Atmósfera de Marte | |
Atmósfera de Marte visible en el horizonte (colores reforzados hacia el rojo). | |
Información general | |
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Presión atmosférica | 6,36 mbar |
Masa | 25 Tt (25.000 billones de toneladas) |
Composición volumétrica | |
Dióxido de carbono (CO 2) | 95,97% |
Argón (Ar) | 1,93% |
Nitrógeno (N 2) | 1,89% |
Dioxígeno (O 2) | 0,146% |
Monóxido de carbono (CO) | 0,0557% |
Vapor de agua (H 2 O) | 0,03% |
Óxido nítrico (NO) | 0,013% |
Neón (Ne) | 2,5 ppm |
Criptón (Kr) | 300 ppb |
Xenón (Xe) | 80 ppb |
Ozono (O 3) | 30 ppb |
Metano (CH 4) | 10,5 ppb |
La atmósfera de Marte es la capa de gas que rodea al planeta Marte . La presión sobre el suelo de la atmósfera marciana varía entre 30 Pa ( 0,03 kPa ) en la cima de Olympus Mons y 1155 Pa ( 1,155 kPa ) en las profundidades de Hellas Planitia . La presión media es de 600 Pa ( 0,6 kPa , o 6 milibares, unas 170 veces menos que en la Tierra ) y su masa total se estima en 25 teratones (25.000 billones de toneladas), o unas 200 veces menos que la atmósfera. Terrestre o incluso el doble la masa combinada de sus dos satélites, Fobos y Deimos .
La atmósfera de Marte, compuesta principalmente de dióxido de carbono (96%), argón (1,93%) y dinitrógeno (1,89%), contiene trazas de oxígeno , agua y metano . Es polvoriento durante las tormentas, lo que le da al cielo un color oxidado cuando se ve desde la superficie y azul durante los períodos de calma. Los datos de Mariner 9 , Mars Exploration Rovers y otras sondas indican que se trata de partículas de arcilla con un tamaño medio de entre 1,5 y 3 micrómetros según los autores.
Desde la detección de metano, que podría indicar la presencia de vida en Marte , ha aumentado el interés por estudiar el planeta y su atmósfera. Este metano podría resultar de un proceso geoquímico o volcánico .
La hipótesis de la nebulosa solar es la generalmente aceptada por la comunidad científica. Esta nebulosa estaba compuesta principalmente de gas y polvo. Entre estos gases se encontraban el hidrógeno y el helio, que debido a su ligereza fueron transportados por el viento solar fuera de la región central del sistema solar (donde se formó Marte). Sin embargo, es posible que en esta región de la nebulosa solar hayan quedado gases raros como el neón , el criptón y el xenón , que son más pesados.
Los planetas, por otro lado, se formaron por acreción y condensación de gases y polvo bajo la influencia de la gravedad. Después de la formación del planeta, la temperatura predominante en la superficie provocó la liberación a la atmósfera de gases presentes en minerales y polvo. Este período de desgasificación probablemente liberó, en Marte, CO 2 , vapor de agua (que luego se descompuso en oxígeno que oxidó las rocas e hidrógeno que escapó debido a su ligereza), monóxido de carbono y nitrógeno .
Pero los impactos de los meteoritos también jugaron un papel en la formación de la atmósfera porque estos cuerpos liberaron gases, durante su colisión con la superficie, que enriquecieron la atmósfera del planeta. Sin embargo, no parecen ser el origen principal de los gases atmosféricos marcianos.
Los recientes descubrimientos hechos a partir de las observaciones del espectro-generador de imágenes OMEGA de la sonda Mars Express han permitido proponer una escala de tiempo geológica alternativa, basada en los períodos de formación de rocas hidratadas observadas en la superficie de Marte.
Según los resultados de un estudio publicado en la revista Nature Geoscience , "la presión atmosférica de hace 3.600 millones de años debió rondar los 0,9 bares" , "150 veces más que el valor observado actualmente" . Este valor se obtuvo mediante el análisis de imágenes proporcionadas por el Mars Reconnaissance Orbiter ( MRO ) en las que aparecen “más de 300 cráteres de impacto impresos en la superficie de Marte en una región de 84.000 kilómetros cuadrados y ubicada cerca del ecuador” . De hecho, "cuanto más densa es la atmósfera de un planeta, menos posibilidades tienen los meteoritos de llegar a chocar contra su superficie mientras permanecen intactos" , lo que significa que, para una atmósfera determinada, "corresponde un tamaño mínimo de meteorito capaz de excavar un cráter allí ” . En esta zona, el 10% de los cráteres tienen un diámetro menor o igual a 50 metros. Luego se utilizó un software que simulaba la llegada de meteoritos a Marte y que tenía en cuenta atmósferas de diferentes densidades. Aunque la presión atmosférica estimada es comparable a la presente actualmente en la superficie de la Tierra , parece que, no obstante, fue "insuficiente para permitir la retención de agua líquida en la superficie de Marte" y que la atmósfera de Marte fue hace 3.600 millones de años. nunca habría sido lo suficientemente denso como para permitir de manera sostenible temperaturas lo suficientemente altas para el surgimiento de la vida: las estimaciones indican que se habría necesitado una atmósfera tres veces más grande para mantener la superficie de Marte permanentemente por encima del punto de congelación. Por lo tanto, podemos "descartar un efecto invernadero cálido y húmedo, y las temperaturas promedio a largo plazo probablemente estuvieron por debajo del punto de congelación" . De ello se desprende que los flujos de agua en la superficie de Marte habrían sido solo episódicos, posible resultado de "la variación de inclinación de los polos del planeta rojo o [de] erupciones volcánicas" , o "d 'una colisión entre asteroides, generando calor intenso ' , estos dos últimos escenarios han espesado la atmósfera durante varias decenas o incluso cientos de años.
La atmósfera de Marte se subdivide en cuatro capas principales:
Localización | Presión |
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Cumbre de Olympus Mons | 0,03 kPa |
Radio medio de Marte | 0,636 kPa ( 0,40 a 0,87 kPa según la temporada) |
Sitio de aterrizaje vikingo 1 ( Chryse Planitia ) | 0,69 a 0,90 kPa |
Antecedentes de Hellas Planitia | 1,16 kPa |
Límite Armstrong | 6,18 kPa |
Cumbre del Everest | 33,7 kPa |
Tierra al nivel del mar | 101,3 kPa |
La troposfera marciana se extiende hasta unos 45 km de altitud o incluso 60 km.
Al igual que la troposfera terrestre , se caracteriza por un descenso gradual de la temperatura en función de la altitud, del orden de 2,5 K / km ; la temperatura en la tropopausa es de unos 140 K ( -130 ° C ). En esta capa atmosférica, los intercambios de calor tienen lugar principalmente con el suelo y en particular con el polvo en suspensión. De manera similar, en caso de tormentas de polvo, la temperatura de la atmósfera puede aumentar, lo que reduce la participación de los intercambios de calor con la superficie en el control de la temperatura, pero también reduce la importancia de las variaciones de temperatura durante el día.
La disminución de la temperatura se debe al fenómeno de expansión adiabática . Sin embargo, la radiación infrarroja emitida por la superficie y las partículas en suspensión que absorben parte del calor recibido del sol limitan la caída de temperatura provocada por este fenómeno.
La mesosfera marciana se extiende desde 45 km hasta 110 km sobre el nivel del mar.
Una corriente en chorro atraviesa esta región donde las temperaturas son, además, relativamente constantes. La radiación ultravioleta no se puede absorber porque no hay capa de ozono en Marte como en la Tierra.
La termosfera es la parte de la atmósfera marciana que se extiende desde la mesopausia, 110 km hasta la termopausa, ubicada a una altitud de 200 km . La temperatura en esta región atmosférica aumenta nuevamente con la altitud debido a la absorción de rayos ultravioleta por los componentes atmosféricos.
En esta capa atmosférica, la radiación solar ioniza los gases, formando así la ionosfera . Esta ionización se debe, por un lado, a la caída de densidad de la atmósfera marciana a una altitud de 120 km y, por otro lado, a la ausencia de un campo magnético que permita que el viento solar penetre en la atmósfera. Esta capa se extiende desde 100 km hasta casi 800 km de altitud.
El principal componente de la atmósfera marciana es el dióxido de carbono (CO 2 ). Durante el invierno marciano, los polos están perpetuamente en la oscuridad y la superficie se vuelve tan fría que casi el 25% del CO 2 atmosférico se condensa en los casquetes polares en hielo de CO 2 sólido ( hielo seco ). Cuando los polos vuelven a estar expuestos a la luz solar, el verano marciano, el hielo de CO 2 se sublima en la atmósfera. Este proceso conduce a variaciones significativas en la presión y la composición atmosférica durante el año marciano en los polos.
La atmósfera de Marte también está enriquecida en argón , un gas raro , en comparación con otras atmósferas de planetas del Sistema Solar .
A diferencia del dióxido de carbono, el argón no se condensa en la atmósfera marciana, por lo que la cantidad de argón en la atmósfera marciana es constante. Sin embargo, la concentración relativa en un lugar determinado puede cambiar debido a cambios en la cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera. Los datos de satélite mostraron recientemente un aumento en la cantidad de argón atmosférico sobre el polo sur de Marte en el otoño, que se disipa en la primavera siguiente.
Se observaron variaciones estacionales en el contenido de oxígeno en 2019 en la región del cráter Gale ; no se explica el origen de esta variación. Los datos obtenidos a partir del 24 de abril al 1 er de diciembre de 2019 por el Instituto Real de espacio Aeronomía de Bélgica sugieren la emisión de oxígeno verde en Marte. Esta teoría se confirma en junio de 2020, cuando el orbitador Trace Gas Orbiter detecta un resplandor verde permanente en la atmósfera marciana, un fenómeno que se había observado previamente en la atmósfera terrestre .
Dado que el dióxido de carbono se sublima en la atmósfera durante el verano marciano, deja rastros de agua . Los vientos estacionales soplan en los polos a velocidades cercanas a los 400 km / hy transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua dando lugar a nubes cirros . Ces nuages d'eau glacée ont été photographiés par le rover Opportunity en 2004. Les scientifiques de la NASA travaillant sur la mission Phoenix Mars confirmèrent le 31 juillet 2008 qu'ils avaient trouvé de la glace d'eau sous la surface du pôle nord de Marzo.
En febrero de 2005, la sonda Mars Express descubrió metanal , en cantidades mucho mayores de lo esperado, lo que respaldaba la teoría de la vida microbiana. Los resultados de estas mediciones siguen siendo objeto de mucho debate científico sin una conclusión definitiva. Algunos científicos sostienen que las mediciones se han malinterpretado.
En 2003, un equipo del Centro Goddard de Vuelo Espacial de la NASA descubrió rastros de metano en partes por mil millones en la atmósfera marciana . Sin embargo, se está debatiendo la presencia de metano en Marte; De hecho, el metano fue detectado tanto en tierra por Curiosity como desde el espacio por Mars Express en junio de 2013 al nivel del cráter Gale con una concentración de 15.5 ± 2.5 ppb pero es un evento único y la sonda ExoMars Trace Gas Orbiter no detectó metano en la atmósfera marciana a pesar de una sensibilidad del instrumento de alrededor de 0.05 ppb .
En marzo de 2004, la sonda Mars Express y las observaciones del telescopio Canadá-Francia-Hawai también sugirieron la presencia de metano en la atmósfera con una concentración de 10 ppb . La presencia de metano en Marte es intrigante, ya que como gas inestable indica la presencia de una fuente en el planeta. Se estima que Marte debe producir 270 toneladas de metano por año, pero los impactos de asteroides solo representan el 0,8% de la producción total de metano. Si bien es posible la existencia de fuentes geológicas de metano, la ausencia de vulcanismo , o puntos calientes , no favorece la emisión de metano de origen geológico.
La existencia de micro-orgánico vida tales como microorganismos metanogénicas sería una posibilidad, pero esta fuente aún no se ha demostrado.
El metano parece venir a sacudidas, lo que sugiere que se destruye rápidamente antes de distribuirse uniformemente en la atmósfera. Por lo tanto, también parece liberarse continuamente a la atmósfera. Se están realizando planes para buscar un "gas acompañante" para identificar la fuente más probable de metano; en los océanos terrestres, la producción de metano de origen biológico suele ir acompañada de etano , mientras que el metano de origen volcánico va acompañado de dióxido de azufre .
Recientemente se demostró que el metano se puede producir mediante un proceso no biológico que involucra agua, dióxido de carbono y olivino , que es común en Marte. Las condiciones requeridas para esta reacción (es decir, altas temperaturas y presiones) no existen actualmente en la superficie del planeta, pero podrían existir dentro de la corteza. Para probar la existencia de este proceso, se tuvo que detectar la serpentina , un mineral que también resulta del proceso. Esta detección fue realizada en 2009 por el espectrómetro CRISM de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter .
La Agencia Espacial Europea (ESA) advirtió que la concentración de metano coincidía con la presencia de vapor de agua. En la atmósfera superior, estos dos gases se distribuyen uniformemente, pero cerca de la superficie se concentran en tres regiones ecuatoriales, a saber, Arabia Terra , Elysium Planitia y Arcadia Memnonia . Para excluir la naturaleza biológica del metano, una sonda futura necesitará tener un espectrómetro de masas , ya que los isótopos de carbono 12 y carbono 14 pueden distinguir el origen biológico o no biológico del metano. En 2012, el Mars Science Laboratory medirá estos isótopos en CO 2 y metano. Si la vida marciana microscópica produce metano, probablemente estaría bajo tierra, donde todavía está lo suficientemente caliente como para que exista agua líquida.
El amoníaco en la atmósfera marciana es muy inestable y solo dura unas pocas horas. A pesar de esta mínima esperanza de vida, este compuesto se ha detectado en Marte. El descubrimiento del amoníaco es un argumento utilizado por los defensores de la teoría de la presencia actual de vida en Marte. Sin embargo, los resultados de las mediciones espectrométricas han sido cuestionados por la comunidad científica, que destaca que el espectrómetro utilizado no tiene la sensibilidad suficiente para distinguir el amoníaco del dióxido de carbono . Para obtener resultados definitivos, será necesario realizar una misión de medición.
Giancomo Miraldi descubrió en 1704 que el casquete polar sur no estaba centrado en el eje de rotación de Marte. Durante la oposición de 1719, Miraldi observó dos casquetes polares y una variación en el tiempo de sus respectivas extensiones.
William Herschel fue el primero en inferir la baja densidad de la atmósfera marciana en su publicación de 1784 Sobre las notables apariciones en las regiones polares del planeta Marte, la inclinación de su eje, la posición de sus polos y su figura esferoidal; con algunos indicios relacionados con su diámetro real y su atmósfera . Cuando Marte pasó junto a dos estrellas débiles, Herschel descubrió que su brillo no se veía afectado por la atmósfera del planeta. Luego concluyó que había muy poca atmósfera alrededor de Marte para interferir con su luz.
Honoré Flaugergues descubrió en 1809 “nubes amarillas” en la superficie de Marte. Este es el primer avistamiento conocido de tormentas de polvo marcianas.
Antes de embarcarse en un examen serio de la paleoclimatología marciana, es necesario definir algunos términos, especialmente los extranjeros. Hay dos escalas de tiempo para Marte. La primera, basada en la densidad de los cráteres, tiene tres eras, la Noé , la Hespérica y la Amazónica . La segunda, basada en minerales, también incluye tres eras, la Phyllosian , la Theiikian y la Siderikian .
Las observaciones y los modelos proporcionan información no solo sobre las condiciones atmosféricas y climáticas actuales, sino también sobre el clima pasado. La atmósfera de la era de Noé a menudo se consideraba rica en carbono. Pero observaciones recientes han demostrado, gracias a los depósitos de arcilla, que había pocas formaciones de carbonatos en las arcillas que datan de este período.
El descubrimiento de la goethita por parte de Spirit llevó a la conclusión de que las condiciones climáticas en el pasado distante de Marte permitieron que el agua fluyera sobre su superficie. La morfología de algunos cráteres de impacto indica que el suelo estaba húmedo en el momento del impacto.
La temperatura marciana y la circulación atmosférica varían de un año a otro. Marte no tiene océano, una de las fuentes de variaciones de temperatura en la Tierra. Los datos de la cámara Mars Orbital, que comenzaron en marzo de 1999 y cubren un período de 2,5 años marcianos, muestran que el clima marciano tiende a ser más repetitivo y, por lo tanto, más predecible que el de la Tierra. Si un evento ocurre en algún momento durante un año, los datos disponibles indican que existe una gran posibilidad de que este evento se repita en el año siguiente en el mismo lugar.
El 29 de septiembre de 2008 , la sonda del módulo de aterrizaje Phoenix tomó fotografías de la nieve que caía de las nubes a 4,5 km por encima de su punto de aterrizaje cerca del cráter Heimdall . Esta nieve se vaporizó antes de llegar al suelo; este fenómeno se llama virga .
NubesLos vientos levantan partículas de arcilla de menos de 100 micrómetros . En pequeñas cantidades, estas partículas dan al cielo su color naranja ocre. Rara vez observamos tormentas que pueden oscurecer todo o parte del planeta.
También hay nubes de agua y dióxido de carbono que se parecen mucho a los cirros . Algunas nubes son tan delgadas que solo se pueden ver cuando reflejan la luz del sol en la oscuridad. En este sentido, están cerca de las nubes noctilucentes de la Tierra. En 2018, la cámara de monitoreo visual (adentro) a bordo de Mars Express ha visto una espectacular nube de hielo de agua que se extiende a 1800 km al oeste del volcán Arsia Mons . Su estudio con varios instrumentos que orbitan alrededor de Marte, así como el análisis de fotografías más antiguas, mostró que esta nube se ha formado regularmente todas las mañanas durante varios meses en primavera y verano, todos los años durante al menos cinco años marcianos. Comienza a desarrollarse a partir de Arsia Mons al amanecer a una altitud de unos 45 km , y se extiende hacia el oeste durante unas dos horas y media, a una velocidad de hasta 170 m / s (unos 600 km / h ). Luego se desprende de Arsia Mons y se evapora antes del mediodía.
TemperaturaLa temperatura media en Marte es de -63 ° C (en comparación con los 15 a 18 ° C en la Tierra). Esta temperatura es causada por la baja densidad de la atmósfera, lo que significa que el efecto invernadero inducido es de solo 3 Kelvin ( 33 K para la Tierra ). Además, siendo la distancia al Sol en promedio 1,5 veces mayor, Marte recibe un 57% menos de energía solar por unidad de área que la Tierra, o solo el 12% de la energía solar total que llega a la Tierra, teniendo en cuenta sus respectivos diámetros .
Sin embargo, mientras que la temperatura del suelo puede descender a -143 ° C en invierno en los polos, puede alcanzar los 27 ° C en pleno verano en latitudes bajas. También debe tenerse en cuenta que la baja inercia del almacenamiento de calor, en particular debido a la ausencia de un océano y una atmósfera delgada, induce fuertes variaciones térmicas entre el día y la noche: de −89 ° C a −24 ° C en el Viking 1 sitio ( Chryse Planitia ).
EstacionesLa inclinación del eje de Marte es de 25,19 °, muy cercana a los 23,45 ° del de la Tierra. Por lo tanto, Marte experimenta estaciones opuestas en los hemisferios norte y sur. Con una excentricidad orbital de 0.0934 (0.0167 para la Tierra), la órbita de Marte es fuertemente elíptica y su distancia al Sol varía entre un máximo, afelia , de 249.228 millones de kilómetros y un mínimo, perihelio , 206.644 millones de kilómetros. Además, el perihelio coincide con el solsticio de invierno boreal y el afelio con el solsticio de verano boreal. Esto tiene el efecto de causar diferencias en la duración e intensidad de las estaciones observadas en los dos hemisferios. En el perihelio, por ejemplo, el polo sur está orientado hacia el Sol y recibe un 40% más de energía que el polo norte en el afelio.
Estación | Días marcianos (en Marte) |
Días de la Tierra (en la Tierra) |
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Hemisferio norte | Hemisferio sur | ||
Primavera | Otoño | 193.30 | 92.764 |
Verano | Invierno | 178,64 | 93,647 |
Otoño | Primavera | 142,70 | 89.836 |
Invierno | Verano | 153,95 | 88.997 |
Los inviernos son relativamente "suaves" y cortos en el hemisferio norte y largos y fríos en el hemisferio sur. Asimismo, los veranos son cortos y calurosos en el sur y largos y frescos en el norte. Las diferencias de temperatura son, pues, mayores en el sur que en el norte.
Ciclo glacialLa oblicuidad del planeta, que no se estabiliza por la presencia de un satélite masivo como es el caso de la Tierra, sigue un régimen caótico con una periodicidad de unos 120.000 años. Oscila entre 0 ° y 60 ° y conoce fases relativamente estabilizadas intercaladas con cambios bruscos, lo que altera por completo el clima marciano.
Una extensa investigación, asistida por un modelo climático general relativamente simplificador, muestra la probable existencia de tendencias climáticas a largo plazo: en un régimen de fuerte oblicuidad, el hielo se acumula en unas pocas regiones ecuatoriales aisladas; en un régimen de baja oblicuidad, estos casquetes se derriten y el hielo se acumula en las latitudes altas del sur y del norte, de manera generalizada. Entonces encontramos una dinámica pseudo -glacial-interglacial por analogía con la Tierra. De hecho, estas fases son más marcadas en Marte y podrían explicar por qué grandes áreas del subsuelo marciano en latitudes altas están formadas por una mezcla de hielo y regolito en proporciones asombrosas. En general, estos resultados, aunque imprecisos y dependientes de suposiciones sólidas, son compatibles con los datos e hipótesis geológicos y químicos de sucesivas misiones espaciales.
VientosLa superficie de Marte tiene una inercia térmica baja , lo que significa que se calienta rápidamente cuando el sol brilla sobre ella. En la Tierra, el viento se crea donde hay cambios repentinos en la inercia térmica, como del mar a la tierra. No hay mares en Marte, pero hay áreas donde la inercia térmica del suelo cambia, creando vientos matutinos y vespertinos similares a la brisa marina terrestre. El proyecto Antares Mars Small-Scale Weather (MSW) descubrió recientemente algunas debilidades en el modelo climático actual debido al parámetro del suelo. Estas deficiencias se están corrigiendo y deberían conducir a evaluaciones más precisas.
En latitudes bajas, la circulación de Hadley domina y es casi el mismo proceso que en la Tierra genera los vientos alisios . En latitudes altas, una serie de regiones de alta y baja presión, llamadas ondas de presión baroclínica , dominan el clima. Marte es más seco y más frío que la Tierra, por lo que el polvo levantado por estos vientos tiende a permanecer en la atmósfera más tiempo que en la Tierra ya que no hay precipitaciones que lo derriben (excepto la nieve de CO 2 ).
Una de las principales diferencias entre las circulaciones marciana y terrestre de Hadley es su velocidad.
Tormentas ciclónicasLas tormentas ciclónicas similares a los ciclones en la Tierra fueron detectadas primero por el programa de mapeo de Viking y luego por varias sondas y telescopios. Las imágenes los presentan en color blanco a diferencia de las tormentas de arena. Estas tormentas tienden a aparecer durante el verano en el hemisferio norte y solo en latitudes altas. La especulación tiende a mostrar que estas tormentas se deben a las condiciones climáticas únicas que existen en el Polo Norte.
Presión atmosféricaLa presión atmosférica en Marte es de 600 Pa en promedio ( 6,3 mbar ), que es mucho menos de 101.300 Pa en la Tierra. Una de las consecuencias es que la atmósfera de Marte reacciona más rápidamente a una determinada energía que la atmósfera de la Tierra. Sin embargo, puede variar cuando el hielo de los polos se sublima (en particular el dióxido de carbono ).
Además, la presión atmosférica también es función de la altitud. La altitud de referencia (nivel 0) se establece convencionalmente en Marte como aquella a la que la presión atmosférica media es de 610 Pa , presión que corresponde más o menos al punto triple del agua. La presión aumenta cuando la altitud desciende y viceversa.
Bien que les températures sur Mars puissent dépasser 0 °C , l'eau liquide y est instable car, au-dessus du niveau 0 ou, en tout état de cause, à une pression inférieure à 610 Pa , l'eau glacée se sublime en vapor de agua.
Por otro lado, por debajo del nivel 0 (de hecho, a una presión superior a 610 Pa ), como en el hemisferio norte o en el cráter de impacto de Hellas Planitia , el cráter más grande y profundo de Marte donde la presión atmosférica puede alcanzar los 1155 Pa en su punto más bajo, uno puede encontrar agua líquida si la temperatura excede 0 ° C .
Aparte de la corriente en chorro que atraviesa la mesosfera marciana, cabe señalar que solo hay una célula de Hadley en Marte pero mucho más marcada en altitud y en amplitud, uniendo los dos hemisferios y que se invierte dos veces al año.
Asimismo, hacia el final de la primavera austral, cuando Marte está más cerca del Sol, aparecen tormentas de polvo locales y, a veces, regionales. Excepcionalmente, estas tormentas pueden volverse planetarias y durar varios meses como sucedió en 1971 y, en menor medida, en 2001. Luego se levantan minúsculos granos de polvo, haciendo que la superficie de Marte sea casi invisible. Estas tormentas de polvo suelen comenzar sobre la cuenca de Hellas . Las importantes diferencias térmicas observadas entre el polo y las regiones vecinas provocan fuertes vientos que provocan el levantamiento de partículas finas en la atmósfera. Durante las tormentas globales, este fenómeno provoca importantes cambios climáticos: el polvo en el aire absorbe la radiación solar, calentando así la atmósfera y al mismo tiempo reduciendo la insolación en el suelo. Por lo tanto, cuando la tormenta 2001, la temperatura del aire se elevó a 30 ° C mientras que la temperatura en el suelo se reduce en 10 ° C .
Se han producido cambios alrededor del polo sur de Marte ( Planum Australe ) en los últimos años. En 1999, el Mars Global Surveyor fotografió hoyos en las capas de dióxido de carbono congeladas del Polo Sur de Marte. Debido a su forma y orientación llamativas, estos hoyos se conocen como elementos llamados rasgos de queso suizo (en) . En 2001, la nave espacial volvió a fotografiar estos pozos y notó que se habían agrandado, retrocediendo 10 pies en un año marciano.
Estas características geológicas son causadas por la evaporación del hielo seco que expone la capa de hielo de agua inerte.
Observaciones recientes indican que el polo sur marciano continúa sublimándose. Estos pozos continúan creciendo al mismo ritmo de 3 metros por año marciano. Un artículo de la NASA dice que estos pozos sugieren un "cambio climático progresivo" en Marte .
En otras partes del planeta, las regiones de menor altitud contienen más agua helada.
Teorías de atribución Causas del cambio polar La radiación solar, ¿la causa del calentamiento global en Marte?A pesar de la falta de datos de temperatura marcianos escalados en el tiempo, KI Abdusamatov propuso que junto con el calentamiento global, observado simultáneamente en Marte y la Tierra, y algunos escépticos del calentamiento global creen que esto es una prueba de que el hombre no es la causa del cambio actual en la Tierra - las variaciones solares podrían ser la causa directa de este aumento de temperatura.
Otros científicos creen que las variaciones observadas podrían deberse a irregularidades en la órbita de Marte o una combinación de efectos solares y orbitales.
Las mediciones realizadas por MAVEN permitieron estimar la erosión de la atmósfera marciana por el viento solar en unos 100 gramos por segundo; en el caso de una tormenta solar, la pérdida puede ser mayor, hasta el equivalente a la pérdida de un año a la vez.
Se ha propuesto que la exploración humana del planeta podría utilizar dióxido de carbono como combustible para preparar el viaje de regreso. Así, el proyecto Mars Direct , propuesto por Robert Zubrin, afirma que una vez allí, un conjunto relativamente simple de reacciones químicas (la reacción de Sabatier junto con la electrólisis ) combinaría un poco de hidrógeno transportado por el VRE con dióxido de carbono de la atmósfera de Marte para crear a 112 toneladas de propulsor de metano y oxígeno líquido , se necesitarían 96 toneladas para devolver el ERV a la Tierra al final de la misión.