Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte es muy débil. La presión atmosférica alcanza a nivel de superficie, valores que oscilan entre 6,1 a 9 mbar (mbar= milésimas de bar). Como ejemplo para establecer comparaciones, la presión atmosférica a nivel de la superficie de la Tierra es de 1 bar (exactamente 1,014 bar).

Fotografía capturada por el orbitador del Viking. En la misma se logra apreciar la delgada atmósfera marciana. Crédito: NASA.

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Perfil de la atmósfera de Marte.

Estas presiones tan bajas hacen que cualquier líquido sobre la superficie de Marte se evapore una vez entre en contacto con el ambiente. Las sondas espaciales que han detectado flujo de fluidos en la superficie de Marte, lo han hecho por cortos espacios de tiempo, lo que hace inferir a los científicos que el subsuelo del planeta es un inmenso reservorio de líquidos.

La atmósfera de Marte es muy seca. Los astrónomos han calculado que el proceso de condensación produce una capa con un espesor de apenas 10-20 mm (micras). En comparación, en la Tierra, esta magnitud es igual a 1 cm.

La atmósfera marciana se encuentra estratificada en tres grandes zonas:

1) Atmósfera Baja.

2) Atmósfera Media.

3) Atmósfera Alta.

En la Atmósfera Baja, la velocidad de los vientos cambia entre 2 m/s (7,2 Km/H) a 30 m/s (108 Km/h). En la Tierra, la velocidad media de los vientos es de unos 100 m/s, unos 360 Km/h. En algunas ocasiones, las velocidades de los vientos alcanzan los 40 – 50 m/s, levantando grandes cantidades de polvo que en ocasiones cubren todo el planeta.

La composición de la atmósfera baja es: dióxido de carbono (95,3%), nitrógeno (2,7%), argón (1,6%), oxígeno (0,13%), monóxido de carbono (0,08%) y trazas de otros gases y compuestos, entre los que se encuentran el agua (210 ppm), óxido de nitrógeno (100 ppm – partes por millón), neón (2,5 ppm), metano (1,7 ppm), deuterio (0,85 ppm) y kriptón (0,3 ppm). En la baja atmósfera se encuentran delgadas nubes de hielo producidas por la sublimación atmosférica del dióxido de carbono y agua, arrastradas por los fuertes vientos que barren los casquetes polares.

Por encima de los 45 kilómetros de altitud, se encuentra la Atmósfera Media en donde las corrientes de chorro arremolinan el polvo de la superficie marciana, dándole al cielo su característico color naranja. Mediciones realizadas con las sondas espaciales han determinado que el tamaño característico de las partículas de este polvo alcanzan los 1,5 mm (micras).

Por encima de los 100 kilómetros se encuentra la Alta Atmósfera, también denominada Termósfera. Esta capa es calentada por el Sol. A falta de un poderoso campo magnético, a través de esta capa se fugan los gases de la atmósfera al espacio.

Ya por encima de los 200 kilómetros se extiende la exosfera del planeta: una delgada capa de gases muy tenue que se va disgregando a medida que la distancia aumenta. La profundidad de la misma todavía se encuentra bajo estudio.

El punto más caluroso en el planeta puede alcanzar los 300 kelvins (26,85 °C) cerca del mediodía hora local, pero las temperaturas se precipitan a menos de 192 kelvins (- 81,15 °C) durante las noches. Estas temperaturas fueron medidas en el sitio de aterrizaje de la sonda Viking 2. Las regiones polares están mucho más frías, como lo confirmó en 2008, el aterrizador Phoenix de la NASA, que descendió cerca del círculo polar norte de Marte.

La temperatura de la superficie marciana es lo suficientemente alta para el agua líquida pueda existir brevemente durante los días de verano. Sin embargo, debido a la presión atmosférica tan baja, el agua líquida se evapora rápidamente.

Cuando el invierno empieza, las moléculas de agua se hielan y se adhieren a las partículas de polvo en la atmósfera. Las moléculas de dióxido de carbono también se adhieren durante las frías noches, y cuando las partículas tienen la suficiente masa, se precipitan a la superficie. Las imágenes reenviadas por la sonda Viking 2 en la superficie de Marte nos muestran esta escarcha en el suelo marciano en el amanecer. Al ascender el Sol sobre el horizonte, se vaporiza el dióxido de carbono pero no el agua.

Escarcha en Marte en la región de Utopia Planitia. Sonda Viking 2. Crédito: NASA.

Nubes o nieblas de cristales de hielo de agua se forman sobre la media hora después del alba en las áreas calentadas por el Sol. Más allá de las latitudes de 65°, se producen las condiciones para el dióxido de carbono se congele y se forme una capa de nubes de dióxido de carbono y se produzcan caídas sobre las regiones polares. Los casquetes polares cambian mucho de tamaño debido a que se encuentran constituidos en su mayor parte por dióxido de carbono y se encuentran sometidos a los cambios de temperatura estacionales de Marte. La sonda Phoenix excavó unas pequeñas zanjas en la tierra cercana al aterrizador y encontró evidencias de una capa de permafrost muy cerca de la superficie.

El casquete polar sur de Marte es más pequeño que el norte debido a que el planeta se encuentra más cerca al Sol durante el verano en el hemisferio sur, que en el verano del hemisferio norte.

La presión atmosférica cambia un 26% debido a los cambios estacionales de vaporización/condensación del dióxido de carbono en los polos. Mucho del dióxido de carbono vaporizado se desplaza a los polos y se precipita allí. En los hemisferios norte y sur, los sistemas de alta presión se forman durante meses de verano y los de baja presión se desarrollan durante invierno. La máxima diferencia de presión ocurre cuando es verano en el hemisferio del sur e invierno en el hemisferio norte.

Las corrientes de viento de gran potencia fluyen hacia el polo norte durante el invierno norteño y hacia el polo sur durante el invierno en el sur. Las partículas del polvo recogidas por estos vientos causan las tormentas del polvo, las cuales pueden adquirir gran potencia. Estas tormentas causan una pequeña corrosión debido a que la delgada atmósfera marciana sólo puede transportar partículas muy pequeñas de polvo. La sonda Viking 1 llegó a medir ráfagas moderadas de viento de 26 metros por segundo. Las tormentas más vigorosas pueden involucrar velocidades de viento mayor de 50 metros por segundo. Las sondas robot Spirit y Opportunity lograron fotografiar varios remolinos de polvo (llamados dust devil), algunos de los cuales le sirvieron a los rover, al limpiar de polvo los paneles solares.

Remolino fotografiado el 16 de febrero de 2012 por la sonda estadounidense MRO. Remolino captado por el rover Opportunity (31marzo2016) con su cámara NavCam. Crédito: NASA, JPL-CalTech.

Algunos datos recolectados implican que la atmósfera marciana era más densa en el pasado. Los zurcos (no canales) encontrados por la nave espacial Mariner tienen la misma apariencia que los canales formados en la Tierra por el flujo de agua. Muchos cráteres muestran más erosión de lo que es posible con la atmósfera actual. La evidencia indirecta indica que cantidades significativas de nitrógeno, agua y dióxido de carbono se han desgasificado desde el interior del planeta. Por lo tanto, muchos astrónomos creen que la atmósfera marciana alguna vez fue más densa y cálida que ahora y que se humedeció periódicamente a medida que se fundían las capas polares. Los ríos pueden haber fluido durante estos períodos. Con el paso del tiempo, la presión disminuyó gradualmente a medida que el vapor de agua y el dióxido de carbono se perdieron de la atmósfera. Esas pérdidas redujeron la capacidad de la atmósfera para retener el calor. Un cambio en la inclinación del eje de rotación de Marte y un cambio en su trayectoria orbital también redujeron la temperatura. Cuando las temperaturas cayeron, el agua de la atmósfera quedó atrapada permanentemente en los casquetes polares. Finalmente, también se depositó mucho dióxido de carbono en los casquetes polares, y se estableció el actual ciclo de vaporización y condensación. La sonda Phoenix observó que el hielo de agua sólida expuesta se sublimó al ser expuesta al ambiente.

A mediados de enero de 2009, la NASA anunció el descubrimiento de metano en la atmósfera de Marte. Este descubrimiento se realizó gracias a la observación con grandes telescopios ubicados a gran altitud (cima del Mauna Kea, Hawái). Los astrónomos detectaron la firma infrarroja de metano en la delgada atmósfera marciana. Al carecer de protección contra la radiación ultravioleta solar, las moléculas de metano en la atmósfera estarían sujetas a disociación. Por lo tanto, la detección de cantidades significativas de metano indicó que el gas se estaba reponiendo. La producción de metano puede tener dos vías: una geológica y otra biológica. La fuente geológica de metano marciano podría implicar la conversión de óxido de hierro en minerales serpentinos, un proceso que requeriría agua, dióxido de carbono y una fuente interna de calor; Este proceso ocurre en la Tierra. Un origen biológico para el metano marciano visto en la atmósfera implicaría procesos de digestión dentro de microorganismos. Los datos de metano que informó la NASA no pudieron utilizarse para distinguir entre una fuente biológica o geológica. Como resultado, la NASA consideró el envío de sondas robots para determinar el origen del metano en Marte.