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Casquetes polares de Marte

Agosto 10, 2021

 

Casquete polar norte en 1999
Casquete polar sur en 2000

El planeta Marte tiene dos casquetes de hielo permanentes en sus polos. Durante el invierno de un polo, permanece en continua oscuridad, enfriando la superficie y provocando la deposición del 25-30% de la atmósfera en bloques de hielo de CO2 (hielo seco).[1]​ Cuando los polos se exponen nuevamente a la luz solar, el CO2 congelado se sublima.[2]​ Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua, dando lugar a heladas similares a la Tierra y grandes cirros.

Los casquetes en ambos polos consisten principalmente en hielo de agua. El dióxido de carbono congelado se acumula como una capa comparativamente delgada de aproximadamente un metro de espesor en la capa norte en el invierno boreal, mientras que la capa sur tiene una capa de hielo seco permanente de aproximadamente 8 m de espesor.[3]​ El casquete polar norte tiene un diámetro de aproximadamente 1000 km durante el verano boreal marciano,[4]​ y contiene aproximadamente 1,6 millones de km cúbicos de hielo, que si se distribuye uniformemente en el casquete resultaría en 2 km de espesor.[5]​ Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de km3 de la capa de hielo de Groenlandia.. El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor de 3 km.[6]​ El volumen total de hielo en el casquete polar sur más los depósitos en capas adyacentes también se ha estimado en 1,6 millones de km cúbicos.[7]​ Ambos casquetes polares muestran depresiones en espiral, que un análisis reciente del radar de penetración de hielo SHARAD ha demostrado que son el resultado de vientos catabáticos aproximadamente perpendiculares que giran en espiral debido al efecto Coriolis.[8]​[9]​

El congelamiento estacional de algunas áreas cercanas a la capa de hielo sur da como resultado la formación de 1 m gruesas placas de hielo seco sobre el suelo. Con la llegada de la primavera, la luz solar calienta el subsuelo y la presión del CO2 sublimado se acumula debajo de una losa, elevándola y finalmente rompiéndola. Esto conduce a erupciones similares a géiseres de gas CO2 mezclado con arena o polvo basáltico oscuro. Este proceso es rápido y se observa 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 por debajo de una losa hasta el lugar de un géiser esculpe un patrón en forma de araña de canales radiales por debajo del hielo.[10]​[11]​[12]​[13]​

En julio de 2018, científicos italianos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte, 1,5 kilómetros (0,9 mi) debajo de la superficie de los depósitos estratificados del polo sur (no debajo de la capa de hielo permanente visible), y de aproximadamente 20 kilómetros (12,4 mi) de ancho, la primera masa de agua estable conocida en el planeta.[14]​[15]​

Congelación de la atmósfera

La investigación basada en leves cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte durante 16 años encontró que cada invierno, aproximadamente de 3 billones a 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera hacia el casquete polar del hemisferio de invierno. 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 de 2010.[16]​[17]​

Capas

Ambos casquetes polares muestran características en capas, llamadas depósitos de 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, al igual que los patrones en los anillos de los árboles y los datos del núcleo de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por patrones de flujo del viento. Las ranuras también están influenciadas por la cantidad de polvo.[18]​ Cuanto más polvo, más oscura es la superficie. Cuanto más oscura es la superficie, más se derrite. Las superficies oscuras absorben más energía luminosa. Hay otras teorías que intentan explicar los grandes surcos.[19]​

Capas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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    Capas expuestas.

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    Vista cercana de las capas expuestas.

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    Capas visibles a lo largo del borde del casquete glaciar norte.

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    Capas expuestas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

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    Vista cercana de las capas expuestas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Casquete polar norte

 
Mosaico de imágenes tomadas entre el 16 de diciembre de 2015 y el 26 de enero de 2016 por Mars Orbiter Mission

La mayor parte de la capa de hielo del norte está formada por hielo de agua; también tiene una fina capa estacional de hielo seco, dióxido de carbono sólido. Cada invierno, la capa de hielo crece agregando 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 que son similares a las de la Tierra, porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de la 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 de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono.[20]​

La capa de hielo en el norte es de menor altitud (base a -5000 m, cima a -2000 m) que la del sur (base a 1000 m, cima a 3500 m).[21]​[22]​ También hace más calor, por lo que todo el dióxido de carbono congelado desaparece cada verano.[23]​ La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual norte y está hecha 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 a fines del verano hasta principios del otoño, cuando se forman una variedad de nubes. Llamada capucha polar, las nubes dejan caer una precipitación que espesa la capa. El casquete polar norte es simétrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta unos 60 grados de latitud. Las imágenes de alta resolución tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar norte está cubierto principalmente por surcos, grietas, pequeños bultos y protuberancias que le dan un aspecto de requesón. Los pozos están muy cerca unos de otros en relación con las muy diferentes depresiones del 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. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por los patrones de flujo del viento y los ángulos del sol, aunque hay varias teorías que se han avanzado.[18]​ Un gran valle, Chasma Boreale, atraviesa la mitad del casquete. Son unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad, eso es más profundo que el Gran Cañón de la Tierra.[24]​

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, tanto que podría cubrir partes de la superficie en 10 m de hielo. Se ha encontrado mucha evidencia de glaciares que probablemente se formaron cuando ocurrió este cambio climático inducido por la inclinación.[25]​

La investigación informada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de los cambios climáticos marcianos. El instrumento de radar Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste en las propiedades eléctricas entre capas. El patrón de reflectividad revela el patrón de variaciones de material dentro de las capas. El radar produjo una vista en sección transversal de los depósitos estratificados del polo norte de Marte. Las zonas de alta reflectividad, con múltiples capas contrastantes, se alternan con zonas de menor reflectividad. Los patrones de cómo se alternan estos dos tipos de zonas 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, es muy reflectante al radar, los investigadores proponen que tales secciones de estratificación de alto contraste corresponden a períodos de oscilaciones relativamente pequeñas en la inclinación del planeta debido al eje marciano no ha variado mucho últimamente. Las capas más polvorientas parecen depositarse durante los períodos en los que la atmósfera es más polvorienta.[26]​[27]​[28]​

Una investigación, publicada en enero de 2010 con imágenes de HiRISE, dice que comprender las capas es más complicado de lo que se creía anteriormente. El brillo de las capas no depende solo 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 del canal 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 capa fresca de escarcha. Todos estos factores están influenciados por el viento que puede erosionar las superficies. La cámara HiRISE no reveló capas más delgadas que las vistas por Mars Global Surveyor. Sin embargo, vio más detalles dentro de las capas.[29]​

Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte encontraron que el volumen de hielo de agua en los depósitos en capas de la capa era de 821.000 kilómetros cúbicos. Eso equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra.[26]​

Los datos del radar SHARAD cuando se combinan para formar un modelo 3D revelan cráteres enterrados. Estos pueden usarse para fechar ciertas capas.[28]​

En febrero de 2017, la ESA publicó una nueva vista del Polo Norte de Marte. Era un mosaico hecho de 32 órbitas individuales del Mars Express.[30]​[31]​

Casquete polar sur

El casquete permanente del polo sur es mucho más pequeño que el del norte. Son 400 km de diámetro, en comparación con el 1100 km de diámetro del casquete norte.[19]​ Cada invierno austral, la capa de hielo cubre la superficie hasta una latitud de 50°.[32]​ Parte de la capa de hielo se compone de hielo seco y dióxido de carbono sólido. Cada invierno, la capa de hielo crece al agregar de 1,5 a 2 metros de hielo seco 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 (CO2) de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. En otras palabras, la acumulación de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta.[20]​ Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de nuestra propia 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.[23]​

La capa de hielo meridional residual se desplaza; es decir, no está centrada en el polo sur. Sin embargo, el límite estacional sur se centra cerca del polo geográfico.[19]​ Los estudios han demostrado que la capa descentrada es causada por mucha más nieve que cae de un lado que del 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 Hellas. Este sistema produce más nieve. Por otro lado, hay menos nieve y más heladas. 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 un sólido a un gas). La escarcha, por otro lado, tiene una superficie más rugosa y tiende a atrapar más luz solar, lo que resulta en una mayor sublimación. En otras palabras, las áreas con más heladas más duras son más cálidas.[33]​

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 ingrese a la atmósfera de Marte cuando aumenta la inclinación del planeta. Cuando esto ocurre, la atmósfera se espesa, los vientos se vuelven más fuertes y áreas más grandes en la superficie pueden soportar agua líquida. [34]​ El análisis de los datos mostró que si todos estos depósitos se transformaran en gas, la presión atmosférica en Marte se duplicaría.[35]​ Hay tres capas de estos depósitos; cada una está cubierta con una capa de 30 metros de agua helada que evita que el CO2 se sublime a la atmósfera. Estas tres capas están vinculadas a períodos en los que la atmósfera se derrumbó cuando cambió el clima. [36]​

Existe un gran campo de eskeres alrededor del polo sur, llamado Formación Dorsa Argentea, se cree que son los restos de una capa de hielo gigante.[37]​ Se cree que esta gran capa de hielo polar cubrió alrededor de 1,5 millones de kilómetros cuadrados, cerca del doble del área del estado de Texas.[38]​[39]​

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.[15]​

Apariencia de queso suizo

Mientras que el casquete polar norte de Marte tiene una superficie plana y picada que se asemeja al requesón, el casquete polar sur tiene pozos, depresiones y mesas planas más grandes que le dan una apariencia de queso suizo.[40]​[41]​[42]​[43]​ La capa superior de la capa residual del polo sur marciano se ha erosionado en mesas de cima plana con depresiones circulares.[44]​ Las observaciones realizadas por Mars Orbiter Camera en 2001 han demostrado que las escarpas y paredes del pozo del casquete polar sur se habían retirado a una velocidad promedio de unos 3 metros desde 1999. En otras palabras, se estaban retirando 3 metros por año marciano. En algunos lugares del casquete, los escarpes retroceden menos de 3 metros por año marciano, y en otros pueden retroceder hasta 8 metros por año marciano. Con el tiempo, los pozos del polo sur se fusionan para convertirse en llanuras, las mesas en buttes y las lomas desaparecen para siempre. La forma redonda probablemente se ve favorecida en su formación por el ángulo del sol. En el verano, el sol se mueve alrededor del cielo, a veces durante las 24 horas del día, justo por encima del horizonte. Como resultado, las paredes de una depresión redonda recibirán luz solar más intensa que el piso; la pared se derretirá mucho más que el suelo. Las paredes se derriten y retroceden, mientras que el piso permanece igual.[45]​[46]​

Investigaciones posteriores con el poderoso HiRISE mostraron que los pozos están en una capa de hielo seco de 1 a 10 metros de espesor que está asentada sobre una capa de hielo de agua mucho más grande. Se ha observado que las fosas comienzan con áreas pequeñas a lo largo de fracturas débiles. Los pozos circulares tienen paredes empinadas que trabajan para enfocar la luz solar, aumentando así la erosión. Para que un pozo desarrolle una pared empinada de aproximadamente 10 cm y una longitud de más de 5 metros en caso necesario.[47]​

Las imágenes de abajo muestran por qué se dice que la superficie se parece al queso suizo; también se pueden observar las diferencias durante un período de dos años:

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    Cambios en la superficie del polo sur de 1999 a 2001, según lo visto por Mars Global Surveyor .

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    Formaciones de hielo tipo queso suizo como las ve MGS, mostrando capas.

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    Primer plano del terreno del queso suizo, visto por MGS.

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    HiRISE vista del terreno del polo sur.

Canales de explosión en estrella o arañas

Los canales de explosión en estrella son patrones de canales que se irradian en extensiones plumosas. Son causados por el gas que se escapa junto con el polvo. El gas se acumula debajo del hielo translúcido a medida que la temperatura se calienta en la primavera.[48]​ Por lo general, 500 metros de ancho y 1 metro de profundidad, las arañas pueden sufrir cambios observables en solo unos pocos días.[49]​ Un modelo para comprender la formación de las arañas dice que la luz solar calienta los granos de polvo en el hielo. Los granos de polvo tibios se asientan al derretirse a través del hielo mientras los agujeros se recuecen detrás de ellos. Como resultado, el hielo se vuelve bastante claro. La luz del sol luego llega al fondo oscuro de la losa de hielo y cambia el hielo de dióxido de carbono sólido en un gas que fluye hacia regiones más altas que se abren a la superficie. El gas se precipita arrastrando polvo oscuro. Los vientos en la superficie soplarán el gas y el polvo que se escapa en ventiladores oscuros que observamos con naves espaciales orbitando.[25]​[50]​ La física de este modelo es similar a las ideas propuestas para explicar las plumas oscuras que brotan de la superficie de Triton.[51]​

La investigación, publicada en enero de 2010 utilizando imágenes de HiRISE, encontró que algunos de los canales de las arañas se hacen más grandes a medida que van cuesta arriba, ya que el gas está causando la erosión. Los investigadores también encontraron que el gas fluye hacia una grieta que se ha producido en un punto débil del hielo. Tan pronto como el sol se eleva sobre el horizonte, el gas de las arañas expulsa el polvo que arrastra el viento para formar una oscura forma de abanico. Parte del polvo queda atrapado en los canales. Finalmente, la escarcha cubre todos los ventiladores y canales hasta la próxima primavera, cuando el ciclo se repite. [32]​ [52]​

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    Canales de explosión en estrella causados por el escape de gas CO 2, como lo ve HiRISE. Dichos canales, también llamados arañas, pueden tener unos 500 m de diámetro y 1 m de profundidad.

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    Araña en el segundo día marciano de la primavera, visto por HiRISE.

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    La misma araña 14 días marcianos después, vista por HiRISE. Observe el aumento de ventiladores oscuros causado por la desgasificación del dióxido de carbono que transporta material oscuro.

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    Amplia vista de las plumas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Muchas de las plumas muestran arañas cuando se amplían.

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    Arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish

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    Plumas y arañas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish

Capas

Chasma Australe, un valle importante, atraviesa los depósitos estratificados en el casquete polar sur. En el lado 90 E, los depósitos descansan sobre una cuenca principal, llamada Prometheus.[53]​

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.[54]​

Enriquecimiento de deuterio de la capa de hielo polar

La evidencia de que Marte tuvo suficiente agua para crear un océano global de al menos 137 m de profundidad ha sido obtenida de la medición de la ratio HDO a H2O sobre el casquete polar norte. En marzo de 2015, un equipo de científicos publicó resultados que muestran que el hielo de la capa polar está aproximadamente ocho veces más enriquecido con deuterio (hidrógeno pesado), que el agua en los océanos de la Tierra. Esto significa que Marte ha perdido un volumen de agua 6,5 veces mayor que el almacenado en los casquetes polares actuales. Durante un tiempo, el agua pudo haber formado un océano en Vastitas Borealis y las tierras bajas adyacentes (las planitiae Acidalia, Arcadia y Utopia). Si el agua hubiera sido alguna vez líquida y 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 del Observatorio Europeo Austral, junto con instrumentos del Observatorio W. M. Keck y del telescopio infrarrojo de la NASA, para trazar diferentes formas isotópicas de agua en la atmósfera de Marte durante un período de seis años.[55]​[56]​

Extensiones

 
Extensiones de hielo de CO2 en el polo norte (izquierda) y sur (derecha) durante un año marciano.

Véase también

Referencias

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Enlaces externos

Agosto 10, 2021
casquetes, polares, marte, casquete, polar, norte, 1999casquete, polar, 2000el, planeta, marte, tiene, casquetes, hielo, permanentes, polos, durante, invierno, polo, permanece, continua, oscuridad, enfriando, superficie, provocando, deposición, atmósfera, bloq. Casquete polar norte en 1999Casquete polar sur en 2000El planeta Marte tiene dos casquetes de hielo permanentes en sus polos Durante el invierno de un polo permanece en continua oscuridad enfriando la superficie y provocando la deposicion del 25 30 de la atmosfera en bloques de hielo de CO2 hielo seco 1 Cuando los polos se exponen nuevamente a la luz solar el CO2 congelado se sublima 2 Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua dando lugar a heladas similares a la Tierra y grandes cirros Los casquetes en ambos polos consisten principalmente en hielo de agua El dioxido de carbono congelado se acumula como una capa comparativamente delgada de aproximadamente un metro de espesor en la capa norte en el invierno boreal mientras que la capa sur tiene una capa de hielo seco permanente de aproximadamente 8 m de espesor 3 El casquete polar norte tiene un diametro de aproximadamente 1000 km durante el verano boreal marciano 4 y contiene aproximadamente 1 6 millones de km cubicos de hielo que si se distribuye uniformemente en el casquete resultaria en 2 km de espesor 5 Esto se compara con un volumen de 2 85 millones de km3 de la capa de hielo de Groenlandia El casquete polar sur tiene un diametro de 350 km y un espesor de 3 km 6 El volumen total de hielo en el casquete polar sur mas los depositos en capas adyacentes tambien se ha estimado en 1 6 millones de km cubicos 7 Ambos casquetes polares muestran depresiones en espiral que un analisis reciente del radar de penetracion de hielo SHARAD ha demostrado que son el resultado de vientos catabaticos aproximadamente perpendiculares que giran en espiral debido al efecto Coriolis 8 9 El congelamiento estacional de algunas areas cercanas a la capa de hielo sur da como resultado la formacion de 1 m gruesas placas de hielo seco sobre el suelo Con la llegada de la primavera la luz solar calienta el subsuelo y la presion del CO2 sublimado se acumula debajo de una losa elevandola y finalmente rompiendola Esto conduce a erupciones similares a geiseres de gas CO2 mezclado con arena o polvo basaltico oscuro Este proceso es rapido y se observa en el espacio de unos pocos dias semanas o meses una tasa de cambio bastante inusual en geologia especialmente para Marte El gas que corre por debajo de una losa hasta el lugar de un geiser esculpe un patron en forma de arana de canales radiales por debajo del hielo 10 11 12 13 En julio de 2018 cientificos italianos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte 1 5 kilometros 0 9 mi debajo de la superficie de los depositos estratificados del polo sur no debajo de la capa de hielo permanente visible y de aproximadamente 20 kilometros 12 4 mi de ancho la primera masa de agua estable conocida en el planeta 14 15 Indice 1 Congelacion de la atmosfera 2 Capas 3 Casquete polar norte 4 Casquete polar sur 4 1 Apariencia de queso suizo 4 2 Canales de explosion en estrella o aranas 4 3 Capas 5 Enriquecimiento de deuterio de la capa de hielo polar 6 Extensiones 7 Vease tambien 8 Referencias 9 Enlaces externosCongelacion de la atmosfera EditarLa investigacion basada en leves cambios en las orbitas de las naves espaciales alrededor de Marte durante 16 anos encontro que cada invierno aproximadamente de 3 billones a 4 billones de toneladas de dioxido de carbono se congelan de la atmosfera hacia el casquete polar del hemisferio de invierno Esto representa del 12 al 16 por ciento de la masa de toda la atmosfera marciana Estas observaciones respaldan las predicciones del Modelo Atmosferico de Referencia Global de Marte de 2010 16 17 Capas EditarAmbos casquetes polares muestran caracteristicas en capas llamadas depositos de capas polares que resultan de la ablacion estacional y la acumulacion de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas La informacion sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas al igual que los patrones en los anillos de los arboles y los datos del nucleo de hielo en la Tierra Ambos casquetes polares tambien muestran caracteristicas estriadas probablemente causadas por patrones de flujo del viento Las ranuras tambien estan influenciadas por la cantidad de polvo 18 Cuanto mas polvo mas oscura es la superficie Cuanto mas oscura es la superficie mas se derrite Las superficies oscuras absorben mas energia luminosa Hay otras teorias que intentan explicar los grandes surcos 19 Capas en la capa de hielo del norte como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Capas expuestas Vista cercana de las capas expuestas Capas visibles a lo largo del borde del casquete glaciar norte Capas expuestas en la capa de hielo del norte como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Vista cercana de las capas expuestas en la capa de hielo del norte como las ve HiRISE bajo el programa HiWishCasquete polar norte Editar Mosaico de imagenes tomadas entre el 16 de diciembre de 2015 y el 26 de enero de 2016 por Mars Orbiter Mission La mayor parte de la capa de hielo del norte esta formada por hielo de agua tambien tiene una fina capa estacional de hielo seco dioxido de carbono solido Cada invierno la capa de hielo crece agregando 1 5 a 2 m de hielo seco En verano el hielo seco se sublima pasa directamente de solido a gas a la atmosfera Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotacion tiene una inclinacion cercana a la de la Tierra 25 19 para Marte 23 44 para la Tierra Durante cada ano en Marte hasta un tercio de la fina atmosfera de dioxido de carbono de Marte se congela durante el invierno en los hemisferios norte y sur Los cientificos incluso han medido pequenos cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dioxido de carbono 20 La capa de hielo en el norte es de menor altitud base a 5000 m cima a 2000 m que la del sur base a 1000 m cima a 3500 m 21 22 Tambien hace mas calor por lo que todo el dioxido de carbono congelado desaparece cada verano 23 La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual norte y esta hecha de hielo de agua Se cree que este hielo de agua tiene hasta tres kilometros de espesor La capa estacional mucho mas delgada comienza a formarse a fines del verano hasta principios del otono cuando se forman una variedad de nubes Llamada capucha polar las nubes dejan caer una precipitacion que espesa la capa El casquete polar norte es simetrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta unos 60 grados de latitud Las imagenes de alta resolucion tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar norte esta cubierto principalmente por surcos grietas pequenos bultos y protuberancias que le dan un aspecto de requeson Los pozos estan muy cerca unos de otros en relacion con las muy diferentes depresiones del casquete polar sur Ambos casquetes polares muestran caracteristicas en capas que resultan del derretimiento estacional y la deposicion de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas Estos depositos de capas polares se encuentran debajo de los casquetes polares permanentes Ambos casquetes polares tambien muestran caracteristicas estriadas probablemente causadas por los patrones de flujo del viento y los angulos del sol aunque hay varias teorias que se han avanzado 18 Un gran valle Chasma Boreale atraviesa la mitad del casquete Son unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad eso es mas profundo que el Gran Canon de la Tierra 24 Cuando la inclinacion u oblicuidad cambia el tamano de los casquetes polares cambia Cuando la inclinacion es maxima los polos reciben mucha mas luz solar y durante mas horas cada dia La luz solar adicional hace que el hielo se derrita tanto que podria cubrir partes de la superficie en 10 m de hielo Se ha encontrado mucha evidencia de glaciares que probablemente se formaron cuando ocurrio este cambio climatico inducido por la inclinacion 25 La investigacion informada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de los cambios climaticos marcianos El instrumento de radar Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste en las propiedades electricas entre capas El patron de reflectividad revela el patron de variaciones de material dentro de las capas El radar produjo una vista en seccion transversal de los depositos estratificados del polo norte de Marte Las zonas de alta reflectividad con multiples capas contrastantes se alternan con zonas de menor reflectividad Los patrones de como se alternan estos dos tipos de zonas pueden correlacionarse con modelos de cambios en la inclinacion de Marte Dado que la zona superior de los depositos estratificados del polo norte la porcion depositada mas recientemente es muy reflectante al radar los investigadores proponen que tales secciones de estratificacion de alto contraste corresponden a periodos de oscilaciones relativamente pequenas en la inclinacion del planeta debido al eje marciano no ha variado mucho ultimamente Las capas mas polvorientas parecen depositarse durante los periodos en los que la atmosfera es mas polvorienta 26 27 28 Una investigacion publicada en enero de 2010 con imagenes de HiRISE dice que comprender las capas es mas complicado de lo que se creia anteriormente El brillo de las capas no depende solo de la cantidad de polvo El angulo del sol junto con el angulo de la nave espacial afectan en gran medida el brillo visto por la camara Este angulo depende de factores como la forma de la pared del canal y su orientacion Ademas la rugosidad de la superficie puede cambiar mucho el albedo cantidad de luz reflejada Ademas muchas veces lo que se ve no es una capa real sino una capa fresca de escarcha Todos estos factores estan influenciados por el viento que puede erosionar las superficies La camara HiRISE no revelo capas mas delgadas que las vistas por Mars Global Surveyor Sin embargo vio mas detalles dentro de las capas 29 Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte encontraron que el volumen de hielo de agua en los depositos en capas de la capa era de 821 000 kilometros cubicos Eso equivale al 30 de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra 26 Los datos del radar SHARAD cuando se combinan para formar un modelo 3D revelan crateres enterrados Estos pueden usarse para fechar ciertas capas 28 En febrero de 2017 la ESA publico una nueva vista del Polo Norte de Marte Era un mosaico hecho de 32 orbitas individuales del Mars Express 30 31 Casquete polar sur EditarEl casquete permanente del polo sur es mucho mas pequeno que el del norte Son 400 km de diametro en comparacion con el 1100 km de diametro del casquete norte 19 Cada invierno austral la capa de hielo cubre la superficie hasta una latitud de 50 32 Parte de la capa de hielo se compone de hielo seco y dioxido de carbono solido Cada invierno la capa de hielo crece al agregar de 1 5 a 2 metros de hielo seco de la precipitacion de una capa polar de nubes En verano el hielo seco se sublima pasa directamente de solido a gas a la atmosfera Durante cada ano en Marte hasta un tercio de la fina atmosfera de dioxido de carbono CO2 de Marte se congela durante el invierno en los hemisferios norte y sur Los cientificos incluso han medido pequenos cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dioxido de carbono En otras palabras la acumulacion de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta 20 Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotacion tiene una inclinacion cercana a la de nuestra propia Tierra 25 19 para Marte 23 45 para la Tierra El casquete polar sur tiene mayor altitud y es mas frio que el del norte 23 La capa de hielo meridional residual se desplaza es decir no esta centrada en el polo sur Sin embargo el limite estacional sur se centra cerca del polo geografico 19 Los estudios han demostrado que la capa descentrada es causada por mucha mas nieve que cae de un lado que del otro En el lado del hemisferio occidental del polo sur se forma un sistema de baja presion porque los vientos son cambiados por la Cuenca Hellas Este sistema produce mas nieve Por otro lado hay menos nieve y mas heladas La nieve tiende a reflejar mas 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 un solido a un gas La escarcha por otro lado tiene una superficie mas rugosa y tiende a atrapar mas luz solar lo que resulta en una mayor sublimacion En otras palabras las areas con mas heladas mas duras son mas calidas 33 Una investigacion publicada en abril de 2011 describio un gran deposito de dioxido de carbono congelado cerca del polo sur La mayor parte de este deposito probablemente ingrese a la atmosfera de Marte cuando aumenta la inclinacion del planeta Cuando esto ocurre la atmosfera se espesa los vientos se vuelven mas fuertes y areas mas grandes en la superficie pueden soportar agua liquida 34 El analisis de los datos mostro que si todos estos depositos se transformaran en gas la presion atmosferica en Marte se duplicaria 35 Hay tres capas de estos depositos cada una esta cubierta con una capa de 30 metros de agua helada que evita que el CO2 se sublime a la atmosfera Estas tres capas estan vinculadas a periodos en los que la atmosfera se derrumbo cuando cambio el clima 36 Existe un gran campo de eskeres alrededor del polo sur llamado Formacion Dorsa Argentea se cree que son los restos de una capa de hielo gigante 37 Se cree que esta gran capa de hielo polar cubrio alrededor de 1 5 millones de kilometros cuadrados cerca del doble del area del estado de Texas 38 39 En julio de 2018 la ESA descubrio indicios de agua salada liquida enterrada bajo capas de hielo y polvo al analizar el reflejo de los pulsos de radar generados por Mars Express 15 Apariencia de queso suizo Editar Mientras que el casquete polar norte de Marte tiene una superficie plana y picada que se asemeja al requeson el casquete polar sur tiene pozos depresiones y mesas planas mas grandes que le dan una apariencia de queso suizo 40 41 42 43 La capa superior de la capa residual del polo sur marciano se ha erosionado en mesas de cima plana con depresiones circulares 44 Las observaciones realizadas por Mars Orbiter Camera en 2001 han demostrado que las escarpas y paredes del pozo del casquete polar sur se habian retirado a una velocidad promedio de unos 3 metros desde 1999 En otras palabras se estaban retirando 3 metros por ano marciano En algunos lugares del casquete los escarpes retroceden menos de 3 metros por ano marciano y en otros pueden retroceder hasta 8 metros por ano marciano Con el tiempo los pozos del polo sur se fusionan para convertirse en llanuras las mesas en buttes y las lomas desaparecen para siempre La forma redonda probablemente se ve favorecida en su formacion por el angulo del sol En el verano el sol se mueve alrededor del cielo a veces durante las 24 horas del dia justo por encima del horizonte Como resultado las paredes de una depresion redonda recibiran luz solar mas intensa que el piso la pared se derretira mucho mas que el suelo Las paredes se derriten y retroceden mientras que el piso permanece igual 45 46 Investigaciones posteriores con el poderoso HiRISE mostraron que los pozos estan en una capa de hielo seco de 1 a 10 metros de espesor que esta asentada sobre una capa de hielo de agua mucho mas grande Se ha observado que las fosas comienzan con areas pequenas a lo largo de fracturas debiles Los pozos circulares tienen paredes empinadas que trabajan para enfocar la luz solar aumentando asi la erosion Para que un pozo desarrolle una pared empinada de aproximadamente 10 cm y una longitud de mas de 5 metros en caso necesario 47 Las imagenes de abajo muestran por que se dice que la superficie se parece al queso suizo tambien se pueden observar las diferencias durante un periodo de dos anos Cambios en la superficie del polo sur de 1999 a 2001 segun lo visto por Mars Global Surveyor Formaciones de hielo tipo queso suizo como las ve MGS mostrando capas Primer plano del terreno del queso suizo visto por MGS HiRISE vista del terreno del polo sur Canales de explosion en estrella o aranas Editar Los canales de explosion en estrella son patrones de canales que se irradian en extensiones plumosas Son causados por el gas que se escapa junto con el polvo El gas se acumula debajo del hielo translucido a medida que la temperatura se calienta en la primavera 48 Por lo general 500 metros de ancho y 1 metro de profundidad las aranas pueden sufrir cambios observables en solo unos pocos dias 49 Un modelo para comprender la formacion de las aranas dice que la luz solar calienta los granos de polvo en el hielo Los granos de polvo tibios se asientan al derretirse a traves del hielo mientras los agujeros se recuecen detras de ellos Como resultado el hielo se vuelve bastante claro La luz del sol luego llega al fondo oscuro de la losa de hielo y cambia el hielo de dioxido de carbono solido en un gas que fluye hacia regiones mas altas que se abren a la superficie El gas se precipita arrastrando polvo oscuro Los vientos en la superficie soplaran el gas y el polvo que se escapa en ventiladores oscuros que observamos con naves espaciales orbitando 25 50 La fisica de este modelo es similar a las ideas propuestas para explicar las plumas oscuras que brotan de la superficie de Triton 51 La investigacion publicada en enero de 2010 utilizando imagenes de HiRISE encontro que algunos de los canales de las aranas se hacen mas grandes a medida que van cuesta arriba ya que el gas esta causando la erosion Los investigadores tambien encontraron que el gas fluye hacia una grieta que se ha producido en un punto debil del hielo Tan pronto como el sol se eleva sobre el horizonte el gas de las aranas expulsa el polvo que arrastra el viento para formar una oscura forma de abanico Parte del polvo queda atrapado en los canales Finalmente la escarcha cubre todos los ventiladores y canales hasta la proxima primavera cuando el ciclo se repite 32 52 Canales de explosion en estrella causados por el escape de gas CO 2 como lo ve HiRISE Dichos canales tambien llamados aranas pueden tener unos 500 m de diametro y 1 m de profundidad Arana en el segundo dia marciano de la primavera visto por HiRISE La misma arana 14 dias marcianos despues vista por HiRISE Observe el aumento de ventiladores oscuros causado por la desgasificacion del dioxido de carbono que transporta material oscuro Amplia vista de las plumas como las ve HiRISE bajo el programa HiWish Muchas de las plumas muestran aranas cuando se amplian Aranas vistas por HiRISE bajo el programa HiWish Plumas y aranas como las ve HiRISE bajo el programa HiWishCapas Editar Chasma Australe un valle importante atraviesa los depositos estratificados en el casquete polar sur En el lado 90 E los depositos descansan sobre una cuenca principal llamada Prometheus 53 Algunas de las capas del polo sur tambien muestran fracturas poligonales en forma de rectangulos Se cree que las fracturas fueron causadas por la expansion y contraccion del hielo de agua debajo de la superficie 54 Enriquecimiento de deuterio de la capa de hielo polar EditarLa evidencia de que Marte tuvo suficiente agua para crear un oceano global de al menos 137 m de profundidad ha sido obtenida de la medicion de la ratio HDO a H2O sobre el casquete polar norte En marzo de 2015 un equipo de cientificos publico resultados que muestran que el hielo de la capa polar esta aproximadamente ocho veces mas enriquecido con deuterio hidrogeno pesado que el agua en los oceanos 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 Durante un tiempo el agua pudo haber formado un oceano en Vastitas Borealis y las tierras bajas adyacentes las planitiae Acidalia Arcadia y Utopia Si el agua hubiera sido alguna vez liquida y en la superficie habria cubierto el 20 del planeta y en algunos lugares habria tenido casi una milla de profundidad Este equipo internacional utilizo el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral junto con instrumentos del Observatorio W M Keck y del telescopio infrarrojo de la NASA para trazar diferentes formas isotopicas de agua en la atmosfera de Marte durante un periodo de seis anos 55 56 Extensiones Editar Extensiones de hielo de CO2 en el polo norte izquierda y sur derecha durante un ano marciano Vease tambien EditarClima de Marte Geiser Marte Mare Australe Mare Boreum Phoenix nave espacial Presencia de agua en Marte SHARAD SublimacionReferencias Editar Mellon J T Feldman W C Prettyman T H 2003 The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars Icarus 169 2 324 340 Bibcode 2004Icar 169 324M doi 10 1016 j icarus 2003 10 022 Hess S Henry R Tillman J 1979 The seasonal variation of atmospheric pressure on Mars as affected by the south polar cap Journal of Geophysical Research 84 2923 2927 Bibcode 1979JGR 84 2923H doi 10 1029 JB084iB06p02923 Mars 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