La atmósfera de Marte: composición química, condiciones meteorológicas y clima en el pasado. Atmósfera de Marte Elemento primario de la atmósfera de Marte.

Como cualquier planeta grande, Marte tiene atmósfera. Consiste en una sustancia gaseosa que retiene el planeta debido a la gravedad. Sin embargo, el aire de Marte es muy diferente al de la Tierra.

Información general sobre la atmósfera de Marte.

La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra. Su altura es de 11 km, que es aproximadamente el 9-10% de la de la Tierra. Esto se debe a la débil fuerza gravitacional del planeta, incapaz de retener una capa más amplia de gas. El pequeño espesor y densidad de la atmósfera provoca fenómenos aéreos que no se pueden encontrar en la Tierra.

Químicamente, la atmósfera se compone principalmente de dióxido de carbono.

La densidad de la atmósfera también es muy baja: más de 61 veces menor que la densidad media de la Tierra.

Por sus propiedades, la atmósfera está constantemente expuesta al viento solar, perdiendo materia y disipándose más rápido que en otros planetas. Este proceso se llama disipación. Esto se debe a que el planeta Marte no tiene campo magnético.

Estructura atmosférica

Aunque es delgada, la atmósfera marciana es heterogénea y tiene una estructura en capas. Su estructura se ve así:

● Debajo de todas las capas está la troposfera. Ocupa todo el espacio desde la superficie hasta 20-30 km. La temperatura aquí disminuye uniformemente a medida que aumenta. El límite superior de la troposfera no es fijo y cambia de posición a lo largo del año.

● Arriba está la estratomesosfera. La temperatura en esta parte es aproximadamente la misma e igual a –133 °C. Continúa hasta una altitud de 100 km sobre la superficie, donde termina con él toda la atmósfera inferior.

● Todo lo que se encuentra arriba (hasta el límite donde comienza el espacio) se llama atmósfera superior. Otro nombre para esta capa es termosfera y su temperatura media es de 200 a 350 K.

● En su interior se encuentra la ionosfera que, como su nombre indica, se caracteriza por un alto nivel de ionización resultante de la radiación solar. Comienza aproximadamente en el mismo lugar que toda la parte superior y tiene una longitud de aproximadamente 400 km.

● A una altitud de unos 230 km termina la termosfera. Su última capa se llama ecobase.

● La quimiosfera, que no pertenece ni a la atmósfera superior ni a la inferior, está definida y en ella se producen reacciones químicas iniciadas por la luz. Debido a que Marte carece de cualquier equivalente a la capa de ozono de la Tierra, esta capa comienza en el nivel de la superficie. Y termina a una altitud de 120 km.

Así, la superficie de Marte está cubierta por una atmósfera bastante fina y enrarecida, que, sin embargo, tiene una estructura relativamente compleja. En total, la atmósfera de Marte consta de siete capas, pero este número puede variar según las diferentes fuentes, ya que los científicos aún no se han puesto de acuerdo sobre la naturaleza de algunas capas.

No creas que la estructura en capas indica estática. La atmósfera de Marte también es propensa a cambiar, como la de la Tierra: contiene tanto circulación general como movimientos privados de corrientes de aire.

Composición atmosférica

La composición química de la atmósfera de Marte es muy diferente a la de la Tierra. El aire de Marte se compone de los siguientes gases:

● La atmósfera del planeta Marte se basa en dióxido de carbono. Ocupa aproximadamente el 95% de su volumen. Este es el único gas pesado que el planeta puede contener.

● La mayor parte del dióxido de carbono es CO2, pero el monóxido de carbono CO también constituye una parte. Esta fracción es inusualmente pequeña y ha llevado a los científicos a teorizar sobre por qué el CO no se acumula.

● Nitrógeno N2. Constituye una parte muy pequeña de la atmósfera: sólo el 2,7%. Sin embargo, sólo puede permanecer en la atmósfera en forma de molécula doble. La radiación del Sol descompone continuamente el nitrógeno atmosférico en átomos, tras lo cual se disipa.

● El argón ocupa el 1,6% y está representado principalmente por el isótopo pesado argón-40.

● En Marte también hay oxígeno, pero se encuentra principalmente en la atmósfera superior y aparece durante la descomposición de otras sustancias, desde donde pasa a las capas inferiores. Debido a esto, a una altitud de aproximadamente 110 km y más hay de 3 a 4 veces más O2 que por debajo de este nivel. No pueden respirar.

● El ozono es el gas más incierto de la atmósfera marciana. Su contenido depende de la temperatura del aire y, por tanto, de la época del año, latitud y hemisferio.

● El metano en Marte, a pesar de su bajo contenido en la atmósfera, es uno de los gases más misteriosos del planeta. Puede tener varias fuentes, pero las más relevantes son dos: la influencia de las temperaturas (por ejemplo, en los volcanes) y el procesamiento de sustancias por parte de bacterias y rumiantes, tras lo cual se forma metano bacteriano. Esto último es de particular interés para la astrobiología: es lo que se busca en planetas potencialmente habitados para demostrar que tienen vida. Se desconoce qué puede indicar el metano que aparece en ráfagas en Marte.

● En la atmósfera de Marte también se encuentran compuestos orgánicos como H2CO, HCl y SO2. Pueden aclarar la cuestión discutida anteriormente, ya que su presencia indica la ausencia de actividad volcánica y, por lo tanto, de metano termogénico.

● Agua. Aunque su contenido es cientos de veces menor que en las regiones más secas de la Tierra, todavía está presente.

● También vale la pena mencionar que la atmósfera de Marte está llena de pequeñas partículas de polvo (principalmente óxido de hierro). Hacen que la atmósfera sea de color naranja rojizo desde el exterior, y también son responsables de los colores del cielo, lo opuesto a los de la Tierra: los cielos diurnos en Marte son de color marrón amarillento, al atardecer y al amanecer se vuelven rosados, y alrededor el sol se vuelven azules.

Nubes

La atmósfera del Planeta Rojo es capaz de formar los mismos fenómenos que la terrestre. Por ejemplo, en Marte hay nubes.

En la atmósfera del planeta Marte hay muy poca agua vaporosa, pero todavía suficiente para que se formen nubes. La mayoría de las veces se encuentran a una altitud de una a tres decenas de kilómetros sobre la superficie. El vapor de agua concentrado se acumula en las nubes principalmente en el ecuador; allí se puede observar durante todo el año.

Además, una nube en Marte también puede producir CO2. Suele estar situado por encima del agua (a una altitud de unos 20 km).

También hay nieblas en Marte. Muy a menudo, en tierras bajas y cráteres, de noche.

Un día se descubrieron sistemas de nubes en forma de vórtices en una fotografía de la atmósfera marciana. Esto era evidencia de un fenómeno climático más complejo: un ciclón. En la Tierra esto es un fenómeno común, pero en otros planetas es bastante inusual. Aún no se sabe nada más sobre los ciclones marcianos.

No hay lluvia ordinaria en Marte, pero entre los fenómenos naturales a veces se observa virga: gotas o nieve que se evaporan en el aire antes de llegar al suelo.

Efecto invernadero

La conversación sobre el efecto invernadero en Marte siempre se produce en el contexto de una discusión sobre el agua líquida que alguna vez existió en él. Los "ríos" en la superficie ya hablan de esto, pero esto no fue suficiente para los científicos y decidieron encontrar lo que permitió que apareciera el H2O líquido.
Cuando Marte era un planeta joven, sus volcanes eran extremadamente activos. Cada explosión volcánica en Marte liberaba dióxido de carbono y metano, que se descomponían al exponerse a la luz solar, produciendo hidrógeno y creando el “efecto invernadero del hidrógeno”. En algún momento, la concentración de este último gas aumentó tanto que permitió la existencia de lagos, ríos e incluso océanos enteros de agua. Sin embargo, con el tiempo, la atmósfera del planeta se diluyó y ya no podía proporcionar las condiciones en las que el agua permaneciera líquida. Actualmente, en Marte sólo se puede encontrar vapor de agua o hielo. La transición de un estado de agregación a otro se produce mediante sublimación, sin pasar por la etapa líquida. Esto se puede considerar una característica única en la historia de la atmósfera de Marte, ya que esto aún no ha sucedido en ningún otro planeta. Sin embargo, esto es sólo una teoría científica.

Presión

En promedio, la presión atmosférica en Marte es de 4,5 mmHg o 600 Pascales. Esto es una 169ª parte de la presión promedio en la Tierra. Tal presión hace imposible que una persona sobreviva en la superficie sin un traje espacial. Las personas que se encuentran en la superficie abierta del planeta Marte sin protección se enfrentan a una muerte instantánea. La razón de esto es la existencia del llamado límite de Armstrong: el nivel de presión al que hierve el agua a la temperatura normal del cuerpo humano. La presión atmosférica en la superficie de Marte está muy por debajo de este límite.

remolinos de polvo

Las tormentas de polvo que ocurren regularmente en Marte son una característica de este planeta. Son causadas por tormentas en Marte, en las que la velocidad del viento alcanza los 100 km/h. El aire acumula polvo que flota en la atmósfera a una altura de hasta 50 km. Esto da lugar a esas mismas tormentas de polvo en Marte. La mayoría de las veces ocurren en las regiones polares y duran entre 1,5 y 3 meses. Las tormentas de arena también ocurren en Marte de manera similar. La única diferencia es que esta vez las partículas más grandes que se depositan en la superficie (arena) se elevan al aire.

Sin embargo, si hay viento en Marte, entonces también debe haber fenómenos aéreos peligrosos que este provoque. Por ejemplo, tornados. Al igual que las tormentas, levantan arena y polvo en el aire, pero se extienden cientos de metros de ancho y kilómetros de altura y parecen mucho más peligrosas (aunque su velocidad es tres veces menor que la de las tormentas: sólo 30 km/h). Debido a la misma baja densidad de la atmósfera, los tornados en Marte se parecen más a tornados. Su segundo nombre es remolinos de polvo. Desde la órbita se puede ver cómo dejan remolinos negros en la superficie de arena clara.

Radiación

La radiación en Marte no representa menos peligro para las personas que el polvo o la baja presión. Hay dos razones para esto: la debilidad y rarefacción de la atmósfera y la ausencia de una magnetosfera en el planeta Marte. La parte aérea no puede proteger su superficie de la radiación cósmica. Por eso, en unos días que pase en el planeta sin protección, un astronauta recibirá una dosis anual de radiación.

Terraformación

A pesar de todo esto, la gente todavía sueña con conquistar Marte e incluso hacerlo habitable. La atmósfera de Marte es uno de los principales obstáculos en este camino. Sin embargo, se propone terraformar Marte no sólo proporcionándole oxígeno y una atmósfera densa, sino también creando una gran fuente de combustible espacial. Se propone descomponer químicamente el dióxido de carbono en oxígeno y CO, que pueden utilizarse para abastecer a la colonia y transportar combustible para establecer comunicación con la Tierra.

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✪ Proyecto DISCOVER-AQ - investigación atmosférica (NASA en ruso)

✪ NASA en ruso: 18/01/13 - resumen de video de la NASA para la semana

✪ MASA NEGATIVA [Noticias de ciencia y tecnología]

✪ Marte, 1968, ensayo cinematográfico de ciencia ficción, dirigido por Pavel Klushantsev

✪ 5 señales de vida en Marte - La cuenta atrás #37

Subtítulos

Estudiando

La atmósfera de Marte fue descubierta incluso antes de los vuelos de estaciones interplanetarias automáticas al planeta. Gracias al análisis espectral y a las oposiciones de Marte con la Tierra, que ocurren una vez cada 3 años, los astrónomos ya en el siglo XIX sabían que tiene una composición muy homogénea, de la cual más del 95% es dióxido de carbono. Si se compara con el 0,04% de dióxido de carbono en la atmósfera terrestre, resulta que la masa de dióxido de carbono atmosférico marciano supera la masa de la Tierra en casi 12 veces, por lo que al terraformar Marte, la contribución del dióxido de carbono al efecto invernadero puede crear un El clima es cómodo para los humanos un poco antes de lo que se alcanza una presión de 1 atmósfera, incluso teniendo en cuenta la mayor distancia entre Marte y el Sol.

A principios de la década de 1920, las primeras mediciones de la temperatura de Marte se realizaron utilizando un termómetro colocado en el foco de un telescopio reflector. Las mediciones realizadas por W. Lampland en 1922 dieron una temperatura superficial promedio de Marte de 245 (-28 °C), E. Pettit y S. Nicholson en 1924 obtuvieron 260 K (-13 °C). W. Sinton y J. Strong obtuvieron en 1960 un valor más bajo: 230 K (-43 °C). Las primeras estimaciones de la presión (promediada) se obtuvieron recién en los años 60 utilizando espectroscopios IR terrestres: la presión de 25 ± 15 hPa obtenida a partir del ensanchamiento de Lorentz de las líneas de dióxido de carbono significaba que era el componente principal de la atmósfera.

La velocidad del viento se puede determinar mediante el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales. Para ello, se midió el desplazamiento de las líneas en el rango milimétrico y submilimétrico, y las mediciones con un interferómetro permiten obtener la distribución de velocidades en toda una capa de gran espesor.

Los datos más detallados y precisos sobre la temperatura del aire y la superficie, la presión, la humedad relativa y la velocidad del viento se miden continuamente mediante la instrumentación de la Estación de Monitoreo Ambiental del Rover (REMS) a bordo del rover Curiosity que opera en el cráter Gale desde 2012. Y el dispositivo MAVEN, que está en órbita alrededor de Marte desde 2014, está diseñado específicamente para un estudio detallado de las capas superiores de la atmósfera, su interacción con las partículas del viento solar y, en particular, la dinámica de dispersión.

Una serie de procesos que son complejos o que aún no son posibles de observar directamente están sujetos únicamente a modelización teórica, pero también es un método de investigación importante.

Estructura atmosférica

En general, la atmósfera de Marte se divide en inferior y superior; esta última se considera la región situada por encima de los 80 km de la superficie, donde los procesos de ionización y disociación desempeñan un papel activo. A su estudio se dedica un apartado, que comúnmente se denomina aeronomía. Normalmente, cuando la gente habla de la atmósfera de Marte, se refiere a la atmósfera inferior.

Además, algunos investigadores distinguen dos grandes capas: la homosfera y la heterosfera. En la homosfera, la composición química no depende de la altitud, ya que los procesos de transferencia de calor y humedad en la atmósfera y su intercambio vertical están enteramente determinados por mezcla turbulenta. Dado que la difusión molecular en la atmósfera es inversamente proporcional a su densidad, a partir de cierto nivel este proceso se vuelve predominante y es la característica principal de la capa superior, la heterosfera, donde se produce la separación por difusión molecular. La interfaz entre estas conchas, que se encuentra a altitudes de entre 120 y 140 km, se llama turbopausa.

Atmósfera inferior

Se extiende desde la superficie hasta una altura de 20-30 km. troposfera, donde la temperatura disminuye con la altura. El límite superior de la troposfera varía según la época del año (el gradiente de temperatura en la tropopausa varía de 1 a 3 grados/km con un valor medio de 2,5 grados/km).

Por encima de la tropopausa se encuentra la región isotérmica de la atmósfera. estratomesosfera, que se extiende hasta una altitud de 100 km. La temperatura media de la estratomesosfera es excepcionalmente baja y asciende a -133°C. A diferencia de la Tierra, donde la estratosfera contiene predominantemente todo el ozono atmosférico, en Marte su concentración es insignificante (se distribuye desde altitudes de 50 a 60 km hasta la superficie misma, donde es máxima).

Atmósfera superior

Por encima de la estratomesosfera se extiende la capa superior de la atmósfera. termosfera. Se caracteriza por un aumento de temperatura con la altura hasta un valor máximo (200-350 K), después del cual permanece constante hasta el límite superior (200 km). En esta capa se registró la presencia de oxígeno atómico; su densidad a una altitud de 200 km alcanza 5-6⋅10 7 cm −3. La presencia de una capa dominada por oxígeno atómico (así como el hecho de que el principal componente neutro es el dióxido de carbono) une la atmósfera de Marte con la de Venus.

Ionosfera- una zona con un alto grado de ionización - se encuentra en el rango de altitud de aproximadamente 80-100 a aproximadamente 500-600 km. El contenido de iones es mínimo durante la noche y máximo durante el día, cuando la capa principal se forma a una altitud de 120-140 km debido a la fotoionización del dióxido de carbono. ultravioleta extremo radiación del Sol CO 2 + hν → CO 2 + + e - , así como reacciones entre iones y sustancias neutras CO 2 + + O → O 2 + + CO y O + + CO 2 → O 2 + + CO. La concentración de iones, de los cuales 90% O 2 + y 10% CO 2 +, alcanza los 10 5 por centímetro cúbico (en otras zonas de la ionosfera es 1-2 órdenes de magnitud menor). Es de destacar que los iones O 2 + predominan en la ausencia casi total del oxígeno molecular en la atmósfera de Marte. La capa secundaria se forma en la región de 110 a 115 km debido a la suave radiación de rayos X y la eliminación de electrones rápidos. A una altitud de 80 a 100 km, algunos investigadores identifican una tercera capa, que a veces se manifiesta bajo la influencia de partículas de polvo cósmico que introducen iones metálicos Fe +, Mg +, Na + en la atmósfera. Sin embargo, posteriormente se confirmó no sólo la aparición de estos últimos (y casi en todo el volumen de la atmósfera superior) debido a la ablación de materia de meteoritos y otros cuerpos cósmicos que ingresan a la atmósfera de Marte, sino también su presencia generalmente constante. Además, debido a la ausencia de campo magnético en Marte, su distribución y comportamiento difieren significativamente de lo que se observa en la atmósfera terrestre. Por encima del máximo principal pueden aparecer otras capas adicionales debido a la interacción con el viento solar. Por tanto, la capa de iones O + es más pronunciada a una altitud de 225 km. Además de los tres tipos principales de iones (O 2 +, CO 2 y O +), hace relativamente poco tiempo H 2 +, H 3 +, He +, C +, CH +, N +, NH +, OH +, H. También se registraron 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2++ y HCO2+. Por encima de los 400 km, algunos autores identifican una “ionopausia”, pero aún no hay consenso al respecto.

En cuanto a la temperatura del plasma, cerca del máximo principal la temperatura de los iones es de 150 K, aumentando a 210 K a una altitud de 175 km. Más arriba, el equilibrio termodinámico de los iones con el gas neutro se altera considerablemente y su temperatura aumenta bruscamente hasta los 1.000 K a una altitud de 250 km. La temperatura de los electrones puede ser de varios miles de Kelvin, aparentemente debido al campo magnético en la ionosfera, y aumenta al aumentar el ángulo cenital del Sol y no es la misma en los hemisferios norte y sur, lo que puede deberse a la asimetría del Campo magnético residual de la corteza marciana. En general, incluso se pueden distinguir tres poblaciones de electrones de alta energía con diferentes perfiles de temperatura. El campo magnético también afecta la distribución horizontal de los iones: sobre las anomalías magnéticas se forman corrientes de partículas de alta energía que se retuercen a lo largo de las líneas del campo, lo que aumenta la intensidad de la ionización y se observa una mayor densidad de iones y estructuras locales.

A una altitud de 200-230 km se encuentra el límite superior de la termosfera: la exobase, por encima de la cual comienza aproximadamente a una altitud de 250 km. exosfera Marte. Consiste en sustancias ligeras (hidrógeno, carbono, oxígeno) que aparecen como resultado de reacciones fotoquímicas en la ionosfera subyacente, por ejemplo, la recombinación disociativa de O 2 + con electrones. Se produce un suministro continuo de hidrógeno atómico a la atmósfera superior de Marte debido a la fotodisociación del vapor de agua en la superficie marciana. Debido a que la concentración de hidrógeno disminuye muy lentamente con la altitud, el elemento es un componente importante de las capas más externas de la atmósfera del planeta y forma una corona de hidrógeno que se extiende a una distancia de unos 20.000 km, aunque no existe un límite estricto y las partículas de esta La región simplemente se dispersa gradualmente en el espacio circundante.

En ocasiones también se libera en la atmósfera de Marte. quimiosfera- una capa donde se producen reacciones fotoquímicas, y dado que, debido a la falta de una pantalla de ozono, como en la Tierra, la radiación ultravioleta llega a la superficie misma del planeta, son posibles incluso allí. La quimiosfera marciana se extiende desde la superficie hasta una altitud de unos 120 km.

Composición química de la atmósfera inferior.

A pesar de la fuerte rarefacción de la atmósfera marciana, la concentración de dióxido de carbono en ella es aproximadamente 23 veces mayor que en la atmósfera terrestre.

• Actualmente, el nitrógeno (2,7%) se está disipando activamente en el espacio. En forma de molécula diatómica, el nitrógeno se mantiene estable gracias a la gravedad del planeta, pero la radiación solar lo divide en átomos individuales y abandona fácilmente la atmósfera.
• El argón (1,6%) está representado por el isótopo pesado argón-40, que es relativamente resistente a la disipación. La luz 36 Ar y 38 Ar están presentes sólo en partes por millón
• Otros gases nobles: neón, criptón, xenón (ppm)
• El óxido de carbono (CO) es un producto de la fotodisociación del CO 2 y representa 7,5⋅10 -4 de la concentración de este último; este es un valor inexplicablemente pequeño, ya que la reacción inversa CO + O + M → CO 2 + M es prohibido, y mucho más tendría que acumularse CO. Se han propuesto varias teorías sobre cómo el monóxido de carbono aún puede oxidarse a dióxido de carbono, pero todas tienen uno u otro inconveniente.
• Oxígeno molecular (O 2): aparece como resultado de la fotodisociación tanto del CO 2 como del H 2 O en la atmósfera superior de Marte. En este caso, el oxígeno se difunde hacia las capas inferiores de la atmósfera, donde su concentración alcanza 1,3⋅10 -3 de la concentración de CO 2 cerca de la superficie. Al igual que el Ar, el CO y el N 2, es una sustancia no condensable en Marte, por lo que su concentración también sufre variaciones estacionales. En la atmósfera superior, a una altitud de 90-130 km, el contenido de O 2 (fracción relativa al CO 2) es 3-4 veces mayor que el valor correspondiente para la atmósfera inferior y tiene un promedio de 4⋅10 -3, variando en el rango de 3.1⋅10 -3 a 5.8⋅10 -3. En la antigüedad, la atmósfera de Marte contenía, sin embargo, una cantidad mayor de oxígeno, comparable a la que tenía en la joven Tierra. El oxígeno, incluso en forma de átomos individuales, ya no se disipa tan activamente como el nitrógeno, debido a su mayor peso atómico, lo que le permite acumularse.
• Ozono: su cantidad varía mucho según la temperatura de la superficie: es mínima durante el equinoccio en todas las latitudes y máxima en el polo, donde es invierno, además, es inversamente proporcional a la concentración de vapor de agua. Hay una capa de ozono pronunciada a una altitud de unos 30 km y otra entre 30 y 60 km.
• Agua. El contenido de H 2 O en la atmósfera de Marte es aproximadamente de 100 a 200 veces menor que en la atmósfera de las regiones más secas de la Tierra y representa un promedio de 10 a 20 micrones de la columna de agua depositada. La concentración de vapor de agua sufre importantes variaciones estacionales y diurnas. El grado de saturación del aire con vapor de agua es inversamente proporcional al contenido de partículas de polvo, que son centros de condensación, y en determinadas zonas (en invierno, a una altitud de 20 a 50 km) se registró vapor cuya presión supera la presión de vapor saturado 10 veces, mucho más que en la atmósfera terrestre.
• Metano. Desde 2003, ha habido informes de registro de emisiones de metano de origen desconocido, pero ninguno de ellos puede considerarse confiable debido a ciertas deficiencias en los métodos de registro. En este caso, estamos hablando de valores extremadamente pequeños: 0,7 ppbv (límite superior: 1,3 ppbv) como valor de fondo y 7 ppbv para ráfagas episódicas, que está al borde de la solucion. Dado que junto a esto también se publicó información sobre la ausencia de CH 4 confirmada por otros estudios, esto puede indicar alguna fuente intermitente de metano, así como la existencia de algún mecanismo para su rápida destrucción, mientras que la duración de la destrucción fotoquímica del esta sustancia se estima en 300 años. La discusión sobre este tema está actualmente abierta y es de particular interés en el contexto de la astrobiología, debido a que en la Tierra esta sustancia es de origen biogénico.
• Trazas de algunos compuestos orgánicos. Los más importantes son los límites superiores de H 2 CO, HCl y SO 2, que indican la ausencia, respectivamente, de reacciones con cloro, así como de actividad volcánica, en particular, el origen no volcánico del metano, si se confirma su existencia. confirmado.

La composición y presión de la atmósfera de Marte hacen imposible que los humanos y otros organismos terrestres respiren. Para trabajar en la superficie del planeta se requiere un traje espacial, aunque no tan voluminoso y protegido como para la Luna y el espacio exterior. La atmósfera de Marte en sí no es tóxica y está formada por gases químicamente inertes. La atmósfera ralentiza un poco los cuerpos de meteoritos, por lo que en Marte hay menos cráteres que en la Luna y son menos profundos. Los micrometeoritos se queman por completo sin llegar a la superficie.

Agua, nubes y precipitaciones.

La baja densidad no impide que en la atmósfera se formen fenómenos a gran escala que afectan el clima.

En la atmósfera marciana no hay más de una milésima de porcentaje de vapor de agua, pero según los resultados de estudios recientes (2013), esto es todavía más de lo que se pensaba anteriormente, y más que en las capas superiores de la atmósfera terrestre. y a baja presión y temperatura se encuentra en un estado cercano a la saturación, por lo que a menudo se acumula en nubes. Como regla general, las nubes de agua se forman a altitudes de 10 a 30 km sobre la superficie. Se concentran principalmente en el ecuador y se observan casi durante todo el año. Las nubes que se observan en los niveles altos de la atmósfera (más de 20 km) se forman como resultado de la condensación de CO 2. El mismo proceso es responsable de la formación de nubes bajas (a menos de 10 km de altitud) en las regiones polares en invierno, cuando la temperatura atmosférica desciende por debajo del punto de congelación del CO 2 (-126 ° C); en verano se forman formaciones delgadas similares de hielo H 2 O

• Uno de los fenómenos atmosféricos interesantes y raros en Marte se descubrió ("Viking-1") al fotografiar la región polar norte en 1978. Se trata de estructuras ciclónicas, claramente identificadas en las fotografías por sistemas de nubes en forma de vórtices con circulación en sentido contrario a las agujas del reloj. Fueron descubiertos en la zona de latitud 65-80° N. w. durante la época “cálida” del año, desde primavera hasta principios de otoño, cuando se instala aquí el frente polar. Su aparición se debe al marcado contraste de temperaturas superficiales que existe en esta época del año entre el borde de la capa de hielo y las llanuras circundantes. Los movimientos ondulatorios de masas de aire asociados con dicho frente conducen a la aparición de vórtices ciclónicos tan familiares para nosotros en la Tierra. Los sistemas de nubes de vórtice descubiertos en Marte tienen un tamaño de 200 a 500 km, su velocidad de movimiento es de aproximadamente 5 km/h y la velocidad del viento en la periferia de estos sistemas es de aproximadamente 20 m/s. La duración de la existencia de un remolino ciclónico individual varía de 3 a 6 días. Las temperaturas en la parte central de los ciclones marcianos indican que las nubes están formadas por cristales de hielo de agua.

  De hecho, se ha observado nieve más de una vez. Así, en el invierno de 1979, cayó una fina capa de nieve en la zona de aterrizaje del Viking-2, que permaneció durante varios meses.

  Tormentas de polvo y remolinos de polvo

  Un rasgo característico de la atmósfera de Marte es la presencia constante de polvo; Según mediciones espectrales, el tamaño de las partículas de polvo se estima en 1,5 μm. La baja gravedad permite que incluso corrientes de aire finas levanten enormes nubes de polvo a una altura de hasta 50 km. Y los vientos, que son una de las manifestaciones de las diferencias de temperatura, a menudo soplan sobre la superficie del planeta (especialmente a finales de la primavera y principios del verano en el hemisferio sur, cuando la diferencia de temperatura entre los hemisferios es especialmente pronunciada), y su velocidad alcanza 100m/s. De esta manera se forman extensas tormentas de polvo, que durante mucho tiempo se observaron como nubes amarillas individuales y, a veces, como un velo amarillo continuo que cubre todo el planeta. La mayoría de las veces, las tormentas de polvo ocurren cerca de los casquetes polares y su duración puede alcanzar entre 50 y 100 días. Generalmente se observa una tenue neblina amarilla en la atmósfera después de grandes tormentas de polvo y se detecta fácilmente mediante métodos fotométricos y polarimétricos.

  Las tormentas de polvo, claramente visibles en las imágenes tomadas desde vehículos orbitales, resultaron apenas perceptibles cuando se fotografiaron desde los módulos de aterrizaje. El paso de las tormentas de polvo en los lugares de aterrizaje de estas estaciones espaciales se registró únicamente por un cambio brusco de temperatura, presión y un oscurecimiento muy leve del fondo general del cielo. La capa de polvo que se depositó después de la tormenta en las proximidades de los lugares de desembarco de los Viking era de sólo unos pocos micrómetros. Todo esto indica una capacidad de carga bastante baja de la atmósfera marciana.

  Desde septiembre de 1971 hasta enero de 1972 se produjo en Marte una tormenta de polvo global que impidió incluso fotografiar la superficie de la sonda Mariner 9. La masa de polvo en la columna atmosférica (con una profundidad óptica de 0,1 a 10), estimada durante este período, osciló entre 7,8⋅10 -5 y 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Así, el peso total de las partículas de polvo en la atmósfera de Marte durante el período de tormentas de polvo globales puede alcanzar entre 10 8 y 10 9 toneladas, lo que es comparable a la cantidad total de polvo en la atmósfera terrestre.

  • La aurora fue registrada por primera vez por el espectrómetro UV SPICAM a bordo de la nave espacial Mars Express. Luego fue observado repetidamente por el aparato MAVEN, por ejemplo, en marzo de 2015, y en septiembre de 2017, el detector de evaluación de radiación (RAD) del rover Curiosity registró un evento mucho más poderoso. El análisis de los datos del aparato MAVEN también reveló auroras de un tipo fundamentalmente diferente: difusas, que ocurren en latitudes bajas, en áreas no ligadas a anomalías del campo magnético y causadas por la penetración de partículas con muy alta energía, alrededor de 200 keV, en el atmósfera.

    Además, la radiación ultravioleta extrema del Sol provoca el llamado resplandor intrínseco de la atmósfera (en inglés airglow).

    El registro de las transiciones ópticas durante las auroras y su propio brillo proporciona información importante sobre la composición de la atmósfera superior, su temperatura y su dinámica. Por tanto, el estudio de las bandas γ y δ de la emisión de óxido nítrico durante la noche ayuda a caracterizar la circulación entre áreas iluminadas y no iluminadas. Y el registro de la radiación con una frecuencia de 130,4 nm durante su propio resplandor ayudó a revelar la presencia de oxígeno atómico a alta temperatura, lo que fue un paso importante para comprender el comportamiento de las exosferas y coronas atmosféricas en general.

    Color

    Las partículas de polvo que llenan la atmósfera de Marte están compuestas principalmente de óxido de hierro, lo que le confiere un tono rojo rojizo.

    Según las mediciones, la atmósfera tiene un espesor óptico de 0,9, lo que significa que sólo el 40% de la radiación solar incidente llega a la superficie de Marte a través de su atmósfera, y el 60% restante es absorbido por el polvo suspendido en el aire. Sin él, el cielo marciano tendría aproximadamente el mismo color que el cielo de la Tierra a una altitud de 35 kilómetros. Cabe destacar que en este caso el ojo humano se adaptaría a estos colores, y el balance de blancos se ajustaría automáticamente para que el cielo se viera igual que en condiciones de iluminación terrestre.

    El color del cielo es muy heterogéneo y, en ausencia de nubes o tormentas de polvo, a partir de una luz relativamente clara en el horizonte, se oscurece brusca y gradualmente hacia el cenit. En una estación relativamente tranquila y sin viento, cuando hay menos polvo, el cielo puede estar completamente negro en el cenit.

    Sin embargo, gracias a las imágenes de los exploradores de Marte, se supo que al atardecer y al amanecer alrededor del Sol el cielo se vuelve azul. La razón de esto es la dispersión RAYLEIGH: la luz se dispersa sobre las partículas de gas y colorea el cielo, pero si en un día marciano el efecto es débil e invisible a simple vista debido a la fina atmósfera y al polvo, al atardecer el sol brilla. una capa de aire mucho más espesa, por lo que el azul y el violeta comienzan a dispersar los componentes. El mismo mecanismo es responsable del cielo azul en la Tierra durante el día y del color amarillo anaranjado al atardecer. [ ]

    Panorama de las dunas de Rocknest, compilado a partir de imágenes del rover Curiosity.

    Cambios

    Los cambios en las capas superiores de la atmósfera son bastante complejos, ya que están conectados entre sí y con las capas subyacentes. Las ondas atmosféricas y las mareas que se propagan hacia arriba pueden tener un impacto significativo en la estructura y la dinámica de la termosfera y, como consecuencia, en la ionosfera, por ejemplo, en la altura del límite superior de la ionosfera. Durante las tormentas de polvo en la atmósfera inferior, su transparencia disminuye, se calienta y se expande. Entonces la densidad de la termosfera aumenta (puede variar incluso en un orden de magnitud) y la altura de la concentración máxima de electrones puede aumentar hasta 30 km. Los cambios en la atmósfera superior causados ​​por las tormentas de polvo pueden ser globales y afectar áreas hasta 160 km sobre la superficie del planeta. La respuesta de la atmósfera superior a estos fenómenos tarda varios días y mucho más tiempo para volver a su estado anterior: varios meses. Otra manifestación de la relación entre la atmósfera superior e inferior es que el vapor de agua, que, como resultó, está sobresaturado en la atmósfera inferior, puede sufrir fotodisociación en componentes más ligeros H y O, lo que aumenta la densidad de la exosfera y la intensidad. de pérdida de agua de la atmósfera de Marte. Los factores externos que causan cambios en la atmósfera superior son la radiación ultravioleta extrema y los suaves rayos X del Sol, las partículas del viento solar, el polvo cósmico y cuerpos más grandes como los meteoritos. La tarea se complica por el hecho de que su impacto, por regla general, es aleatorio, y su intensidad y duración no se pueden predecir, y se superponen procesos cíclicos asociados con cambios en la hora del día, la estación y el ciclo solar. fenómenos episódicos. Por el momento, en el mejor de los casos, existen estadísticas acumuladas de eventos sobre la dinámica de los parámetros atmosféricos, pero aún no se ha completado una descripción teórica de los patrones. Se ha establecido definitivamente una proporcionalidad directa entre la concentración de partículas de plasma en la ionosfera y la actividad solar. Esto se confirma por el hecho de que en realidad se registró un patrón similar basándose en los resultados de las observaciones de la ionosfera de la Tierra entre 2007 y 2009, a pesar de la diferencia fundamental en el campo magnético de estos planetas, que afecta directamente a la ionosfera. Y las eyecciones de partículas de la corona solar, que provocan un cambio en la presión del viento solar, también conllevan una compresión característica de la magnetosfera y la ionosfera: la densidad máxima del plasma cae a 90 km.

    Fluctuaciones diarias

    A pesar de su rarefacción, la atmósfera reacciona a los cambios en el flujo de calor solar más lentamente que la superficie del planeta. Así, por la mañana, la temperatura varía mucho con la altitud: se registró una diferencia de 20° a una altitud de 25 cm a 1 m sobre la superficie del planeta. A medida que sale el Sol, el aire frío se calienta desde la superficie y se eleva en un vórtice característico, levantando polvo en el aire; así es como se forman los remolinos de polvo. En la capa cercana a la superficie (hasta 500 m de altura) hay una inversión de temperatura. Cuando la atmósfera ya se ha calentado al mediodía, este efecto ya no se observa. El máximo se alcanza sobre las dos de la tarde. Luego, la superficie se enfría más rápido que la atmósfera y se observa un gradiente de temperatura inverso. Antes del atardecer, la temperatura vuelve a disminuir con la altitud.

    El cambio de día y de noche también afecta a la atmósfera superior. En primer lugar, por la noche, la ionización por radiación solar se detiene, pero el plasma continúa reponiéndose por primera vez después del atardecer debido al flujo del lado diurno, y luego se forma debido a los impactos de los electrones que se mueven hacia abajo a lo largo del campo magnético. líneas de campo (la llamada intrusión de electrones): luego el máximo observado a una altitud de 130-170 km. Por lo tanto, la densidad de electrones e iones en el lado nocturno es mucho menor y se caracteriza por un perfil complejo, que también depende del campo magnético local y cambia de manera no trivial, cuyo patrón aún no se comprende completamente y descrito teóricamente. A lo largo del día, el estado de la ionosfera también cambia dependiendo del ángulo cenital del Sol.

    Ciclo anual

    Como en la Tierra, en Marte hay un cambio de estaciones debido a la inclinación del eje de rotación hacia el plano orbital, así en invierno el casquete polar crece en el hemisferio norte, y casi desaparece en el hemisferio sur, y al cabo de seis meses el Los hemisferios cambian de lugar. Además, debido a la excentricidad bastante grande de la órbita del planeta en el perihelio (solsticio de invierno en el hemisferio norte), recibe hasta un 40% más de radiación solar que en el afelio, y en el hemisferio norte los inviernos son cortos y relativamente moderados, y los veranos. son largos pero frescos, en el sur, por el contrario, los veranos son cortos y relativamente cálidos, y los inviernos son largos y fríos. En este sentido, el casquete sur se expande en invierno hasta la mitad de la distancia polo-ecuador, y el casquete norte sólo hasta un tercio. Cuando comienza el verano en uno de los polos, el dióxido de carbono del correspondiente casquete polar se evapora y entra a la atmósfera; los vientos lo llevan al casquete opuesto, donde vuelve a congelarse. Esto crea un ciclo de dióxido de carbono que, junto con los diferentes tamaños de los casquetes polares, hace que la presión de la atmósfera de Marte cambie a medida que orbita alrededor del Sol. Debido a que en invierno hasta el 20-30% de toda la atmósfera se congela en el casquete polar, la presión en la zona correspondiente desciende en consecuencia.

    La concentración de vapor de agua también sufre variaciones estacionales (y diarias): están en el rango de 1 a 100 micrones. Así, en invierno el ambiente es casi “seco”. El vapor de agua aparece en él en primavera y, a mediados del verano, su cantidad alcanza un máximo, debido a los cambios en la temperatura de la superficie. Durante el período verano-otoño, el vapor de agua se redistribuye gradualmente y su contenido máximo se traslada desde la región polar norte a las latitudes ecuatoriales. Al mismo tiempo, el contenido total de vapor global en la atmósfera (según datos del Viking 1) permanece aproximadamente constante y equivale a 1,3 km 3 de hielo. El contenido máximo de H 2 O (100 µm de agua precipitada equivalente a 0,2 % en volumen) se registró en verano sobre la región oscura que rodea el casquete polar remanente del norte; en esta época del año la atmósfera sobre el hielo del casquete polar suele ser cercana a saturación.

    En el período primavera-verano en el hemisferio sur, cuando las tormentas de polvo se forman más activamente, se observan mareas atmosféricas diarias o semidiurnas: un aumento de la presión en la superficie y una expansión térmica de la atmósfera en respuesta a su calentamiento.

    El cambio de estaciones también afecta a la atmósfera superior, tanto al componente neutro (termósfera) como al plasma (ionosfera), y este factor debe tenerse en cuenta junto con el ciclo solar, lo que complica la tarea de describir la dinámica de la atmósfera superior. atmósfera.

    Cambios a largo plazo

    ver también

    Notas

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Marte, al igual que Venus, son planetas similares a la Tierra. Tienen mucho en común, pero también hay diferencias. Los científicos no pierden la esperanza de encontrar vida en Marte, así como de terraformar este "pariente" de la Tierra, aunque sea en un futuro lejano. Para el Planeta Rojo esta tarea parece más sencilla que para Venus. Desafortunadamente, Marte tiene un campo magnético muy débil, lo que complica la situación. El hecho es que debido a la ausencia casi total de campo magnético, el viento solar tiene un efecto muy fuerte en la atmósfera del planeta. Provoca la disipación de los gases atmosféricos, de modo que cada día se escapan al espacio unas 300 toneladas de gases atmosféricos.

Según los expertos, fue el viento solar el que provocó la dispersión de aproximadamente el 90% de la atmósfera marciana durante miles de millones de años. Como resultado, la presión en la superficie de Marte es de 0,7 a 1,155 kPa (1/110 de la de la Tierra; esta presión en la Tierra se puede ver elevándose a una altura de treinta kilómetros desde la superficie).

La atmósfera de Marte se compone principalmente de dióxido de carbono (95%) con pequeñas mezclas de nitrógeno, argón, oxígeno y algunos otros gases. Desafortunadamente, la presión y la composición de la atmósfera en el Planeta Rojo hacen imposible que los organismos vivos terrestres respiren en el Planeta Rojo. Probablemente, algunos organismos microscópicos podrán sobrevivir, pero no podrán sentirse cómodos en tales condiciones.

La composición de la atmósfera no es un problema. Si la presión atmosférica en Marte fuera la mitad o un tercio de la de la Tierra, entonces los colonos o marsonautas podrían estar en la superficie del planeta en determinados momentos del día y del año sin trajes espaciales, utilizando únicamente un aparato respiratorio. Muchos organismos terrestres se sentirían más cómodos en Marte.

La NASA cree que es posible aumentar la presión atmosférica en el vecino de la Tierra protegiendo a Marte del viento solar. Esta protección la proporciona un campo magnético. En la Tierra existe gracias al llamado mecanismo de dinamo hidrodinámico. En el núcleo líquido del planeta circulan constantemente flujos de sustancia eléctricamente conductora (hierro fundido), por lo que se excitan corrientes eléctricas que crean campos magnéticos. Los flujos internos en el núcleo terrestre son asimétricos, lo que provoca un aumento del campo magnético. La magnetosfera de la Tierra protege de manera confiable la atmósfera contra el viento solar.

El dipolo, según los cálculos de los autores del proyecto para crear un escudo magnético para Marte, generará un campo magnético suficientemente fuerte que no permitirá que el viento solar llegue al planeta.

Desafortunadamente para los humanos, en Marte (y Venus) no existe un campo magnético potente y constante, sólo se registran rastros débiles. Gracias al Mars Global Surveyor, fue posible detectar sustancia magnética debajo de la corteza de Marte. La NASA cree que estas anomalías se formaron bajo la influencia de un núcleo que alguna vez fue magnético y conservaron propiedades magnéticas incluso después de que el planeta perdió su campo.

Dónde conseguir un escudo magnético

El director científico de la NASA, Jim Green, cree que el campo magnético natural de Marte no se puede restaurar, al menos no ahora ni en un futuro muy lejano. Pero es posible crear un campo artificial. Es cierto que no en Marte, sino junto a él. En su intervención en el taller Planetary Science Vision 2050 sobre “El futuro del entorno de Marte para la exploración y la ciencia”, Green propuso crear un escudo magnético. Este escudo, Mars L1, según los autores del proyecto, protegerá a Marte del viento solar y el planeta comenzará a restaurar su atmósfera. Está previsto colocar el escudo entre Marte y el Sol, donde estaría en una órbita estable. Está previsto crear el campo utilizando un dipolo enorme o dos imanes iguales y con cargas opuestas.

Diagrama de la NASA muestra cómo un escudo magnético protegería a Marte del viento solar

Los autores de la idea crearon varios modelos de simulación, cada uno de los cuales mostraba que después del lanzamiento del escudo magnético, la presión en Marte alcanzaría la mitad que la de la Tierra. En particular, el dióxido de carbono en los polos de Marte se evaporará y pasará de la fase sólida a gas. Con el tiempo, el efecto invernadero se manifestará, Marte comenzará a calentarse, el hielo que se encuentra cerca de la superficie del planeta en muchos lugares se derretirá y el planeta quedará cubierto de agua. Se cree que tales condiciones existían en Marte hace unos 3.500 millones de años.

Por supuesto, este no es un proyecto de hoy, pero tal vez en el próximo siglo la gente pueda hacer realidad esta idea y terraformar Marte, creando un segundo hogar para ellos.

Hoy en día, no sólo los escritores de ciencia ficción, sino también verdaderos científicos, empresarios y políticos hablan de vuelos a Marte y su posible colonización. Las sondas y los rovers han proporcionado respuestas sobre las características geológicas. Sin embargo, para las misiones tripuladas es necesario comprender si Marte tiene atmósfera y cuál es su estructura.

información general

Marte tiene su propia atmósfera, pero es sólo el 1% de la de la Tierra. Al igual que Venus, se compone principalmente de dióxido de carbono, pero, nuevamente, es mucho más delgado. La capa relativamente densa mide 100 km (a modo de comparación, la Tierra tiene entre 500 y 1000 km, según diversas estimaciones). Debido a esto, no existe protección contra la radiación solar y el régimen de temperatura prácticamente no está regulado. No hay aire en Marte tal como lo conocemos.

Los científicos han establecido la composición exacta:

• Dióxido de carbono: 96%.
• Argón - 2,1%.
• Nitrógeno - 1,9%.

El metano fue descubierto en 2003. El descubrimiento despertó el interés en el Planeta Rojo, y muchos países lanzaron programas de exploración que llevaron a hablar de huida y colonización.

Debido a la baja densidad, el régimen de temperatura no está regulado, por lo que las diferencias promedian 100 0 C. Durante el día se establecen condiciones bastante cómodas de +30 0 C, y por la noche la temperatura de la superficie desciende a -80 0 C. La presión es de 0,6 kPa (1/110 del indicador terrestre). En nuestro planeta se dan condiciones similares a una altitud de 35 km. Este es el principal peligro para una persona sin protección: no es la temperatura ni los gases los que lo matarán, sino la presión.

Siempre hay polvo cerca de la superficie. Debido a la baja gravedad, las nubes se elevan hasta 50 km. Los fuertes cambios de temperatura provocan vientos con ráfagas de hasta 100 m/s, por lo que las tormentas de polvo son habituales en Marte. No suponen una amenaza grave debido a la baja concentración de partículas en las masas de aire.

¿De qué capas está formada la atmósfera de Marte?

La fuerza de gravedad es menor que la de la Tierra, por lo que la atmósfera de Marte no está tan claramente dividida en capas según la densidad y la presión. La composición homogénea se mantiene hasta los 11 km, luego la atmósfera comienza a separarse en capas. Por encima de los 100 km la densidad disminuye hasta valores mínimos.

• Troposfera: hasta 20 km.
• Estratosfera: hasta 100 km.
• Termosfera: hasta 200 km.
• Ionosfera: hasta 500 km.

La atmósfera superior contiene gases ligeros: hidrógeno, carbono. El oxígeno se acumula en estas capas. Las partículas individuales de hidrógeno atómico se propagan a distancias de hasta 20.000 km, formando una corona de hidrógeno. No existe una división clara entre las regiones extremas y el espacio exterior.

Atmósfera superior

A una altura de más de 20-30 km, se encuentra la termosfera, las regiones superiores. La composición permanece estable hasta una altitud de 200 km. Aquí hay un alto contenido de oxígeno atómico. La temperatura es bastante baja: hasta 200-300 K (de -70 a -200 0 C). Luego viene la ionosfera, en la que los iones reaccionan con elementos neutros.

Atmósfera inferior

Dependiendo de la época del año, el límite de esta capa cambia y esta zona se llama tropopausa. Se extiende aún más la estratomeosfera, cuya temperatura media es de -133 0 C. En la Tierra contiene ozono, que protege de la radiación cósmica. En Marte se acumula a una altitud de 50 a 60 km y luego está prácticamente ausente.

Composición atmosférica

La atmósfera terrestre se compone de nitrógeno (78%) y oxígeno (20%), argón, dióxido de carbono, metano, etc. están presentes en pequeñas cantidades. Estas condiciones se consideran óptimas para el surgimiento de la vida. La composición del aire en Marte es significativamente diferente. El elemento principal de la atmósfera marciana es el dióxido de carbono, alrededor del 95%. El nitrógeno representa el 3% y el argón el 1,6%. La cantidad total de oxígeno no supera el 0,14%.

Esta composición se formó debido a la débil gravedad del Planeta Rojo. El más estable fue el dióxido de carbono pesado, que se repone constantemente como resultado de la actividad volcánica. Los gases ligeros se dispersan en el espacio debido a la baja gravedad y la ausencia de campo magnético. El nitrógeno es retenido por la gravedad en forma de molécula diatómica, pero se divide bajo la influencia de la radiación y vuela al espacio en forma de átomos individuales.

La situación es similar con el oxígeno, pero en las capas superiores reacciona con el carbono y el hidrógeno. Sin embargo, los científicos no comprenden completamente los detalles de las reacciones. Según los cálculos, la cantidad de monóxido de carbono CO debería ser mayor, pero al final se oxida a dióxido de carbono CO2 y sube a la superficie. Por otra parte, el oxígeno molecular O2 aparece sólo después de la descomposición química del dióxido de carbono y el agua en las capas superiores bajo la influencia de fotones. Se refiere a sustancias que no se condensan en Marte.

Los científicos creen que hace millones de años la cantidad de oxígeno era comparable a la de la Tierra: entre un 15 y un 20%. Aún no se sabe exactamente por qué cambiaron las condiciones. Sin embargo, los átomos individuales no se escapan tan activamente y, debido al mayor peso, incluso se acumula. Hasta cierto punto, se observa el proceso inverso.

Otros elementos importantes:

• El ozono está prácticamente ausente, hay una zona de acumulación a 30-60 km de la superficie.
• El contenido de agua es entre 100 y 200 veces menor que en la región más seca de la Tierra.
• Metano: se observan emisiones de naturaleza desconocida y hasta ahora la sustancia más discutida para Marte.

El metano en la Tierra está clasificado como un nutriente, por lo que potencialmente podría estar asociado con materia orgánica. La naturaleza de la aparición y la rápida destrucción aún no se ha explicado, por lo que los científicos están buscando respuestas a estas preguntas.

¿Qué pasó con la atmósfera de Marte en el pasado?

A lo largo de los millones de años de existencia del planeta, la atmósfera cambia en composición y estructura. Como resultado de la investigación, ha surgido evidencia de que en el pasado existieron océanos líquidos en la superficie. Sin embargo, ahora el agua permanece en pequeñas cantidades en forma de vapor o hielo.

Razones de la desaparición del líquido:

• La baja presión atmosférica no es capaz de mantener el agua en estado líquido durante mucho tiempo, como ocurre en la Tierra.
• La gravedad no es lo suficientemente fuerte como para retener las nubes de vapor.
• Debido a la ausencia de un campo magnético, las partículas del viento solar transportan la materia al espacio.
• Con cambios importantes de temperatura, el agua sólo se puede conservar en estado sólido.

En otras palabras, la atmósfera de Marte no es lo suficientemente densa como para retener agua en forma líquida y la pequeña fuerza de gravedad no es capaz de retener hidrógeno y oxígeno.
Según los expertos, las condiciones favorables para la vida en el Planeta Rojo podrían haberse formado hace unos 4 mil millones de años. Quizás había vida en ese momento.

Se dan las siguientes razones de destrucción:

• Falta de protección contra la radiación solar y agotamiento gradual de la atmósfera a lo largo de millones de años.
• Una colisión con un meteorito u otro cuerpo cósmico que destruyó instantáneamente la atmósfera.

La primera razón es actualmente más probable, ya que aún no se han encontrado rastros de una catástrofe global. Se llegó a conclusiones similares gracias al estudio de la estación autónoma Curiosity. El rover de Marte determinó la composición exacta del aire.

La antigua atmósfera de Marte contenía mucho oxígeno.

Hoy en día, los científicos tienen pocas dudas de que solía haber agua en el Planeta Rojo. Sobre numerosas vistas de los contornos de los océanos. Las observaciones visuales son confirmadas por estudios específicos. Los exploradores realizaron pruebas de suelo en los valles de antiguos mares y ríos y la composición química confirmó las suposiciones iniciales.

En las condiciones actuales, cualquier agua líquida en la superficie del planeta se evaporará instantáneamente porque la presión es demasiado baja. Sin embargo, si en la antigüedad existían océanos y lagos, las condiciones eran diferentes. Una de las suposiciones es una composición diferente con una fracción de oxígeno de aproximadamente el 15-20%, así como una mayor proporción de nitrógeno y argón. De esta forma, Marte se vuelve casi idéntico a nuestro planeta de origen: con agua líquida, oxígeno y nitrógeno.

Otros científicos han sugerido la existencia de un campo magnético completo que puede proteger contra el viento solar. Su poder es comparable al de la Tierra, y este es otro factor que habla a favor de la presencia de condiciones para el origen y desarrollo de la vida.

Causas del agotamiento de la atmósfera.

El pico de desarrollo se produjo en la era Hesperia (hace 3.500-2.500 millones de años). En la llanura había un océano salado comparable en tamaño al Océano Ártico. La temperatura en la superficie alcanzó los 40-50 0 C y la presión fue de aproximadamente 1 atm. Existe una alta probabilidad de existencia de organismos vivos durante ese período. Sin embargo, el período de “prosperidad” no fue lo suficientemente largo para que surgiera vida compleja, y mucho menos inteligente.

Una de las principales razones es el pequeño tamaño del planeta. Marte es más pequeño que la Tierra, por lo que la gravedad y el campo magnético son más débiles. Como resultado, el viento solar eliminó activamente las partículas y literalmente cortó la capa capa por capa. La composición de la atmósfera comenzó a cambiar a lo largo de mil millones de años, después de lo cual el cambio climático se volvió catastrófico. La disminución de presión provocó la evaporación del líquido y cambios de temperatura.

Marte es el cuarto planeta más distante del Sol y el séptimo (penúltimo) planeta más grande del sistema solar; La masa del planeta es el 10,7% de la masa de la Tierra. Debe su nombre a Marte, el antiguo dios romano de la guerra, correspondiente al antiguo griego Ares. A Marte a veces se le llama el “planeta rojo” debido al tinte rojizo de su superficie que le da el óxido de hierro.

Marte es un planeta terrestre con una atmósfera enrarecida (la presión en la superficie es 160 veces menor que la de la Tierra). Las características del relieve de la superficie de Marte pueden considerarse cráteres de impacto como los de la Luna, así como volcanes, valles, desiertos y casquetes polares como los de la Tierra.

Marte tiene dos satélites naturales: Fobos y Deimos (traducido del griego antiguo - "miedo" y "horror" - los nombres de los dos hijos de Ares que lo acompañaron en la batalla), que son relativamente pequeños (Fobos - 26x21 km, Deimos - 13 km de diámetro) y tienen forma irregular.

Grandes Oposiciones de Marte, 1830-2035

Año	fecha	Distancia, a. mi.
1830	19 de septiembre	0,388
1845	18 de agosto	0,373
1860	17 de julio	0,393
1877	5 de septiembre	0,377
1892	4 de agosto	0,378
1909	24 de septiembre	0,392
1924	23 de agosto	0,373
1939	23 de julio	0,390
1956	10 de septiembre	0,379
1971	10 de agosto	0,378
1988	22 de septiembre	0,394
2003	28 de agosto	0,373
2018	27 de julio	0,386
2035	15 de septiembre	0,382

Marte es el cuarto planeta más distante del Sol (después de Mercurio, Venus y la Tierra) y el séptimo planeta más grande (solo superando a Mercurio en masa y diámetro) del sistema solar. La masa de Marte es el 10,7% de la masa de la Tierra (6,423 1023 kg frente a 5,9736 1024 kg de la Tierra), su volumen es 0,15 el de la Tierra y su diámetro lineal medio es 0,53 el diámetro de la Tierra (6800 km ).

La topografía de Marte tiene muchas características únicas. El volcán extinto marciano Monte Olimpo es la montaña más alta del Sistema Solar y el Valles Marineris es el cañón más grande. Además, en junio de 2008, tres artículos publicados en la revista Nature proporcionaron evidencia del cráter de impacto más grande conocido en el sistema solar en el hemisferio norte de Marte. Su longitud es de 10.600 kilómetros y su ancho es de 8.500 kilómetros, aproximadamente cuatro veces más grande que el mayor cráter de impacto descubierto anteriormente también en Marte, cerca de su polo sur.

Además de una topografía superficial similar, Marte tiene un período de rotación y ciclos estacionales similares a los de la Tierra, pero su clima es mucho más frío y seco que el de la Tierra.

Hasta el primer sobrevuelo de Marte por parte de la nave espacial Mariner 4 en 1965, muchos investigadores creían que había agua líquida en su superficie. Esta opinión se basó en observaciones de cambios periódicos en las zonas claras y oscuras, especialmente en las latitudes polares, que eran similares a los continentes y los mares. Algunos observadores han interpretado los surcos oscuros en la superficie de Marte como canales de irrigación de agua líquida. Más tarde se demostró que estos surcos eran una ilusión óptica.

Debido a la baja presión, el agua en estado líquido no puede existir en la superficie de Marte, pero es probable que las condiciones fueran diferentes en el pasado y, por lo tanto, no se puede descartar la presencia de vida primitiva en el planeta. El 31 de julio de 2008, la nave espacial Phoenix de la NASA descubrió agua helada en Marte.

En febrero de 2009, la constelación de exploración orbital que orbita alrededor de Marte tenía tres naves espaciales operativas: Mars Odyssey, Mars Express y Mars Reconnaissance Satellite, más que en cualquier otro planeta además de la Tierra.

Actualmente, la superficie de Marte ha sido explorada por dos rovers: Spirit y Opportunity. También hay varios módulos de aterrizaje y vehículos exploradores inactivos en la superficie de Marte que han completado su exploración.

Los datos geológicos que recopilaron sugieren que la mayor parte de la superficie de Marte estuvo anteriormente cubierta por agua. Las observaciones realizadas durante la última década han revelado una débil actividad de géiseres en algunos lugares de la superficie de Marte. Según las observaciones de la nave espacial Mars Global Surveyor, partes del casquete polar sur de Marte están retrocediendo gradualmente.

Marte se puede ver desde la Tierra a simple vista. Su magnitud aparente alcanza los 2,91 m (en su máxima aproximación a la Tierra), superada en brillo sólo por Júpiter (y no siempre durante una gran oposición) y Venus (pero sólo por la mañana o por la noche). Normalmente, durante una gran oposición, Marte anaranjado es el objeto más brillante en el cielo nocturno de la Tierra, pero esto sólo ocurre una vez cada 15 a 17 años durante una o dos semanas.

Características orbitales

La distancia mínima de Marte a la Tierra es de 55,76 millones de kilómetros (cuando la Tierra está exactamente entre el Sol y Marte), la máxima es de unos 401 millones de kilómetros (cuando el Sol está exactamente entre la Tierra y Marte).

La distancia media de Marte al Sol es de 228 millones de kilómetros (1,52 AU) y el período de revolución alrededor del Sol es de 687 días terrestres. La órbita de Marte tiene una excentricidad bastante notable (0,0934), por lo que la distancia al Sol varía de 206,6 a 249,2 millones de kilómetros. La inclinación de la órbita de Marte es de 1,85°.

Marte está más cerca de la Tierra durante la oposición, cuando el planeta está en dirección opuesta al Sol. Las oposiciones se repiten cada 26 meses en diferentes puntos de la órbita de Marte y la Tierra. Pero una vez cada 15 a 17 años, las oposiciones ocurren en un momento en que Marte está cerca de su perihelio; En estas llamadas grandes oposiciones (la última fue en agosto de 2003), la distancia al planeta es mínima y Marte alcanza su tamaño angular más grande de 25,1" y su brillo de 2,88 m.

características físicas

Comparación de los tamaños de la Tierra (radio medio 6371 km) y Marte (radio medio 3386,2 km)

En términos de tamaño lineal, Marte tiene casi la mitad del tamaño de la Tierra: su radio ecuatorial es de 3396,9 km (53,2% del de la Tierra). La superficie de Marte es aproximadamente igual a la superficie terrestre de la Tierra.

El radio polar de Marte es aproximadamente 20 km menor que el ecuatorial, aunque el período de rotación del planeta es más largo que el de la Tierra, lo que da motivos para suponer que la velocidad de rotación de Marte cambia con el tiempo.

La masa del planeta es 6,418·1023 kg (11% de la masa de la Tierra). La aceleración de la gravedad en el ecuador es 3,711 m/s (0,378 Tierra); la primera velocidad de escape es de 3,6 km/s y la segunda es de 5,027 km/s.

El período de rotación del planeta es de 24 horas 37 minutos 22,7 segundos. Así, un año marciano consta de 668,6 días solares marcianos (llamados soles).

Marte gira alrededor de su eje, inclinado perpendicularmente al plano orbital en un ángulo de 24°56°. La inclinación del eje de rotación de Marte provoca que las estaciones cambien. Al mismo tiempo, el alargamiento de las órbitas conduce a grandes diferencias en su duración; por ejemplo, la primavera y el verano del norte, en conjunto, duran 371 soles, es decir, notablemente más de la mitad del año marciano. Al mismo tiempo, ocurren en una sección de la órbita de Marte alejada del Sol. Por lo tanto, en Marte, el verano del norte es largo y fresco, y el verano del sur es corto y caluroso.

Atmósfera y clima

La atmósfera de Marte, fotografía del orbitador Viking, 1976. A la izquierda se ve el "cráter sonriente" de Halle.

Las temperaturas en el planeta oscilan entre -153 °C en los polos en invierno y más de 20 °C en el ecuador al mediodía. La temperatura media es de -50°C.

La atmósfera de Marte, compuesta principalmente de dióxido de carbono, es muy fina. La presión en la superficie de Marte es 160 veces menor que en la Tierra: 6,1 mbar en el nivel superficial promedio. Debido a la gran diferencia de altitud en Marte, la presión en la superficie varía mucho. El espesor aproximado de la atmósfera es de 110 km.

Según la NASA (2004), la atmósfera de Marte está compuesta en un 95,32% de dióxido de carbono; también contiene 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón, 0,13% de oxígeno, 210 ppm de vapor de agua, 0,08% de monóxido de carbono, óxido de nitrógeno (NO) - 100 ppm, neón (Ne) - 2, 5 ppm, agua semipesada de hidrógeno. deuterio-oxígeno (HDO) 0,85 ppm, criptón (Kr) 0,3 ppm, xenón (Xe) - 0,08 ppm.

Según datos del módulo de aterrizaje Viking (1976), en la atmósfera marciana se determinó entre un 1 y un 2% de argón, un 2-3% de nitrógeno y un 95% de dióxido de carbono. Según los datos de los satélites Mars-2 y Mars-3, el límite inferior de la ionosfera se encuentra a una altitud de 80 km, la concentración máxima de electrones de 1,7 105 electrones/cm3 se encuentra a una altitud de 138 km, el otro dos máximos están a altitudes de 85 y 107 km.

La iluminación de radio de la atmósfera en ondas de radio de 8 y 32 cm por el AMS Mars-4 el 10 de febrero de 1974 mostró la presencia de la ionosfera nocturna de Marte con el máximo de ionización principal a una altitud de 110 km y una concentración de electrones de 4,6 103. electrón/cm3, así como máximos secundarios a una altitud de 65 y 185 km.

Presión atmosférica

Según datos de la NASA de 2004, la presión atmosférica en el radio medio es de 6,36 mb. Densidad en la superficie ~0,020 kg/m3, masa total de la atmósfera ~2,5·1016 kg.
Cambios en la presión atmosférica en Marte según la hora del día, registrados por el módulo de aterrizaje Mars Pathfinder en 1997.

A diferencia de la Tierra, la masa de la atmósfera marciana varía mucho a lo largo del año debido al derretimiento y congelación de los casquetes polares que contienen dióxido de carbono. Durante el invierno, entre el 20 y el 30 por ciento de toda la atmósfera se congela en el casquete polar, compuesto de dióxido de carbono. Las caídas de presión estacionales, según diversas fuentes, son los siguientes valores:

Según NASA (2004): de 4,0 a 8,7 mbar en el radio medio;
Según Encarta (2000): 6 a 10 mbar;
Según Zubrin y Wagner (1996): 7 a 10 mbar;
Según el módulo de aterrizaje Viking 1: de 6,9 ​​a 9 mbar;
Según el módulo de aterrizaje Mars Pathfinder: desde 6,7 mbar.

Hellas Impact Basin es el lugar más profundo donde se puede encontrar la presión atmosférica más alta en Marte

En el lugar de aterrizaje de la sonda Mars-6 en el Mar Eritreo se registró una presión superficial de 6,1 milibares, que en ese momento se consideraba la presión media del planeta, y a partir de este nivel se acordó calcular las alturas y profundidades. en Marte. Según los datos de este aparato, obtenidos durante el descenso, la tropopausa se encuentra a una altitud de aproximadamente 30 km, donde la presión es de 5,10-7 g/cm3 (como en la Tierra a una altitud de 57 km).

La región de Hellas (Marte) es tan profunda que la presión atmosférica alcanza unos 12,4 milibares, que está por encima del punto triple del agua (~6,1 mb) y por debajo del punto de ebullición. A una temperatura suficientemente alta, podría existir agua en estado líquido; Sin embargo, a esta presión el agua hierve y se convierte en vapor ya a +10 °C.

En la cima del volcán Olimpo, de 27 kilómetros de altura, la presión puede oscilar entre 0,5 y 1 mbar (Zurek 1992).

Antes de que los módulos de aterrizaje aterrizaran en la superficie de Marte, se midió la presión debido a la atenuación de las señales de radio de las sondas Mariner 4, Mariner 6 y Mariner 7 cuando ingresaron al disco marciano: 6,5 ± 2,0 mb en el nivel medio de la superficie. que es 160 veces menos que en la Tierra; El mismo resultado se demostró mediante observaciones espectrales de la nave espacial Mars-3. Además, en zonas situadas por debajo del nivel medio (por ejemplo, en la Amazonia marciana), la presión, según estas mediciones, alcanza los 12 mb.

Desde la década de 1930. Los astrónomos soviéticos intentaron determinar la presión atmosférica mediante métodos de fotometría fotográfica, mediante la distribución del brillo a lo largo del diámetro del disco en diferentes rangos de ondas de luz. Para ello, los científicos franceses B. Liot y O. Dollfus observaron la polarización de la luz dispersada por la atmósfera de Marte. El astrónomo estadounidense J. de Vaucouleurs publicó en 1951 un resumen de las observaciones ópticas y obtuvieron una presión de 85 mb, sobreestimada casi 15 veces debido a la interferencia del polvo atmosférico.

Clima

La fotografía microscópica de un nódulo de hematita de 1,3 cm tomada por el rover Opportunity el 2 de marzo de 2004 muestra la presencia pasada de agua líquida.

El clima, como en la Tierra, es estacional. Durante la estación fría, incluso fuera de los casquetes polares se puede formar una ligera escarcha en la superficie. El aparato Phoenix registró nevadas, pero los copos de nieve se evaporaron antes de llegar a la superficie.

Según la NASA (2004), la temperatura promedio es de ~210 K (-63 °C). Según los módulos de aterrizaje Viking, el rango de temperatura diario es de 184 K a 242 K (-89 a -31 °C) (Viking-1), y la velocidad del viento: 2-7 m/s (verano), 5-10 m /s (otoño), 17-30 m/s (tormenta de polvo).

Según datos de la sonda de aterrizaje Mars-6, la temperatura promedio de la troposfera de Marte es de 228 K, en la troposfera la temperatura disminuye en un promedio de 2,5 grados por kilómetro, y la estratosfera ubicada por encima de la tropopausa (30 km) tiene una temperatura casi constante de 144 K.

Según investigadores del Centro Carl Sagan, en las últimas décadas se ha producido un proceso de calentamiento en Marte. Otros expertos creen que es demasiado pronto para sacar conclusiones similares.

Hay evidencia de que en el pasado la atmósfera podría haber sido más densa, el clima cálido y húmedo y agua líquida y lluvia en la superficie de Marte. Prueba de esta hipótesis es el análisis del meteorito ALH 84001, que demostró que hace unos 4 mil millones de años la temperatura de Marte era de 18 ± 4 °C.

remolinos de polvo

Remolinos de polvo fotografiados por el rover Opportunity el 15 de mayo de 2005. Los números en la esquina inferior izquierda indican el tiempo en segundos desde el primer fotograma.

Desde los años 1970. En el marco del programa Viking, además del rover Opportunity y otros vehículos, se registraron numerosos remolinos de polvo. Se trata de vórtices de aire que surgen cerca de la superficie del planeta y levantan grandes cantidades de arena y polvo en el aire. Los vórtices se observan a menudo en la Tierra (en los países de habla inglesa se les llama remolinos de polvo), pero en Marte pueden alcanzar tamaños mucho mayores: 10 veces más altos y 50 veces más anchos que los de la Tierra. En marzo de 2005, un torbellino destruyó los paneles solares del rover Spirit.

Superficie

Dos tercios de la superficie de Marte están ocupados por zonas claras llamadas continentes, aproximadamente un tercio son zonas oscuras llamadas mares. Los mares se concentran principalmente en el hemisferio sur del planeta, entre los 10 y 40° de latitud. En el hemisferio norte solo hay dos grandes mares: Acidalia y Greater Syrtis.

La naturaleza de las zonas oscuras sigue siendo un tema de debate. Persisten a pesar de las tormentas de polvo que azotan Marte. Hubo un tiempo en que esto apoyaba la suposición de que las zonas oscuras estaban cubiertas de vegetación. Ahora se cree que se trata simplemente de zonas de las que, debido a su topografía, el polvo se lleva fácilmente el viento. Las imágenes a gran escala muestran que, de hecho, las áreas oscuras consisten en grupos de rayas y manchas oscuras asociadas con cráteres, colinas y otros obstáculos en el camino de los vientos. Los cambios estacionales y a largo plazo en su tamaño y forma aparentemente están asociados con un cambio en la proporción de superficies cubiertas de materia clara y oscura.

Los hemisferios de Marte difieren mucho en la naturaleza de su superficie. En el hemisferio sur, la superficie está entre 1 y 2 km por encima de la media y está densamente salpicada de cráteres. Esta parte de Marte se parece a los continentes lunares. En el norte, la mayor parte de la superficie está por debajo del promedio, hay pocos cráteres y la mayor parte son llanuras relativamente lisas, probablemente formadas por inundaciones de lava y erosión. Esta diferencia hemisférica sigue siendo un tema de debate. El límite entre los hemisferios sigue aproximadamente un círculo máximo inclinado 30° con respecto al ecuador. El límite es ancho e irregular y forma una pendiente hacia el norte. A lo largo de él se encuentran las zonas más erosionadas de la superficie marciana.

Se han propuesto dos hipótesis alternativas para explicar la asimetría hemisférica. Según uno de ellos, en una etapa geológica temprana, las placas litosféricas "se movieron juntas" (quizás accidentalmente) hacia un hemisferio, como el continente Pangea en la Tierra, y luego se "congelaron" en esta posición. Otra hipótesis sugiere una colisión entre Marte y un cuerpo cósmico del tamaño de Plutón.
Mapa topográfico de Marte, según Mars Global Surveyor, 1999.

La gran cantidad de cráteres en el hemisferio sur sugiere que la superficie aquí es antigua: entre 3 y 4 mil millones de años. Hay varios tipos de cráteres: cráteres grandes de fondo plano, cráteres más pequeños y más jóvenes en forma de cuenco similares a los de la Luna, cráteres con borde y cráteres elevados. Los dos últimos tipos son exclusivos de Marte: cráteres con borde formados donde el líquido eyectado fluyó a través de la superficie, y cráteres elevados formados donde una capa de eyección del cráter protegió la superficie de la erosión eólica. La característica más grande de origen del impacto es la llanura de Hellas (aproximadamente 2100 km de ancho).

En la zona de paisaje caótico cercana al límite hemisférico, la superficie experimentó grandes áreas de fractura y compresión, a veces seguidas de erosión (debido a deslizamientos de tierra o liberación catastrófica de agua subterránea), así como inundaciones por lava líquida. A menudo se encuentran paisajes caóticos en las cabeceras de grandes canales cortados por el agua. La hipótesis más aceptable para su formación conjunta es el derretimiento repentino del hielo subterráneo.

Valles Marineris en Marte

En el hemisferio norte, además de las vastas llanuras volcánicas, hay dos zonas de grandes volcanes: Tharsis y Elysium. Tharsis es una vasta llanura volcánica con una longitud de 2000 km y una altitud de 10 km por encima del nivel medio. Tiene tres grandes volcanes en escudo: el monte Arsia, el monte Pavlina y el monte Askrian. En el borde de Tharsis se encuentra el Monte Olimpo, el más alto de Marte y del sistema solar. El Olimpo alcanza 27 km de altura con respecto a su base y 25 km con respecto al nivel superficial medio de Marte, y cubre un área de 550 km de diámetro, rodeado de acantilados que en algunos lugares alcanzan los 7 km de altura. El volumen del Olimpo es 10 veces mayor que el volumen del volcán más grande de la Tierra, Mauna Kea. También hay varios volcanes más pequeños ubicados aquí. Elysium: una elevación de hasta seis kilómetros por encima del promedio, con tres volcanes: el Domo de Hécate, el Monte Elysium y el Domo de Albor.

Según otros datos (Faure y Mensing, 2007), la altura del Olimpo es de 21.287 metros sobre el nivel del suelo y 18 kilómetros sobre el área circundante, y el diámetro de la base es de aproximadamente 600 km. La base tiene una superficie de 282.600 km2. La caldera (la depresión en el centro del volcán) tiene 70 km de ancho y 3 km de profundidad.

La subida de Tharsis también está atravesada por numerosas fallas tectónicas, a menudo muy complejas y extensas. El mayor de ellos, el Valles Marineris, se extiende en dirección latitudinal a lo largo de casi 4.000 km (un cuarto de la circunferencia del planeta), alcanzando una anchura de 600 y una profundidad de 7 a 10 km; Esta falla es comparable en tamaño al Rift de África Oriental en la Tierra. Los mayores deslizamientos de tierra del sistema solar se producen en sus empinadas laderas. Valles Marineris es el cañón más grande conocido del sistema solar. El cañón, descubierto por la nave espacial Mariner 9 en 1971, podría cubrir todo Estados Unidos, de océano a océano.

Panorama del cráter Victoria tomado por el rover Opportunity. Fue filmada durante tres semanas, entre el 16 de octubre y el 6 de noviembre de 2006.

Panorama de la superficie de Marte en el área de Husband Hill, tomado por el rover Spirit del 23 al 28 de noviembre de 2005.

Hielo y casquetes polares

El casquete polar norte en verano, fotografía de Mars Global Surveyor. La falla larga y ancha que atraviesa el casquete de la izquierda es la falla del norte.

La apariencia de Marte varía mucho según la época del año. En primer lugar, son sorprendentes los cambios en los casquetes polares. Aumentan y disminuyen, creando patrones estacionales en la atmósfera y la superficie de Marte. El casquete polar sur puede alcanzar una latitud de 50°, el norte también 50°. El diámetro de la parte permanente del casquete polar norte es de 1000 km. A medida que el casquete polar en un hemisferio retrocede en la primavera, las características de la superficie del planeta comienzan a oscurecerse.

Los casquetes polares constan de dos componentes: estacional (dióxido de carbono) y secular (hielo de agua). Según datos del satélite Mars Express, el espesor de las capas puede oscilar entre 1 ma 3,7 km. La sonda Mars Odyssey descubrió géiseres activos en el casquete polar sur de Marte. Según los expertos de la NASA, con el calentamiento primaveral los chorros de dióxido de carbono se elevan a grandes alturas, llevándose consigo polvo y arena.

Fotos de Marte que muestran una tormenta de polvo. Junio ​​- septiembre de 2001

El derretimiento primaveral de los casquetes polares provoca un fuerte aumento de la presión atmosférica y el movimiento de grandes masas de gas hacia el hemisferio opuesto. La velocidad del viento que sopla en este caso es de 10 a 40 m/s, a veces hasta 100 m/s. El viento levanta grandes cantidades de polvo de la superficie, provocando tormentas de polvo. Fuertes tormentas de polvo oscurecen casi por completo la superficie del planeta. Las tormentas de polvo tienen un efecto notable en la distribución de la temperatura en la atmósfera marciana.

En 1784, el astrónomo W. Herschel llamó la atención sobre los cambios estacionales en el tamaño de los casquetes polares, por analogía con el derretimiento y congelación del hielo en las regiones polares de la Tierra. En la década de 1860. El astrónomo francés E. Lie observó una ola de oscurecimiento alrededor del casquete polar primaveral que se derrite, lo que luego fue interpretado como la hipótesis de la propagación del agua de deshielo y el crecimiento de la vegetación. Mediciones espectrométricas que se realizaron a principios del siglo XX. Sin embargo, el estudio realizado por W. Slifer en el Observatorio Lovell en Flagstaff no mostró la presencia de una línea de clorofila, el pigmento verde de las plantas terrestres.

A partir de fotografías del Mariner 7 se pudo determinar que los casquetes polares tienen varios metros de espesor, y la temperatura medida de 115 K (-158 °C) confirmó la posibilidad de que se trate de dióxido de carbono congelado, "hielo seco".

La colina llamada Montañas Mitchell, situada cerca del polo sur de Marte, parece una isla blanca cuando se derrite el casquete polar, ya que los glaciares de las montañas se derriten más tarde, incluso en la Tierra.

Los datos del satélite de reconocimiento de Marte permitieron detectar una importante capa de hielo bajo los pedregales rocosos al pie de las montañas. El glaciar, de cientos de metros de espesor, cubre una superficie de miles de kilómetros cuadrados, y su estudio posterior podría proporcionar información sobre la historia del clima marciano.

Lechos de "río" y otras características.

Hay muchas formaciones geológicas en Marte que se asemejan a la erosión hídrica, particularmente lechos de ríos secos. Según una hipótesis, estos canales podrían haberse formado como resultado de eventos catastróficos de corta duración y no son evidencia de la existencia a largo plazo del sistema fluvial. Sin embargo, evidencia reciente sugiere que los ríos fluyeron durante períodos de tiempo geológicamente significativos. En particular, se descubrieron canales invertidos (es decir, canales elevados por encima del área circundante). En la Tierra, estas formaciones se forman debido a la acumulación prolongada de densos sedimentos del fondo, seguida del secado y la erosión de las rocas circundantes. Además, hay evidencia de canales cambiantes en el delta del río a medida que la superficie asciende gradualmente.

En el hemisferio suroeste, en el cráter Eberswalde, se descubrió un delta fluvial con una superficie de unos 115 km2. El río que arrasó el delta tenía más de 60 km de longitud.

Los datos de los vehículos exploradores de Marte Spirit y Opportunity de la NASA también indican la presencia de agua en el pasado (se encontraron minerales que sólo podrían haberse formado como resultado de una exposición prolongada al agua). El aparato Phoenix descubrió depósitos de hielo directamente en el suelo.

Además, se descubrieron rayas oscuras en las laderas, lo que indica la aparición de agua salada líquida en la superficie en los tiempos modernos. Aparecen poco después del inicio del verano y desaparecen en el invierno, “fluyen alrededor” de varios obstáculos, se fusionan y divergen. "Es difícil imaginar que tales estructuras pudieran haberse formado a partir de algo más que flujos de fluidos", dijo el científico de la NASA Richard Zurek.

Se han descubierto varios pozos profundos inusuales en las tierras altas volcánicas de Tharsis. A juzgar por la imagen del satélite de reconocimiento de Marte tomada en 2007, uno de ellos tiene un diámetro de 150 metros y la parte iluminada de la pared llega a nada menos que 178 metros de profundidad. Se ha planteado una hipótesis sobre el origen volcánico de estas formaciones.

Cebado

La composición elemental de la capa superficial del suelo marciano, según los datos de los módulos de aterrizaje, no es la misma en diferentes lugares. El componente principal del suelo es la sílice (20-25%), que contiene una mezcla de hidratos de óxido de hierro (hasta un 15%), lo que le da al suelo un color rojizo. Hay importantes impurezas de compuestos de azufre, calcio, aluminio, magnesio y sodio (un pequeño porcentaje para cada uno).

Según datos de la sonda Phoenix de la NASA (que aterrizó en Marte el 25 de mayo de 2008), la relación de pH y algunos otros parámetros de los suelos marcianos son similares a los de la Tierra y, en teoría, sería posible cultivar plantas en ellos. "De hecho, hemos descubierto que el suelo de Marte cumple los requisitos y también contiene los elementos necesarios para el surgimiento y mantenimiento de la vida tanto en el pasado como en el presente y en el futuro", afirmó el químico principal del proyecto, Sam Coonaves. Además, según él, muchas personas pueden encontrar este tipo de suelo alcalino en “su patio trasero” y es muy adecuado para el cultivo de espárragos.

También hay una cantidad significativa de hielo de agua en el suelo del lugar de aterrizaje. El orbitador Mars Odyssey también descubrió que hay depósitos de hielo de agua debajo de la superficie del planeta rojo. Posteriormente, esta suposición fue confirmada por otros dispositivos, pero la cuestión de la presencia de agua en Marte finalmente se resolvió en 2008, cuando la sonda Phoenix, que aterrizó cerca del polo norte del planeta, recibió agua del suelo marciano.

Geología y estructura interna.

En el pasado, en Marte, como en la Tierra, hubo movimientos de placas litosféricas. Así lo confirman las características del campo magnético de Marte, la ubicación de algunos volcanes, por ejemplo en la provincia de Tharsis, así como la forma de los Valles Marineris. La situación actual, cuando los volcanes pueden existir durante mucho más tiempo que en la Tierra y alcanzar tamaños gigantescos, sugiere que ahora este movimiento está bastante ausente. Esto se ve respaldado por el hecho de que los volcanes en escudo crecen como resultado de erupciones repetidas del mismo respiradero durante un largo período de tiempo. En la Tierra, debido al movimiento de las placas litosféricas, los puntos volcánicos cambiaban constantemente de posición, lo que limitaba el crecimiento de los volcanes en escudo y quizás no les permitía alcanzar alturas como en Marte. Por otro lado, la diferencia en la altura máxima de los volcanes puede explicarse por el hecho de que, debido a la menor gravedad en Marte, es posible construir estructuras más altas que no colapsarían por su propio peso.

Comparación de la estructura de Marte y otros planetas terrestres.

Los modelos actuales de la estructura interna de Marte sugieren que Marte consiste en una corteza con un espesor promedio de 50 km (y un espesor máximo de hasta 130 km), un manto de silicato con un espesor de 1800 km y un núcleo con un radio de 1480 kilometros. La densidad en el centro del planeta debería alcanzar los 8,5 g/cm2. El núcleo es parcialmente líquido y se compone principalmente de hierro con una mezcla de 14-17% (en masa) de azufre, y el contenido de elementos ligeros es el doble que en el núcleo de la Tierra. Según estimaciones modernas, la formación del núcleo coincidió con el período del vulcanismo temprano y duró alrededor de mil millones de años. La fusión parcial de los silicatos del manto tardó aproximadamente el mismo tiempo. Debido a la menor gravedad en Marte, el rango de presión en el manto marciano es mucho menor que en la Tierra, lo que significa que hay menos transiciones de fase. Se supone que la transición de fase del olivino a la modificación de espinela comienza a profundidades bastante grandes: 800 km (400 km en la Tierra). La naturaleza del relieve y otras características sugieren la presencia de una astenosfera, formada por zonas de materia parcialmente fundida. Se ha elaborado un mapa geológico detallado de algunas zonas de Marte.

Según observaciones desde órbita y análisis de una colección de meteoritos marcianos, la superficie de Marte está compuesta principalmente de basalto. Hay algunas pruebas que sugieren que en partes de la superficie marciana el material es más rico en cuarzo que el basalto ordinario y puede ser similar a las rocas andesíticas de la Tierra. Sin embargo, estas mismas observaciones pueden interpretarse a favor de la presencia de vidrio de cuarzo. Gran parte de la capa más profunda está formada por polvo granular de óxido de hierro.

Campo magnético de Marte

Se ha detectado un débil campo magnético cerca de Marte.

Según los indicadores de los magnetómetros de las estaciones Mars-2 y Mars-3, la intensidad del campo magnético en el ecuador es de aproximadamente 60 gamma, en el polo 120 gamma, que es 500 veces más débil que el de la Tierra. Según datos de AMS Mars-5, la intensidad del campo magnético en el ecuador era de 64 gammas y el momento magnético era de 2,4 · 1022 cm2 opuestos.

El campo magnético de Marte es extremadamente inestable; en diferentes puntos del planeta su fuerza puede diferir de 1,5 a 2 veces y los polos magnéticos no coinciden con los físicos. Esto sugiere que el núcleo de hierro de Marte es relativamente inmóvil en relación con su corteza, es decir, el mecanismo de dinamo planetario responsable del campo magnético de la Tierra no funciona en Marte. Aunque Marte no tiene un campo magnético planetario estable, las observaciones han demostrado que partes de la corteza planetaria están magnetizadas y que los polos magnéticos de estas partes han cambiado en el pasado. La magnetización de estas partes resultó ser similar a las anomalías magnéticas en franjas en los océanos del mundo.

Según una teoría, publicada en 1999 y probada nuevamente en 2005 (con la ayuda del Mars Global Surveyor no tripulado), estas franjas muestran placas tectónicas hace 4 mil millones de años antes de que la dinamo del planeta dejara de funcionar, provocando un fuerte debilitamiento del campo magnético. Las razones de este fuerte debilitamiento no están claras. Se supone que el funcionamiento de la dinamo es de 4 mil millones. Hace años se explica por la presencia de un asteroide que giró a una distancia de 50-75 mil kilómetros alrededor de Marte y provocó inestabilidad en su núcleo. Luego, el asteroide cayó hasta el límite de Roche y colapsó. Sin embargo, esta explicación en sí misma contiene ambigüedades y es cuestionada en la comunidad científica.

Historia geológica

Mosaico global de 102 imágenes del orbitador Viking 1 del 22 de febrero de 1980.

Quizás en un pasado lejano, como resultado de una colisión con un gran cuerpo celeste, se detuvo la rotación del núcleo, así como la pérdida del volumen principal de la atmósfera. Se cree que la pérdida del campo magnético ocurrió hace unos 4 mil millones de años. Debido a la debilidad del campo magnético, el viento solar penetra casi sin obstáculos en la atmósfera marciana, y muchas de las reacciones fotoquímicas bajo la influencia de la radiación solar que ocurren en la ionosfera y en la superficie de la Tierra se pueden observar en Marte casi en su punto más alto. superficie.

La historia geológica de Marte incluye las siguientes tres eras:

Época de Noé (llamada así por la "Tierra de Noé", una región de Marte): Formación de la superficie más antigua de Marte que se conserva. Duró desde hace 4.500 millones a 3.500 millones de años. Durante esta época, la superficie quedó marcada por numerosos cráteres de impacto. La meseta de Tharsis probablemente se formó durante este período, con un intenso flujo de agua más tarde.

Era Hesperia: desde hace 3,5 mil millones de años hasta hace 2,9 - 3,3 mil millones de años. Esta época está marcada por la formación de enormes campos de lava.

Era Amazónica (llamada así por la "Llanura Amazónica" de Marte): hace 2.900-3.300 millones de años hasta la actualidad. Las áreas formadas durante esta era tienen muy pocos cráteres de meteoritos, pero por lo demás son completamente diferentes. El Monte Olimpo se formó durante este período. En ese momento, los flujos de lava se estaban extendiendo a otras partes de Marte.

lunas de marte

Los satélites naturales de Marte son Fobos y Deimos. Ambos fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Asaph Hall en 1877. Fobos y Deimos tienen forma irregular y tamaño muy pequeño. Según una hipótesis, podrían representar asteroides como (5261) Eureka del grupo troyano de asteroides capturados por el campo gravitacional de Marte. Los satélites llevan el nombre de los personajes que acompañan al dios Ares (es decir, Marte), Fobos y Deimos, personificando el miedo y el horror que ayudaban al dios de la guerra en las batallas.

Ambos satélites giran alrededor de sus ejes con el mismo periodo que alrededor de Marte, por lo que siempre miran hacia el mismo lado hacia el planeta. La influencia de las mareas de Marte ralentiza gradualmente el movimiento de Fobos y, en última instancia, provocará que el satélite caiga sobre Marte (si continúa la tendencia actual) o su desintegración. Por el contrario, Deimos se aleja de Marte.

Ambos satélites tienen una forma cercana a un elipsoide triaxial, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) es ligeramente más grande que Deimos (15x12,2x10,4 km). La superficie de Deimos parece mucho más lisa debido a que la mayoría de los cráteres están cubiertos de material de grano fino. Evidentemente, en Fobos, más cercano al planeta y más masivo, la sustancia expulsada durante los impactos de meteoritos provocó repetidos impactos en la superficie o cayó sobre Marte, mientras que en Deimos permaneció en órbita alrededor del satélite durante mucho tiempo, asentándose gradualmente. y ocultar terrenos irregulares.

Vida en Marte

La idea popular de que Marte estaba habitado por marcianos inteligentes se generalizó a finales del siglo XIX.

Las observaciones de Schiaparelli sobre los llamados canales, combinadas con el libro de Percival Lowell sobre el mismo tema, popularizaron la idea de un planeta cuyo clima se estaba volviendo más seco, más frío, moribundo y en el que existía una civilización antigua que realizaba obras de riego.

Muchos otros avistamientos y anuncios de personajes famosos han dado lugar a la llamada "fiebre de Marte" en torno a este tema. En 1899, mientras estudiaba la interferencia atmosférica en señales de radio utilizando receptores en el Observatorio de Colorado, el inventor Nikola Tesla observó una señal que se repetía. Luego sugirió que podría ser una señal de radio de otros planetas, como Marte. En una entrevista de 1901, Tesla dijo que tenía la idea de que la interferencia podría ser causada artificialmente. Aunque no pudo descifrar su significado, le resultó imposible que surgieran completamente por casualidad. En su opinión, se trataba de un saludo de un planeta a otro.

La teoría de Tesla despertó el apoyo entusiasta del famoso físico británico William Thomson (Lord Kelvin), quien, durante una visita a los Estados Unidos en 1902, dijo que, en su opinión, Tesla había captado la señal de los marcianos enviada a los Estados Unidos. Sin embargo, Kelvin comenzó a desmentir rotundamente esta afirmación antes de abandonar América: “De hecho, dije que los habitantes de Marte, si existieran, ciertamente podrían ver Nueva York, especialmente la luz de la electricidad”.

Hoy en día, la presencia de agua líquida en su superficie se considera una condición para el desarrollo y mantenimiento de la vida en el planeta. También existe el requisito de que la órbita del planeta esté en la llamada zona habitable, que en el Sistema Solar comienza detrás de Venus y termina en el semieje mayor de la órbita de Marte. Durante el perihelio, Marte se encuentra dentro de esta zona, pero una fina atmósfera con baja presión impide la aparición de agua líquida en una gran superficie durante un largo período. La evidencia reciente sugiere que el agua en la superficie de Marte es demasiado salada y ácida para sustentar vida permanente similar a la de la Tierra.

La falta de magnetosfera y la atmósfera extremadamente delgada de Marte también son un desafío para sustentar la vida. En la superficie del planeta hay un movimiento muy débil de flujos de calor; está mal aislada del bombardeo de partículas del viento solar; además, cuando se calienta, el agua se evapora instantáneamente, evitando el estado líquido debido a la baja presión. Marte también está en el umbral de lo llamado. "muerte geológica". El fin de la actividad volcánica aparentemente detuvo la circulación de minerales y elementos químicos entre la superficie y el interior del planeta.

La evidencia sugiere que anteriormente el planeta era mucho más propenso a albergar vida que ahora. Sin embargo, hasta la fecha no se han encontrado en él restos de organismos. El programa Viking, llevado a cabo a mediados de los años 1970, llevó a cabo una serie de experimentos para detectar microorganismos en suelo marciano. Ha producido resultados positivos, como un aumento temporal de las emisiones de CO2 cuando las partículas del suelo se colocan en agua y medio de cultivo. Sin embargo, esta evidencia de vida en Marte fue cuestionada por algunos científicos[¿por quién?]. Esto llevó a una larga disputa con el científico de la NASA Gilbert Levin, quien afirmó que Viking había descubierto vida. Después de reevaluar los datos de Viking a la luz del conocimiento científico actual sobre los extremófilos, se determinó que los experimentos realizados no estaban lo suficientemente avanzados para detectar estas formas de vida. Además, estas pruebas podrían incluso matar los organismos incluso si estuvieran contenidos en las muestras. Las pruebas realizadas como parte del programa Phoenix mostraron que el suelo tiene un pH muy alcalino y contiene magnesio, sodio, potasio y cloruro. Hay suficientes nutrientes en el suelo para sustentar la vida, pero las formas de vida deben protegerse de la intensa luz ultravioleta.

Es interesante que en algunos meteoritos de origen marciano se encontraron formaciones que tienen la forma de las bacterias más simples, aunque son inferiores en tamaño a los organismos terrestres más pequeños. Uno de esos meteoritos es ALH 84001, encontrado en la Antártida en 1984.

Según observaciones de la Tierra y datos de la nave espacial Mars Express, se descubrió metano en la atmósfera de Marte. En las condiciones de Marte, este gas se descompone con bastante rapidez, por lo que debe haber una fuente constante de reposición. Una fuente de este tipo podría ser la actividad geológica (pero no se han encontrado volcanes activos en Marte) o la actividad de las bacterias.

Observaciones astronómicas desde la superficie de Marte.

Después del aterrizaje de vehículos automáticos en la superficie de Marte, fue posible realizar observaciones astronómicas directamente desde la superficie del planeta. Debido a la posición astronómica de Marte en el sistema solar, las características de la atmósfera, el período orbital de Marte y sus satélites, la imagen del cielo nocturno de Marte (y los fenómenos astronómicos observados desde el planeta) difiere de la de la Tierra y En muchos sentidos parece inusual e interesante.

El color del cielo en Marte.

Durante el amanecer y el atardecer, el cielo marciano en el cenit tiene un color rosa rojizo, y en las inmediaciones del disco solar, de azul a violeta, lo que es completamente opuesto a la imagen de los amaneceres terrestres.

Al mediodía, el cielo de Marte es de color amarillo anaranjado. La razón de tales diferencias con los colores del cielo terrestre son las propiedades de la atmósfera de Marte, delgada, enrarecida y que contiene polvo. En Marte, la dispersión de rayos Rayleigh (que en la Tierra es la causa del color azul del cielo) juega un papel insignificante, su efecto es débil. Presumiblemente, el color amarillo anaranjado del cielo también se debe a la presencia de un 1% de magnetita en las partículas de polvo constantemente suspendidas en la atmósfera marciana y levantadas por las tormentas de polvo estacionales. El crepúsculo comienza mucho antes del amanecer y dura mucho después del atardecer. A veces, el color del cielo marciano adquiere un tono púrpura como resultado de la dispersión de la luz en micropartículas de hielo de agua en las nubes (este último es un fenómeno bastante raro).

sol y planetas

El tamaño angular del Sol observado desde Marte es menor que el visible desde la Tierra y es 2/3 de este último. Mercurio de Marte será prácticamente inaccesible a la observación a simple vista debido a su extrema proximidad al Sol. El planeta más brillante en el cielo de Marte es Venus, Júpiter ocupa el segundo lugar (sus cuatro satélites más grandes se pueden observar sin telescopio) y la Tierra ocupa el tercer lugar.

La Tierra es un planeta interior para Marte, al igual que Venus lo es para la Tierra. En consecuencia, desde Marte, la Tierra se observa como una estrella de la mañana o de la tarde, que sale antes del amanecer o es visible en el cielo vespertino después del atardecer.

El alargamiento máximo de la Tierra en el cielo de Marte será de 38 grados. A simple vista, la Tierra será visible como una estrella verdosa brillante (magnitud máxima visible alrededor de -2,5), junto a la cual la estrella de la Luna, amarillenta y más débil (aproximadamente 0,9) será fácilmente visible. A través de un telescopio, ambos objetos mostrarán las mismas fases. La revolución de la Luna alrededor de la Tierra se observará desde Marte de la siguiente manera: a la distancia angular máxima de la Luna a la Tierra, el ojo desnudo puede separar fácilmente la Luna y la Tierra: después de una semana, las “estrellas” del La Luna y la Tierra se fusionarán en una sola estrella, inseparable a simple vista; al cabo de una semana, la Luna volverá a ser visible a su máxima distancia, pero al otro lado de la Tierra. De vez en cuando, un observador en Marte podrá ver el paso (tránsito) de la Luna a través del disco terrestre o, por el contrario, la cobertura de la Luna por el disco terrestre. La distancia máxima aparente de la Luna a la Tierra (y su brillo aparente) cuando se observa desde Marte variará significativamente dependiendo de las posiciones relativas de la Tierra y Marte y, en consecuencia, de la distancia entre los planetas. En las eras de oposición será de unos 17 minutos de arco, a la distancia máxima entre la Tierra y Marte: 3,5 minutos de arco. La Tierra, al igual que otros planetas, será observada en la banda de constelaciones del Zodíaco. Un astrónomo en Marte también podrá observar el paso de la Tierra a través del disco del Sol, el más cercano ocurrió el 10 de noviembre de 2084.

Satélites: Fobos y Deimos

Paso de Fobos a través del disco solar. Fotos de Oportunidad

Fobos, cuando se observa desde la superficie de Marte, tiene un diámetro aparente de aproximadamente 1/3 del disco de la Luna en el cielo de la Tierra y una magnitud aparente de aproximadamente -9 (aproximadamente la misma que la Luna en su primer cuarto de fase). Fobos sale por el oeste y se pone por el este, para volver a salir 11 horas más tarde, cruzando así el cielo marciano dos veces al día. El movimiento de esta rápida luna por el cielo será fácilmente perceptible durante la noche, al igual que los cambios de fase. A simple vista se puede distinguir el relieve más grande de Fobos: el cráter Stickney. Deimos sale por el este y se pone por el oeste, aparece como una estrella brillante sin un disco visible perceptible, de aproximadamente magnitud -5 (un poco más brillante que Venus en el cielo de la Tierra), cruzando lentamente el cielo en el transcurso de 2,7 días marcianos. Ambos satélites se podrán observar en el cielo nocturno al mismo tiempo, en este caso Fobos se moverá hacia Deimos.

Tanto Fobos como Deimos son lo suficientemente brillantes como para que los objetos en la superficie de Marte proyecten sombras claras durante la noche. Ambos satélites tienen una inclinación orbital relativamente baja hacia el ecuador de Marte, lo que impide su observación en las altas latitudes norte y sur del planeta: por ejemplo, Fobos nunca se eleva por encima del horizonte al norte de 70,4° N. w. o al sur de 70,4° S. sh.; para Deimos estos valores son 82,7° N. w. y 82,7° S. w. En Marte se puede observar un eclipse de Fobos y Deimos cuando entran en la sombra de Marte, así como un eclipse de Sol, que es sólo anular debido al pequeño tamaño angular de Fobos en comparación con el disco solar.

Esfera celestial

El Polo Norte de Marte, debido a la inclinación del eje del planeta, está situado en la constelación de Cygnus (coordenadas ecuatoriales: ascensión recta 21h 10m 42s, declinación +52° 53,0? y no está marcado por una estrella brillante: la más cercana a la El polo es una estrella tenue de sexta magnitud BD +52 2880 (otras sus designaciones son HR 8106, HD 201834, SAO 33185). El polo sur celeste (coordenadas 9h 10m 42s y -52° 53.0) se encuentra a un par de grados de la estrella. Kappa Parus (magnitud aparente 2,5): en principio, puede considerarse la estrella del Polo Sur de Marte.

Las constelaciones zodiacales de la eclíptica marciana son similares a las observadas desde la Tierra, con una diferencia: al observar el movimiento anual del Sol entre las constelaciones, éste (como otros planetas, incluida la Tierra), abandona la parte oriental de la constelación de Piscis. , pasará durante 6 días por la parte norte de la constelación de Cetus antes de volver a entrar en el oeste de Piscis.

Historia de la exploración de Marte

La exploración de Marte comenzó hace mucho tiempo, hace 3,5 mil años, en el Antiguo Egipto. Los primeros informes detallados sobre la posición de Marte fueron compilados por astrónomos babilónicos, quienes desarrollaron una serie de métodos matemáticos para predecir la posición del planeta. Utilizando datos de los egipcios y babilonios, los antiguos filósofos y astrónomos griegos (helenísticos) desarrollaron un modelo geocéntrico detallado para explicar el movimiento de los planetas. Varios siglos después, los astrónomos indios e islámicos estimaron el tamaño de Marte y su distancia a la Tierra. En el siglo XVI, Nicolás Copérnico propuso un modelo heliocéntrico para describir el sistema solar con órbitas planetarias circulares. Sus resultados fueron revisados ​​por Johannes Kepler, quien introdujo una órbita elíptica de Marte más precisa, coincidiendo con la observada.

En 1659, Francesco Fontana, mirando Marte a través de un telescopio, hizo el primer dibujo del planeta. Representa una mancha negra en el centro de una esfera claramente definida.

En 1660, se agregaron dos casquetes polares a la mancha negra, agregados por Jean Dominique Cassini.

En 1888, Giovanni Schiaparelli, que estudió en Rusia, dio los primeros nombres a determinadas características de la superficie: los mares de Afrodita, Eritrea, Adriático, Cimmerio; lagos Sun, Lunnoe y Phoenix.

El apogeo de las observaciones telescópicas de Marte se produjo a finales del siglo XIX y mediados del XX. Se debe en gran medida al interés público y a las conocidas controversias científicas en torno a los canales marcianos observados. Entre los astrónomos de la era preespacial que realizaron observaciones telescópicas de Marte durante este período, los más famosos son Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Fueron ellos quienes sentaron las bases de la areografía y compilaron los primeros mapas detallados de la superficie de Marte, aunque resultaron ser casi completamente incorrectos después de que las sondas automáticas volaron a Marte.

Colonización de Marte

Aspecto estimado de Marte después de la terraformación

Las condiciones naturales relativamente cercanas a las de la Tierra hacen que esta tarea sea algo más fácil. En particular, hay lugares en la Tierra en las que las condiciones naturales son similares a las de Marte. Las temperaturas extremadamente bajas en el Ártico y la Antártida son comparables incluso a las temperaturas más frías de Marte, y el ecuador de Marte puede ser tan cálido (+20°C) en los meses de verano como en la Tierra. También hay desiertos en la Tierra que son similares en apariencia al paisaje marciano.

Pero existen diferencias significativas entre la Tierra y Marte. En particular, el campo magnético de Marte es aproximadamente 800 veces más débil que el de la Tierra. Junto con una atmósfera enrarecida (cientos de veces más que la de la Tierra), esto aumenta la cantidad de radiación ionizante que llega a su superficie. Las mediciones realizadas por la nave espacial estadounidense no tripulada Mars Odyssey mostraron que la radiación de fondo en la órbita de Marte es 2,2 veces mayor que la radiación de fondo en la Estación Espacial Internacional. La dosis promedio fue de aproximadamente 220 milirads por día (2,2 miligrays por día o 0,8 grises por año). La cantidad de radiación recibida como resultado de estar en ese entorno durante tres años se acerca a los límites de seguridad establecidos para los astronautas. En la superficie de Marte, la radiación de fondo es algo menor y la dosis es de 0,2 a 0,3 Gy por año, variando significativamente según el terreno, la altitud y los campos magnéticos locales.

La composición química de los minerales comunes en Marte es más diversa que la de otros cuerpos celestes cercanos a la Tierra. Según la corporación 4Frontiers, hay suficientes para abastecer no solo al propio Marte, sino también a la Luna, la Tierra y el cinturón de asteroides.

El tiempo de vuelo de la Tierra a Marte (con las tecnologías actuales) es de 259 días en semielipse y 70 días en parábola. Para comunicarse con colonias potenciales se puede utilizar la comunicación por radio, que tiene un retraso de 3-4 minutos en cada dirección durante el acercamiento más cercano de los planetas (que se repite cada 780 días) y unos 20 minutos. a la distancia máxima de los planetas; ver Configuración (astronomía).

Hasta la fecha, no se han tomado medidas prácticas para colonizar Marte, pero el desarrollo de la colonización está en marcha, por ejemplo, el proyecto Centenary Spaceship, el desarrollo de un módulo habitable para permanecer en el planeta Deep Space Habitat.