonces que es bastante común en Marte. Utilizando datos de la sonda Mariner 9, James B. Pollack et al. propusieron un mecanismo para las tormentas de polvo de Marte en 1973. [62]
Como observó la sonda Viking desde la superficie, [30] "durante una tormenta de polvo global, el rango de temperatura diurna se redujo drásticamente, de 50 °C a aproximadamente 10 °C, y las velocidades del viento aumentaron considerablemente; de hecho, en solo una hora desde 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 un transporte real de material en ninguno de los sitios, solo un brillo gradual y una pérdida de contraste del material de la superficie a medida que el polvo se depositaba 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 (foto a la derecha). Un día después, la tormenta "explotó" y se convirtió en un evento global. Las mediciones orbitales mostraron que esta tormenta de polvo redujo la temperatura 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 se necesitan vientos de 18 a 22 m/s (65 a 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 posterior a esa tormenta de polvo tuvo temperaturas diurnas 4 K por debajo de la media. Esto se atribuyó a la cobertura global de polvo de color claro que se asentó fuera de la tormenta de polvo, lo que aumentó temporalmente el albedo de Marte . [63]
A mediados de 2007, una tormenta de polvo a escala planetaria planteó una grave amenaza para los exploradores de Marte Spirit y Opportunity, que funcionan con energía solar , al reducir la cantidad de energía proporcionada por los paneles solares y obligar a detener la mayoría de los experimentos científicos mientras se esperaba que las tormentas despejaran. [64] Después de las tormentas de polvo, los exploradores habían reducido significativamente la energía debido a la acumulación de polvo en los paneles. [65]
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 fines de mayo de 2018, comenzó una gran tormenta de polvo que se intensificó y que persistió hasta mediados de junio. Para 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 soportó Opportunity . [67] El 20 de junio de 2018, la NASA informó que la tormenta de polvo había crecido hasta cubrir por completo todo el planeta. [68] [69]
Las observaciones realizadas desde la década de 1950 han demostrado que las probabilidades de que se produzca una tormenta de polvo a escala planetaria en un año marciano determinado son aproximadamente de una en tres. [70]
Las tormentas de polvo contribuyen a la pérdida de agua en Marte. Un estudio de las tormentas de polvo realizado con la sonda 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 de la sonda 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 luego escapa al espacio. [71] [72] [73] Se descubrió que la pérdida más reciente de hidrógeno atómico del agua se debía 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 escala real en la Tierra indican que la electricidad autoinducida, incluidos los relámpagos, 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, que se traduciría en campos eléctricos mucho más bajos necesarios para la descomposición. Como resultado, la segregación aerodinámica del polvo tanto a escala meso como macro podría conducir fácilmente a una separación de cargas lo suficientemente grande como para producir una descomposición eléctrica local en nubes de polvo sobre el suelo. [83]
Sin embargo, a diferencia de otros planetas del Sistema Solar, no existen mediciones in situ en la superficie de Marte 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 automático el 19 de octubre de 2016 y se estrelló en la superficie de Marte.
El proceso de saltación geológica es muy importante en Marte como mecanismo de adición de partículas a la atmósfera. Se han observado partículas de arena saltantes en el rover MER Spirit . [85] La teoría y las observaciones del mundo real no han concordado entre sí, la teoría clásica omite 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 saltantes 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 5-10 veces más altas que los granos de la Tierra. [87]
Una gran nube con forma de rosquilla aparece en la región polar norte de Marte aproximadamente a la misma hora cada año marciano y tiene 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 mi), y el agujero u ojo interior tiene 320 km (200 mi) 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, similar a un huracán, pero no gira. [88] La nube aparece durante el verano boreal y en latitudes altas. Se especula que esto se debe a las condiciones climáticas únicas cerca del polo norte. [89] Las tormentas de tipo ciclónico 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 atmósfera oxidante actual de Marte. Se descompondría rápidamente debido a la radiación ultravioleta del Sol y a las reacciones químicas con otros gases. Por lo tanto, una presencia persistente de metano en la atmósfera puede implicar la existencia de una fuente para reponer el gas continuamente.
En 2003, un equipo del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA informó por primera vez de la presencia de trazas de metano, a un nivel de varias partes por mil millones (ppb), en la atmósfera de Marte. [90] [91] Se midieron grandes diferencias en las abundancias entre las observaciones tomadas en 2003 y 2006, lo que sugirió que el metano estaba concentrado localmente y probablemente era estacional. [92] En 2014, la NASA informó de que el rover Curiosity detectó un aumento de diez veces ('pico') de metano en la atmósfera que le 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 episódicamente de una fuente desconocida. [93] Antes y después de eso, las lecturas promediaron 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 las reacciones agua -roca, la radiólisis del agua y la formación de pirita , todos los cuales producen H2 que luego podría generar metano y otros hidrocarburos a través de 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 fuente posible, pero no se ha encontrado 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 basado en el clima único de Marte. El calentamiento primaveral en ciertas áreas hace que el hielo de CO2 se sublime y fluya hacia arriba, creando patrones de erosión muy inusuales llamados "barrancos de araña". [104] El hielo de CO2 translúcido se forma durante el invierno y, a medida que la luz solar primaveral calienta la superficie, vaporiza el CO2 en gas que fluye cuesta arriba debajo del hielo de CO2 translúcido . Los puntos débiles de ese hielo dan lugar a géiseres de CO2. [ 104]
Las tormentas marcianas se ven significativamente afectadas por las grandes cadenas montañosas de Marte. [105] Montañas individuales como el Monte Olimpo, que ostenta el récord (26 km (85 000 pies)) pueden afectar el clima local, pero los efectos climáticos más grandes se deben a la mayor colección de volcanes en la región de Tharsis .
Un fenómeno meteorológico único y recurrente que involucra montañas es una nube de polvo en espiral que se forma sobre el monte Arsia . La nube de polvo en espiral sobre el monte Arsia puede elevarse entre 15 y 30 km (49 000 y 98 000 pies) por encima del volcán. [106] Las nubes están presentes alrededor del monte Arsia durante todo el año marciano, y alcanzan su punto máximo a fines del verano. [107]
Las nubes que rodean las montañas muestran una variabilidad estacional. Las nubes en el monte Olimpo y el monte Ascreaus aparecen en primavera y verano en el hemisferio norte, alcanzando un área máxima total de aproximadamente 900.000 km2 y 1.000.000 km2 respectivamente a finales de la primavera. Las nubes alrededor de Alba Patera y el monte Pavonis muestran un pico adicional, más pequeño, a finales del verano. Se observaron muy pocas nubes en invierno. Las predicciones del Modelo de Circulación General de Marte son coherentes con estas observaciones. [107]
Marte tiene capas de hielo en sus polos norte y 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 polar norte ( Planum Boreum ) solo en invierno, sublimándose completamente en verano, mientras que la región polar sur tiene además una cubierta 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 en 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 a este ciclo, así como a otros factores. En primavera y otoño, el viento debido al proceso de sublimación del dióxido de carbono es tan fuerte que puede ser 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 norteño de Marte, [110] y contiene alrededor de 1,6 millones de kilómetros cúbicos de hielo, que si se distribuyera uniformemente en el casquete tendría 2 km de espesor. [111] (Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de kilómetros cúbicos para 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 espirales, 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 los datos del radar de penetración de hielo de SHARAD ha demostrado que las depresiones espirales se forman a partir de una situación única en la que los vientos catabáticos de alta densidad descienden desde el alto polar para transportar hielo y crear lechos de gran longitud de onda. [115] [116] La forma espiral proviene del efecto Coriolis que fuerza los vientos, de manera muy similar a cómo los vientos en la Tierra giran en espiral para formar un huracán. Las depresiones no se formaron con ninguno de los dos casquetes polares, sino que comenzaron a formarse hace entre 2,4 millones y 500.000 años, después de que tres cuartas partes del casquete polar ya estuvieran en su lugar. Esto sugiere que un cambio climático permitió su aparición. Ambos casquetes polares se encogen y vuelven a crecer siguiendo la fluctuación de temperatura de las estaciones marcianas; también hay tendencias a más largo plazo que se entienden mejor en la era moderna.
Durante la primavera en el hemisferio sur, el calentamiento solar de los depósitos de hielo seco en el polo sur provoca en algunos lugares la acumulación de gas CO2 presurizado debajo de la superficie del hielo semitransparente, calentado por la absorción de radiación por el sustrato más oscuro. Después de alcanzar la presión necesaria, el gas estalla a través del hielo en columnas similares a géiseres. Si bien las erupciones no se han observado directamente, dejan evidencia en forma de "manchas de dunas oscuras" y abanicos más claros sobre el hielo, que representan arena y polvo transportados por las erupciones, y un patrón de surcos en forma de araña creado debajo del hielo por el gas que sale a borbotones. [117] [118] (ver Géiseres en Marte ). Se cree que las erupciones de gas nitrógeno observadas por la Voyager 2 en Tritón ocurren por 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 la sonda Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD indican un crecimiento total del casquete de ~0,24 km 3 /año. De este crecimiento, el 92%, o ~0,86 mm/año, se dirige hacia el norte, [119] ya que la circulación de Hadley desfasada de Marte actúa como una bomba no lineal de volátiles hacia el norte.
Hace unos cuatro mil millones de años, Marte perdió la mayor parte de su campo magnético. 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 que la acción del viento solar constantemente elimina 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 que el viento solar se está debilitando y, por lo tanto, los efectos de eliminación de la atmósfera de hoy son mucho menores que los del pasado, cuando el viento solar era más fuerte. [ cita requerida ]
Marte tiene una inclinación axial de 25,2°, lo que significa que hay estaciones en Marte, 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). Al igual que 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 cálidos. [ cita requerida ]
Ahora se cree que el hielo se acumuló cuando la inclinación orbital de Marte era muy diferente de la actual (el eje sobre el que gira el planeta presenta un "bamboleo" considerable, es decir, su ángulo cambia con el tiempo). [121] [122] [123] Hace unos pocos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de los 25 grados actuales. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos diminutas lunas no pueden estabilizarla como la luna de la Tierra.
Se cree que muchas de las formaciones de Marte, especialmente en el cuadrángulo del Lago Ismenius, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha sido incluso superior a 80 grados. [124] [125] Los grandes cambios en la inclinación explican muchas de las formaciones ricas en hielo de Marte.
Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus 25 grados actuales, el hielo ya no es estable en los polos. [126] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Esta mayor presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad en la atmósfera caerá como nieve o como 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 un gas) y deja atrás un rezago de polvo. [129] [130] El depósito de rezago cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [131] Nótese que la capa del manto de superficie lisa probablemente represente solo material relativamente reciente. A continuación se muestran imágenes de capas de este manto liso que a veces cae del cielo.
La precesión en la alineación de la oblicuidad y la excentricidad conducen al calentamiento y enfriamiento global (veranos e inviernos “grandes”) con un período de 170.000 años. [132]
Al igual que la Tierra, la oblicuidad de Marte sufre cambios periódicos que pueden provocar cambios duraderos en el clima. Una vez más, el efecto es más pronunciado en Marte porque carece de la influencia estabilizadora de una luna grande. Como resultado, la oblicuidad puede variar hasta 45°. Jacques Laskar, del Centro Nacional de Investigación Científica de Francia, sostiene que los efectos de estos cambios climáticos periódicos se pueden ver en la naturaleza estratificada de la capa de hielo en el polo norte marciano. [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 la Mars Global Surveyor pudo observar Marte durante cuatro años marcianos, se descubrió que el clima marciano era similar de un año a otro. Cualquier diferencia estaba directamente relacionada con los cambios en la energía solar que llegaba a Marte. Los científicos incluso pudieron predecir con precisión las tormentas de polvo que ocurrirían durante el aterrizaje del Beagle 2. Se descubrió que las tormentas de polvo regionales estaban estrechamente relacionadas con el lugar donde había polvo. [135]
En los últimos años marcianos se han producido cambios regionales alrededor del polo sur ( Planum Australe ). En 1999, la Mars Global Surveyor fotografió hoyos en la capa de dióxido de carbono congelado del polo sur marciano. Debido a su llamativa forma y orientación, estos hoyos se conocen como características de queso suizo . En 2001, la nave fotografió los mismos hoyos de nuevo y descubrió que habían crecido más, 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 sigue sublimándose. [137] Los hoyos en el hielo siguen creciendo unos 3 metros por año marciano. Malin afirma que las condiciones en Marte no son actualmente propicias para la formación de nuevo hielo. Un comunicado de prensa de la NASA indica que "el cambio climático [está] en curso" [138] en Marte . En un resumen de las observaciones realizadas con la cámara Mars Orbiter, los investigadores especularon que es posible que se haya depositado algo de hielo seco entre la misión Mariner 9 y la Mars Global Surveyor . Según el ritmo actual de pérdida, los depósitos actuales podrían desaparecer en cien años. [135]
En otras partes del planeta, las áreas de baja latitud 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. [ cita requerida ]
Colaprete et al. realizaron simulaciones con el Modelo de Circulación General de Marte que muestran que el clima local alrededor del polo sur marciano puede estar actualmente en un período inestable. La inestabilidad simulada tiene su raíz en la geografía de la región, lo que lleva a los autores a especular que la sublimación del hielo polar es un fenómeno local en lugar de global. [142] Los investigadores demostraron que incluso con una luminosidad solar constante, los polos eran capaces de saltar entre estados de deposición o pérdida de hielo. El detonante de un cambio de estados podría ser un aumento de la 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 deposición 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. [ cita requerida ]
Se ha argumentado que "los cambios regionales observados en la capa de hielo del polo sur se deben casi con certeza a una transición climática regional, no a un fenómeno global, y se ha demostrado que no están relacionados con fuerzas externas". [132] En un artículo de noticias de la revista Nature , el editor jefe de noticias y reportajes Oliver Morton dijo: "Los escépticos del cambio climático han aprovechado el calentamiento de otros cuerpos solares. En Marte, el calentamiento parece deberse al polvo que sopla y deja al descubierto grandes parches de roca basáltica negra que se calientan durante el día". [63] [144]
Aunque en su estado actual Marte es inhabitable para los humanos, muchas personas han sugerido terraformarlo para cambiar el clima y hacerlo más habitable para los humanos. Cabe destacar que 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 hacerlo posiblemente 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. La clasificación climática se basa además en la temperatura, la precipitación y se subdivide en función de las diferencias en la distribución estacional de la temperatura y la precipitación; y existe un grupo separado para los climas extrazonales, como en las grandes altitudes. Marte no tiene vegetación ni precipitaciones, por lo que cualquier clasificación climática podría basarse únicamente en la temperatura; un refinamiento adicional del sistema podría 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 mediciones de temperatura atmosférica global con el instrumento TES. El Mars Reconnaissance Orbiter está actualmente tomando observaciones diarias relacionadas con el clima y el tiempo desde la órbita. Uno de sus instrumentos, la sonda climática de Marte , está especializado en trabajos de observación climática. 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.
