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Marte (planeta)

Marte Imagen ampliada Características orbitales Radio medio 227.936,640 km Excentricidad 0,09341233 Período orbital (sideral) 686,98 días Período orbital (sinódico) 779,95 días Velocidad orbital media 24,1309 km/s Inclinación 1,85061° Número de satélites 2 Características físicas Diámetro ecuatorial 6.794,4 km Área superficial 144 millones km2 Masa 6,4191 × 1023 kg Densidad media 3,94 g/cm3 Gravedad superficial 3,71 m/s2 Período de rotación 24,6229 horas Inclinación axial 25,19° Albedo 0,15 Velocidad de escape 5,02 km/s Temperatura superficial mín. media máx. 133K 210K 293K Características atmosféricas Presión atmosférica 0,7-0,9 kPa Dióxido de carbono 95,32% Nitrógeno 2,7% Argón 1,6% Oxígeno 0,13% Monóxido de carbono 0,07% Vapor de agua 0,03% Neón Criptón Xenón Ozono Metano Trazas

Cuarto planeta del sistema solar. Forma parte de los denominados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrogrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Los planetas superiores o exteriores, nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto; sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geometricamente . Considerando el triángulo Sol-Marte-Tierra, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, fácilmente visible con un anteojo de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde antiguo como un símbolo del dios de la guerra.En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo.

Características físicas

• Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 Km. y uno polar de 6.750 Km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, o sea tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está animado de una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta; pero la precesión lunar, que en nuestro planeta es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.
  
• Con este diámetro su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra; es 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Terra, debido a la poca fuerza gravitatoria.
  

Tamaño de Marte comparado con la Tierra.

• Conocemos con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h. 40 m., valor muy aproximado al verdadero. Comparando los dibujos hechos en un intervalo de observación de cerca de trescientos años, ha dado por resultado establecer el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h. 56 m. 4,1 s).
  
• De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 m. 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24h 41 min 18,6 s. Un día marciano vale, por consiguiente, 1,029 días terrestres. El día solar en Marte tiene, al igual que en la Tierra una duración variable, esto se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante en Marte la variación es mayor por la elevada excentricidad. Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa voz significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.
  
• El año marciano dura 687 días terrestres o 668,6 soles. Un calendario marciano, podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.
  
• Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clisés obtenidos en el obersvatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de le eclíptica (23º 27’), motivo por el cual Marte tiene periodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.
  

Órbita

La órbita de Marte es muy excéntrica:entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol aumenta en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares.
Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30ºC en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.
Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción o sea cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5" ; durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25". Durante la oposición alcanza una magnitud de -2,0 y en las oposiciones perihélicas -2,8 siendo el planeta más brillante con excepción de Venus y Júpiter. Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente en los periodos que preceden y siguen a las oposiciones

Superficie de Marte

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 por ciento, superficie 28 por ciento, masa 11 por ciento. Como los océanos cubren el 71 por ciento de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie.
La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: Crateres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente balsalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxigeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 por ciento de silice, 13,5 de hierro, 5 de aluminio, 3,8 de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

Marte observado por el Telescopio espacial Hubble.

• Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen manchas oscuras si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Estos pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major que simplemente es una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable.
  
• La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta dándole esa coloración rojiza característica o, mejor dicho, el de un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.
  
• Un enorme escalón, cercano al ecuador divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas, un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios km en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
  
• Hay distribuidos cráteres de impacto por todo Marte, pero en el H. Sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejantes a los «mares» de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Pero el aspecto general del paisaje marciano difiere que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de una atmósfera. En particular, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos circos. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destaca en el hemisferio sur el crater de impacto Hellas Planitia tiene 6 km de profundidad y 2.000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes, tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
  
• El campo magnético marciano es muy débil, unas 2 milésimas del terrestre y con una polaridad invertida respecto a la Tierra.
  

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:

Mapa topográfico de Marte, cortesia NASA/JPL-Caltech. Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo Olympus Mons), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur.

• Una característica que domina parte del Hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons el mayor volcán del sistema solar. Tiene una altura de 25 Km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 Km. las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas.
  

• Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 Km. una anchura de hasta 500 km. y una profundidad de entre 2 y 7 Km. Valle Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.
  

• Hay clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.
  

• La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó dichos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fué hace unos 4.000 millones de años y por un breve periodo de tiempo.
  
• Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones de Marte extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global activo en el pasado y hoy desaparecido puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta. Las magnetizaciones residuales de las rocas ocurren en bandas alternativas, similares a las observadas en las dorsales marinas donde se forma nueva superficie terrestre. Aunque hay varias posibles explicaciones una de ellas es que el planeta Marte pudo haber tenido una tectónica de placas en su historia incial.
  

Características atmosféricas

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 mbares frente a los 1033 mbares de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud desde casi 9 milibares en las depresiones más profundas hasta 1 milibar en la cima del Monte Olympus . Su composición es fundamentalmente dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 Km. de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta. La atmósfera, es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dioxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas de naturaleza pilosa son el resultado de las tormentas de polvo y estan compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedentes del suelo ferruginoso.

• En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.
  
• La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.
  
• La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable siendo una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigínea, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. As&í el volcanismo vierte a la atmófera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas, alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos; así se va acumulando con el tiempo.
  
• En los inicios de su historia Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.
  
• No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 Km. de altura.
  
• Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera. Se estima en 400 años en tiempo en desaparecer en la atmósfera de Marte, ello supone que hay una fuente que lo produce. Lo más probable es que la actividad volcánica del Monte Olimpo no terminase de golpe hace 100 millones de años. Es necesario recalcar que la pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen.
  

El agua en Marte

En la Tierra, y al nivel del mar, el agua hierve a 100ºC. Pero el punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir al estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fué porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, al disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos. La sonda Mars Express estudiará también la presencia de hielos de agua en el subsuelo marciano. Cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavan una ranura en el suelo polvoriento de Marte, los bordes de esa excavación debieran desmoronarse como cuando practicamos un surco en la arena o en un suelo terroso. En realidad, los bordes de las ranuras practicadas en Marte no se desmoronan, como si el suelo estuviese húmedo. Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra donde, desde las grandes glaciaciones del cuaternario, el suelo está profundamente helado. En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado: el calor producido por el impacto del meteorito ha debido provocar la vaporización del hielo y al vapor en expansión se debería cierta sustentación de la materia proyectada en el impacto la formación del referido relieve de lóbulos o guimaldas. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya de depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones. Parece que en la zona de la depresión el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo; el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie; como la evaporación del liquido, aunque ineluctable, no es instantánea el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo como para que el curso del agua así creado por la fusión del permafrost haya excavado un lecho.

• En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur. La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. Este acuífero estaría situado entre 100 y 400 metros de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y formaría una presa de hielo que teminaría por romperse y produciendo un breve torrente activo hasta que el agua se avapora.
  
• En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó la firma de hidrógeno superficial. Este hidrógeno podría estar combinado formando agua helada. El hielo formaría una capa bajo la superficie, entre 30 y 60 cm. y comprendería desde los casquetes hasta los 60º de latitud. En enero de 2004 la sonda europea Mars Express detecta agua en el polo sur del planeta. La observación se hizo al final del verano cuando el "hielo seco" sublima y deja un casquete residual de agua. En el polo norte su presencia estaba ya confirmada. Parece que los europeos han detectado líneas espectrales de vapor de agua y no iones de hidrógeno. Se trata por lo tanto de una medida directa y no indirecta como la que hicieron las sondas norteamericanas en 2002. Existe por lo tanto cierta polémica sobre la autoría de este descubrimiento.
  
• También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 por ciento) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80ºC. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso conviertiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.
  

Casquetes polares

Polo Norte de Marte. (Cortesia NASA/JPL-Caltech.)

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Así como el vapor de agua se sublima en Marte aproximadamente a -80ºC, el gas carbónico lo hace a –120ºC. Esa diferencia confiere a los casquetes Polares de Marte un carácter singular. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida, como ya se ha dicho, a la condensación del vapor de agua atmosférico; luego, al seguir bajando la temperatura y pasar a ser la misma inferior a -120ºC, desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60º. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO₂. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120ºC, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80ºC, se sublima, a su vez, la escarcha; sólo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante. La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 kilómetros de diámetro y unos 10 metros de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO₂ ("hielo seco") y quizá debajo del casquete sur haya hielo de agua. En el verano austral el dióxido de carbono se sublima por completo, dejando una capa residual de hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el norte no lo ha hecho nunca. Se desconoce si existe una capa similar de hielo de agua bajo el casquete polar norte dado que la capa de dióxido de carbono nunca desaparece por completo. Ello se debe a que aunque el clima en el H. sur es más riguroso, las cortas estaciones de la primavera y verano del hemisferio austral ocurren cuando el sol está en el perihelio, así las máximas temperaturas ocurren en el hemisferio sur y el casquete sufre por ello. A la vez las temperaturas mas bajas también ocurren en el sur porque el otoño e invierno son largos y el sol está en el afelio.

• Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro. No se sabe a ciencia cierta el mecanismo causante de la estratificación pero puede ser debida a cambios climáticos relacionados con variaciones a largo plazo de la inclinación del ecuador marciano respecto al plano de la órbita. También podría haber agua oculta bajo la superficie a menores latitudes. Los cambios estacionales en los casquetes producen cambios en la presión atmoférica global de alrededor de un 25% (medidos en los lugares de aterrizaje de los Viking).
  
• La Mars Global Surveyor determinó a finales de 1998 que la masa total de hielo del casquete polar norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco". Los nuevos rasgos topográficos sugieren que el casquete norte marciano muestra un gran montículo de hielo, cortado por un remolino semicircular que podría ser obra del viento. El casquete helado parece elevarse abruptamente desde el terreno adyacente con laderas empinadas y acabando en una meseta de hielo. El hielo presenta en los bordes del casquete bandas claras y oscuras que parecen indicar procesos de sedimentación. No hay huellas de impacto, lo que significa que se trata de un casquete y sus depositos podrían tener sólo 100.000 años. En cambio el casquete del H. Sur formado al parecer sólo de CO₂ ("hielo seco") muestra cráteres de impacto que podría indicar una antigüedad de 1.000 millones de años.
  

Climatología

Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales. Tampoco resulta cómoda la comparación de las temperaturas registradas por las diferentes sondas que han explorado el planeta ya que estas observaciones se han realizado mediante instrumentos muy diferentes y con objetivos distintos (temperatura de superficie, atmósfera, regiones específicas, etc).

• Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La duración del día y de la noche Marte es aproximadamente la misma que en la Tierra.
  
• La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (-55 C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 ºC o más, mientras las máximas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80ºC. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130ºC.
  
• En una de esas ocasiones Marte se hallaba lo más cerca posible del Sol y entonces se registró en el ecuador, en pleno verano, la temperatura de 27ºC, de tanto que en el polo del otro hemisferio, donde imperaba entonces el invierno, se median 128ºC. En 1976, Marte se hallaba, por el contrario, a su máxima distancia del Sol cuando llegaron e ese planeta las sondas Viking. La primera de éstas aterrizó a una latitud (22,46ºN.) que es aproximadamente la de La Habana o de La Meca; allí, a pesar de hallarse el hemisferio en verano, la máxima temperatura diurna registrada fue de -13ºC (a las 15 horas) y la mínima de –86ºC (a las 6, antes de la salida del Sol). Por su parte, el segundo Viking se posó a la latitud de 47,89ºN. (aproximadamente la de Viena) y midió allí, también en pleno verano, temperaturas máximas y mínimas que, en promedio, fueron respectivamente de -38 y –89ºC.
  
• Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente (aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta) y en el hemisferio sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 Km/h. Así como en la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte, dada la ínfima densidad del aire, sólo un vendaval de unos 200km/h puede producir el mismo efecto, aunque admitiendo que el suelo esté seco (y ya hemos visto que, por su consistencia, está cargado de humedad congelada). Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiónes planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía]] del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita (o sea a su mínima distancia del Sol), la temperatura se eleva en el H. sur por ser finales de primavera y con el plus extra del mayor acercamiento al Sol. Ello causa que el suelo pierde su humedad. En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, por ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no sólo todo un hemisferio sino incluso la casi totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera causa una neblilla amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta. Al interferir la entrada de energía solar las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente. Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (dos Mars soviéticas y dos Mariner americanas) que acababan de llegar al planeta rojo. Esos velos de polvo que se trasladan de una parte a otra, que cubren y descubren estacionalmente regiones de otro color o matiz, y esos vientos que orientan las partículas del suelo y las dunas, explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.
  
• Durante un año marciano parte del CO₂ de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmósferica tiene una variación anual.
  

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