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El planeta Marte tiene dos casquetes polares permanentes . Durante el invierno, un polo permanece en una oscuridad continua, enfriando la superficie y provocando la deposición del 25 al 30% de la atmósfera en placas de hielo de CO 2 ( hielo seco ). Cuando los polos vuelven a estar expuestos a la luz solar, el CO 2 congelado se sublima . [1] Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua, dando lugar a heladas similares a las de la Tierra y grandes cirros .
Los casquetes de ambos polos están formados principalmente por 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 septentrional, mientras que el casquete sur tiene una capa permanente de hielo seco de unos 8 m de espesor. [2] El casquete polar norte tiene un diámetro de unos 1.000 km durante el verano del norte de Marte, [3] 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. [4] (Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de kilómetros cúbicos (km 3 ) de la capa de hielo de Groenlandia .) El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor de 3 km. [5] 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 kilómetros cúbicos. [6] 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 forman espirales debido al efecto Coriolis . [7] [8]
El congelamiento estacional de algunas áreas cercanas a la capa de hielo del sur da como resultado la formación de placas transparentes de hielo seco de 1 m de espesor sobre el suelo. Con la llegada de la primavera, la luz del sol calienta el subsuelo y la presión del CO 2 sublimado se acumula debajo de una losa, elevándola y finalmente rompiéndola. Esto provoca erupciones parecidas a géiseres de gas CO 2 mezclado con arena o polvo basáltico oscuro. 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 corre debajo de una losa hacia el sitio de un géiser talla un patrón de canales radiales en forma de araña debajo del hielo. [9] [10] [11] [12]
En 2018, científicos italianos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte, 1,5 km (0,93 millas) debajo de la superficie de los depósitos en capas del polo sur (no debajo de la capa de hielo permanente visible) y unos 20 km (12 millas) de ancho. el primer cuerpo de agua estable conocido en el planeta. [13] [14]
La investigación basada en ligeros cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte durante 16 años encontró que cada invierno, aproximadamente entre 3 y 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera hacia el casquete polar del hemisferio invernal. Esto representa del 12 al 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera marciana . Estas observaciones respaldan las predicciones del Modelo Atmosférico de Referencia Global de Marte—2010. [15] [16]
Ambos casquetes polares muestran características en capas, llamadas depósitos en capas polares, que resultan de la ablación estacional y la acumulación de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. La información sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas, tal como lo hacen los patrones de los anillos de los árboles y los datos de los núcleos de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características surcadas, probablemente causadas por patrones de flujo de viento. Las ranuras también se ven influenciadas por la cantidad de polvo. [17] Cuanto más polvo, más oscura es la superficie. Cuanto más oscura es la superficie, más se derrite. Las superficies oscuras absorben más energía luminosa. Existen otras teorías que intentan explicar los grandes surcos. [18] : 155
El rover Zhurong de China que ha estudiado la región de Utopia Planitia en Marte ha encontrado dunas que se encuentran en diferentes direcciones. Los brillantes barjanes y las oscuras dunas longitudinales son evidencia de que el campo de viento predominante experimentó 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 polares del norte de Marte. [19]
El deuterio es un isótopo de hidrógeno más pesado en comparación con el isótopo más común del elemento, el protio . Esto hace que, estadísticamente, el deuterio de cualquier cuerpo celeste sea mucho menos propenso a ser transportado al espacio por el viento estelar en comparación con su protio. Se ha obtenido evidencia 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 sobre 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 de 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. Es posible que el agua haya formado durante un tiempo un océano en las tierras bajas de Vastitas Borealis y las tierras bajas adyacentes ( Acidelia , Arcadia y Utopia planitiae). Si alguna vez 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 la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA , para mapear diferentes formas isotópicas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años. [20] [21]
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 y dióxido de carbono sólido . Cada invierno, la capa de hielo crece añadiendo de 1,5 a 2 m de hielo seco. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de sólido a gas) a la atmósfera. Marte tiene estaciones similares a las de la Tierra, porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de nuestra Tierra (25,19° para Marte, 23,44° para la Tierra).
Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono (CO 2 ) de Marte "se congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo gravitatorio de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. [22]
La capa de hielo del norte tiene una altitud menor (base a -5000 m, cima a -2000 m) que la del sur (base a 1000 m, cima a 3500 m). [23] [24] También hace más calor, por lo que todo el dióxido de carbono congelado desaparece cada verano. [25] La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual norte y está hecho de hielo de agua. Se cree que este hielo de agua tiene hasta tres kilómetros de espesor. La capa estacional, mucho más delgada, comienza a formarse desde finales del verano hasta principios del otoño, cuando se forma una variedad de nubes. Llamada capucha polar, las nubes arrojan precipitaciones que espesan la capa. El casquete polar norte es simétrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta unos 60 grados de latitud. Imágenes de alta resolución tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar norte está cubierto principalmente por hoyos, grietas, pequeñas protuberancias y protuberancias que le dan un aspecto de requesón. Los hoyos están espaciados muy juntos en relación con las muy diferentes depresiones en el casquete polar sur.
Ambos casquetes polares muestran características en capas que resultan del derretimiento estacional y la deposición de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. Estos depósitos de capas polares se encuentran debajo de los casquetes polares permanentes. La información sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas, tal como lo hacen los patrones de los anillos de los árboles y los datos de los núcleos de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características surcadas, probablemente causadas por patrones de flujo de viento y ángulos del sol, aunque se han propuesto varias teorías. Las ranuras también se ven influenciadas por la cantidad de polvo. [17] 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 a través del casquete. Tiene unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad, es decir, más que el Gran Cañón de la Tierra . [26]
Cuando la inclinación u oblicuidad cambia, el tamaño de los casquetes polares cambia. Cuando la inclinación es máxima, los polos reciben mucha más luz solar y durante más horas cada día. La luz solar adicional hace que el hielo se derrita, hasta el punto de que podría cubrir partes de la superficie con 10 m de hielo. Se ha encontrado mucha evidencia de que los glaciares probablemente se formaron cuando ocurrió este cambio climático inducido por la inclinación. [27]
Una investigación publicada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de cambios climáticos marcianos. El instrumento de radar del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste de las propiedades eléctricas entre capas. El patrón de reflectividad revela el patrón de variaciones materiales dentro de las capas. El radar produjo una vista transversal de los depósitos estratificados del polo norte de Marte. Zonas de alta reflectividad, con múltiples capas contrastantes, se alternan con zonas de menor reflectividad. Los patrones de cómo se alternan estos dos tipos de zonas pueden correlacionarse con modelos de cambios en la inclinación de Marte. Dado que la zona superior de los depósitos estratificados del polo norte (la porción depositada más recientemente) refleja fuertemente el radar, los investigadores proponen que dichas secciones de capas de alto contraste corresponden a períodos de oscilaciones relativamente pequeñas en la inclinación del planeta debido a que el eje marciano no ha variado mucho últimamente. Las capas más polvorientas parecen depositarse durante los períodos en que la atmósfera es más polvorienta. [28] [29] [30]
Una investigación, publicada en enero de 2010 utilizando imágenes de HiRISE , dice que comprender las capas es más complicado de lo que se creía anteriormente. El brillo de las capas no depende sólo de la cantidad de polvo. El ángulo del sol junto con el ángulo de la nave espacial afectan en gran medida el brillo visto por la cámara. Este ángulo depende de factores como la forma de la pared de la artesa y su orientación. Además, la rugosidad de la superficie puede cambiar mucho el albedo (cantidad de luz reflejada). Además, muchas veces lo que se ve no es una capa real, sino una nueva capa de escarcha. Todos estos factores están influenciados por el viento que puede erosionar las superficies. La cámara HiRISE no reveló capas más delgadas que las vistas por el Mars Global Surveyor. Sin embargo, vio más detalles dentro de las capas. [31]
Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte encontraron 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 en capas se superponen a un depósito basal adicional de hielo). El radar está a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter . [28]
Los datos del radar SHARAD, cuando se combinan para formar un modelo 3D, revelan cráteres enterrados. Estos pueden usarse para fechar ciertas capas. [30]
En febrero de 2017, la ESA publicó una nueva vista del Polo Norte de Marte. Se trataba de un mosaico elaborado a partir de 32 órbitas individuales del Mars Express . [32] [33]
En un artículo publicado en Nature en 2023, los investigadores encontraron un aumento abrupto del brillo en las capas de la capa 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. [34]
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. [18] : 154 Cada invierno austral, la capa de hielo cubre la superficie hasta una latitud de 50°. [35] Parte de la capa de hielo está formada por hielo seco , dióxido de carbono sólido . Cada invierno, la capa de hielo 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) a la atmósfera. Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono (CO 2 ) de Marte "se congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo gravitatorio de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. En otras palabras, la acumulación de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta. [22] Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de nuestra Tierra (25,19° para Marte, 23,45° para la Tierra). El casquete polar sur tiene mayor altitud y es más frío que el del norte. [25]
La capa de hielo residual del sur está desplazada; es decir, no está centrado en el polo sur. Sin embargo, el límite estacional sur se centra cerca del polo geográfico. [18] : 154 Los estudios han demostrado que la capa descentrada 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 son cambiados por la cuenca de Hellas . Este sistema produce más nieve. Del otro lado hay menos nieve y más escarcha. La nieve tiende a reflejar más luz solar en el verano, por lo que no se derrite ni se sublima mucho (el clima de Marte hace que la nieve pase directamente de sólido a gaseoso). La escarcha, por otro lado, tiene una superficie más rugosa y tiende a atrapar más luz solar, lo que resulta en una mayor sublimación. En otras palabras, las áreas con más heladas fuertes son más cálidas. [36]
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 de la superficie pueden albergar agua líquida. [37] El análisis de los datos mostró que si todos estos depósitos se convirtieran en gas, la presión atmosférica en Marte se duplicaría. [38] Hay tres capas de estos depósitos; cada uno está cubierto con una capa de 30 metros de hielo de agua que impide que el CO 2 se sublime en la atmósfera. En la sublimación, un material sólido pasa directamente a una fase gaseosa. Estas tres capas están vinculadas a períodos en los que la atmósfera colapsó cuando cambió el clima. [39]
Existe un gran campo de eskers alrededor del polo sur, llamado Formación Dorsa Argentea , y se cree que son los restos de una capa de hielo gigante. [40] Se cree que esta gran capa de hielo polar cubrió alrededor de 1,5 millones de kilómetros cuadrados. Esa área es el doble del área del estado de Texas . [41] [ referencia circular ] [42]
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 . [14]
Mientras que el casquete polar norte de Marte tiene una superficie plana y picada que se asemeja al queso cottage, el casquete polar sur tiene hoyos, depresiones y mesas planas más grandes que le dan una apariencia de queso suizo. [43] [44] [45] [46] La capa superior del casquete residual del polo sur marciano se ha erosionado hasta formar mesas de superficie plana con depresiones circulares. [47] Las observaciones realizadas por la Mars Orbiter Camera en 2001 han demostrado que las escarpas y las paredes de los hoyos del casquete polar sur se habían retirado a un ritmo promedio de aproximadamente 3 metros (9,8 pies) desde 1999. En otras palabras, estaban retrocediendo 3 metros. por año marciano. En algunos lugares del casquete, las escarpas retroceden menos de 3 metros por año marciano, y en otros pueden retroceder hasta 8 metros (26 pies) por año marciano. Con el tiempo, las fosas del polo sur se fusionan para convertirse en llanuras, las mesas se convierten en colinas y las colinas desaparecen para siempre. La forma redonda probablemente se ve favorecida en su formación por el ángulo del sol. En verano, el sol se mueve alrededor del 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 sigue siendo el mismo. [48] [49]
Investigaciones posteriores con el potente HiRISE demostraron que los hoyos 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 las picaduras comienzan con áreas pequeñas a lo largo de fracturas débiles. Los pozos circulares tienen paredes empinadas que trabajan para concentrar la luz solar, aumentando así la erosión. Para que un foso se desarrolle es necesaria una pared empinada de unos 10 cm y una longitud de más de 5 metros. [50]
Las siguientes imágenes muestran por qué se dice que la superficie se parece al queso suizo; también se pueden observar las diferencias en un período de dos años.
Los canales Starburst son patrones de canales que se irradian en extensiones plumosas. Son causadas por el gas que se escapa junto con el polvo. El gas se acumula debajo del hielo translúcido a medida que la temperatura aumenta en la primavera. [51] Las arañas, que suelen tener 500 metros de ancho y 1 metro de profundidad, pueden sufrir cambios observables en tan solo unos días. [52] Un modelo para comprender la formación de las arañas dice que la luz del sol calienta los granos de polvo en el hielo. Los granos de polvo calientes se asientan derritiéndose a través del hielo mientras los agujeros se recocen detrás de ellos. Como resultado, el hielo se vuelve bastante claro. Luego, la luz del sol llega al fondo oscuro de la placa de hielo y transforma 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 disparado arrastrando consigo un polvo oscuro. Los vientos en la superficie arrastrarán el gas y el polvo que se escapan hacia abanicos oscuros que observamos desde las naves espaciales en órbita. [27] [53] La física de este modelo es similar a las ideas propuestas para explicar las columnas oscuras que brotan de la superficie de Tritón . [54]
La investigación, publicada en enero de 2010 utilizando imágenes de HiRISE, encontró que algunos de los canales de las arañas crecen a medida que suben, ya que el gas es el causante de 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 el 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. Finalmente, la escarcha cubre todos los ventiladores y canales hasta la próxima primavera, cuando se repite el ciclo. [35] [55]
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. [56]
Algunas de las capas del polo sur también muestran fracturas poligonales en forma de rectángulos. Se cree que las fracturas fueron causadas por la expansión y contracción del hielo de agua debajo de la superficie. [57]
