Clima de Mart

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Imatge de Mart pel Viking 1, 22 de febrer de 1980

El clima de Mart ha estat un tema d'interès científic durant segles entre altres coses perquè Mart és l'únic planeta del qual es pot observar la superfície en detall directament des de la Terra.

Una de les missions del Curiosiy[1] és la d'estudiar el clima de Mart.

Presumiblement el clima de Mart en temps passats havia estat més càlid i més humit i presentava a la seva superfície una capa d'aigua liquida i fins i tot hi plovia. Això fa al planeta Mart el candidat més probable per la primera missió que porti humans a un altre planeta.

Malgrat que Mart tingui una massa menor que la de la Terra i estigui un 50% més lluny del Sol que la Terra, el seu clima té similituds importants com són els casquets polars amb gel, els canvis estacionals i la presència observable de patrons de temps meteorològic. També hi ha diferències importants com és l'absència d'aigua líquida,(malgrat que n’hi ha de congelada) i la inèrcia tèrmica que a Mart és molt més baixa. L'atmosfera marciana té una alçada d'uns 11 km (un 60% més alta que la terrestre). L'increment de la sublimació que s'ha observat en els darrers anys en el pol sud de Mart ha portat a especular que també experimenta un escalfament global.[2]


Història de les observacions del clima de Mart[modifica | modifica el codi]

Giancomo Miraldi determinà l'any 1704 que el casquet polar sud no està centrat en el pol rotacional de Mart.[3] Durant el fenomen de l'oposició de l'any 1719, Miraldi observà tots dos casquets polars i la variabilitat temporal de la seva extensió.

William Herschel va ser el primer a dedur la baixa densitat de l'atmosfera marciana l'any 1784 quan observà que el pas proper de dues estrelles no va afectar les sevesbrillantors.[3]

Honore Flaugergues el 1809 descobrí "núvols grocs" sobre la superfície de Mart osa que va ser la primera observació de les tempestes de pols de Mart.[4] Flaugergues també es va fixar que la significativa disminució del casquet polar durant la primavera de Mart però la seva conclusió que el clima de Mart era més càlid que el de la Terra era incorrecta.

Paleoclimatologia de Mart[modifica | modifica el codi]

Hi ha actualment dos sistemes de classificació del clima de Mart en temps passats: El primer està basat en la densitat dels cràters i té tres edats, Noachiana, Hesperiana i Amazoniana. S'ha proposat una alternativa basada en la mineralogia també amb tres edats, Phyllociana, Theikiana i Siderikiana.

L'atmosfera de l'era Noachiana es creu que era rica en diòxid de carboni. L'estudi de les argiles de Mart[5] mostren que tenien poc o gens de carbonats en aquella era. Les formacions d'argila en una atmosfera rica en diòxid de carboni sempre presenten carbonats però una vegada formats són susceptibles d'ésser destruïts per l'acidesa volcànica.

El descobriment de minerals formats amb l'aigua a Mart incloent Hematita i jarosita pel Opportunity rover, i de goethita pel Spirit rover han portat a la conclusió que les condicions climàtiques del passat llunyà ermetien el lliure flux d'aigua asobre Mart. La forma d'alguns impactes de cràter indica que el sòl estava humit en el moment de l'impacte.[6] La hipòtesi d'un clima calent i humit en l'era Noachiana es contrasta amb l'anàlisi de meteorits provinents de Mart que suggereixen que la temperatura ambient sobre la superfície estava per sota de 0 °C com a mínim des de fa 4000 milions d'anys[7]

Mart podria haver tingut en el passat una atmosfera més gruixuda i calenta que la de la Terra i hi podria haver hagut llacs i oceans.[8] Però és extremadament difícil construir models de clima globals per a Mart que donin tmperatures per sobre de 0 °C en qualsevol moment de la seva història.[9]

Meteorologia[modifica | modifica el codi]

La temperatura a Mart varia d'any a any (com s'espera que passi a qualsevol planeta amb una atmosfera). A Mart no hi ha cap oceà que són una font de molta variació intranual del temps meteorològic a la Terra. Les dades de la "Mars Orbital Camera" van començar el març de 1999 i abasten 2,5 anys marcians[10] aquestes dades mostren que l'oratge de Mart tendeix a ser més repetitiu i més predictible que el de la Terra.

El 29 de setembre de 2008, la nau espaial Phoenix lander va fotografiar una nevada caient d'un núvol a la Vall Verda de Mart prop del cràter Heimdall. La neu es va tornar en vapor abans d'arribar al sòl, en un fenomen meteorològic que s'anomena virga.[11]

Núvols[modifica | modifica el codi]

Animació de núvols de gel a Mart.

Les tempestes de pols de Mart poden fer arribar a l'atmosfera partícules fines amb les quals ees poden formar núvols que poden estar situats molt amunt a uns 100 km de la superfície.[12] Són núvols molt tènues i només es poden veure per la llum solar reflectida a la foscor de la nit. En aquest sentit són com unl núvol noctilucent de la Terra que en aquest cas es formen a uns 50 km d'altitud.

Temperatura[modifica | modifica el codi]

S'ha informat de diferents valors per la temperatura mitjana de Mart,[13] el valor comú és de −55 °C .[14] Les temperatures de a superfície s'han estimat des del "Viking Orbiter Infrared Thermal Mapper data"; això dóna temperatures extremes des de +27 °C fins a −143 °C a l'hivern en els casquets polars.[15] Les temperatures mesurades pels Viking landers varien de -17,2 °C fins|−107 °C.

La diferència entre les temperatures diürnes i les nocturnes en certes èpoques de l'any (idèntica o molt poc diferent) no té encara explicació.[16] A la primavera de l'hemisferi sud i a l'estiu la variació diària de la temperatura està dominada per les tempestes de pols. les quals incrementen el valor de la temperatura mínima nocturna i fan baixar el valor de la temperatura diürna,[17]

Propietats de l'atmosfera[modifica | modifica el codi]

Baixa pressió atmosfèrica[modifica | modifica el codi]

L'atmosfera de Mart està composta principalemt de diòxid de carboni i té una pressió superficial mitjana de’un 600 pascals, molt més baixa que la terrestre qu és de 101.000 Pa. Un efect d'això és que l'atmosfera de Mart pot reaccionar més ràpidament per a una entrada d'energia donada que la terrestre.[18] l'atmosfera marciana té un 4% de nitrogen i argó .l'oxigen i el vapor d'aigua en l'atmosfera marciana representen menys de l'1%. .


La massa de l'atmosfera ddurant l'any varia a causa de la condensació a l'hivern i l'evaporació a l'estiu de grans quantitats de diòxid de carboni als casquets polars.

Com a conseqüència, Mart està subjecte a fortes marees tèrmiques produïdes per l'escalfament solar que no pas a les influències gravitatòries. Aquestes marees són significatives (un 10% del total de la pressió atmosfèrica). La Terra també té aquestes mares però d'efectes menors per la seva major massa atmosfèrica. ..

Malgrat que la temperatura de mart pugui estar per sobre dels 0ªC, l'aigua líquida és inestable sobre la major part del planeta, ja que la pressió atmosfèrica està per sota del punt triple de l'aigua i el gel simplement se sublima cap vapor d’aigua. Com excepció a ixò hi ha les zones baixes del planeta especialment la conca d'impacte d'Hellas Planitia la qual és tan profunda que la pressió atmosfèrica arriba a ser de 1.155 Pa, la qual està per sobre del punt triple i per tant si la temperatura ultrapassa els 0 °C hi pot haver aigua líquida.

Vent[modifica | modifica el codi]

La superfície de Mart té una molt baixa inèrcia tèrmica,cosa que significa que s'escalfa ràpidament quan el Sol hi incideix. A les latituds baixes la circulació de Hadley domina. A latituds més altes les sèries de pressió d'onades baroclíniques dominen el temps. La pols se situa a l'atmosfera molt de temps i l'única precipitació que hi ha és de nevades de CO2.[19] Hi ha tempestes ciclòniques que s'ha pogut observar des del telescopi Hubble.


Efecte de les tempestes de pols[modifica | modifica el codi]

Tempesta de pols a la conca de Hellas del 2001

S'han observat tempestes d epols d'un mes de durada. Són més comunes durant el periheli, quan Mar t rep un 40% més de llum solar que durant l'afeli. Durant l'afeli els núvols de gel interaccionen amb les partícules de pols i afecten la temperatura del planeta.[20]


Saltació[modifica | modifica el codi]

El procés de saltació geològica és força important a Mart per afegir partícules a l'atmosfera. Partícules de sorra transportades per saltació s'han observat al MER Spirit rover.[21]

Pesència de metà[modifica | modifica el codi]

SD’ha detectat metà a l'atmosfera de mart per part de la sonda Mars Express a nivells de 10 nL/L.[22][23][24]


Muntanyes[modifica | modifica el codi]

Les tempestes de mart són afectades significativament per les grans sserralades de muntanyes.[25] Grans muntanyes individuals com Olympus Mons (27 km) poden afetar la meteorologia local però efectres més grans els tenen els volcans de la regió de Tharsis.

En particular es forma un gren núvol de pol en espiral sobre Arsia Mons.[26]

Casquets polars[modifica | modifica el codi]

Imatge HiRISE de dunes formades per erupcions de CO2 gal casquet polar sud.

Els dos casquets polars nord i sud de mart estan formats principalment per gel d'aigua, tnmateix hi ha també gel sec (diòxid de carboni sòlid) a la superfície. Al casquet nord a la zona de Planum Boreum només hi ha gel sec a l'hivern, ja que a l'estiu se sublima completament. En canvi al casquet sud hi ha gel sec tot l'any amb una capa d'uns 8 metres de gruix.[27] Aquesta diferència es deu a l'altitud més elevada del pol sud.


El casquet polar nor té un diàmetre d'aproximadament 1.000 km durant l'estiu de Mart,[28] i conté uns 1,6 milions de quilòmetres cúbics de gel el qual fa una capa de 2 km de gruix.[29] El casquet polar sud té un diàmetre de 350 km i un gruix màxim de 3 km.[30] Els dos casquets disminueixen i tornen a créixer amb la fluctuació estacional de les temperatures de Mart.

Vent solar[modifica | modifica el codi]

Mart va perdre la majoria del seu camp magnètic fa 4.000 milions d'anys.Com a resultat, el, vent solar i la radiació còsmica interaccionen dírectament sobre la ionosfera marcians. Això manté l'atmosfera més tènue.[31]

Estacions[modifica | modifica el codi]

Sublimació del gel a la primavera.

Mart té el seu eix amb un angle de 25.2°. Això significa que té estacions durant l'any com les té la Terra L'excentricitat orbital de Mart de 0,1, molt més gran que la de la terra actualment (0,02). Els hiverns a l'hemisferi sud són més llargs i més freds que al nord. Les estacions presenten llargades desiguals:

Estació Sols
(a Mart)
Dies
(a la Terra)
Primavera del nord, Tardor del sud: 193.30 92.764
Estiu del nord, Hivern del sud: 178.64 93.647
Tardor del nord, Primavera del sud: 142.70 89.836
Hivern del nord, Estiu del sus: 153.95 88.997


Com que el Mars Global Surveyor va poder observar Mart durant 4 anys marcians va trobar que el temps meteorològic allà era similar d'any en any. Qualsevol diferència estava relacionada amb els canvis en l'energia solar que arribava a Mart. Es van poder predir les tempestes de sorra que hi podria haver durant l'aterratge del Beagle 2. Regional dust storms were discovered to be closely related to where dust was available.[32]

Zones climàtiques[modifica | modifica el codi]

Com que Mart no té ni vegetació ni pluges qualsevol classificació climàtica s'ha de basar només en la temperatura i un refinament posterior es pot basar en la distribució de la pols, el contingut de vapor d'aigua i si es presenta la neu.[33]


Notes[modifica | modifica el codi]

  1. http://www.cbsnews.com/8301-205_162-57487070/curiosity-rover-touches-down-on-mars/
  2. Francis Reddy. «MGS sees changing face of Mars». Astronomy Magazine, 23 September 2005. [Consulta: 2007-09-06].
  3. 3,0 3,1 Exploring Mars in the 1700s
  4. Exploring Mars in the 1800s
  5. «Clay studies might alter Mars theories». Science Daily, 19 July 2007. Arxivat de l'original el September 30, 2007. [Consulta: 2007-09-06].
  6. Carr, M.H., et al. (1977), Martian impact craters and emplacement of ejecta by surface flow, J. Geophys. Res., 82, 4055-65.
  7. Shuster, David L.; Weiss, Benjamin P.. «Martian Surface Paleotemperatures from Thermochronology of Meteorites». Science, vol. 309, 5734, July 22, 2005, pàg. 594–600. Bibcode: 2005Sci...309..594S. DOI: 10.1126/science.1113077. PMID: 16040703.
  8. Hartmann, W. 2003. A Traveler's Guide to Mars. Workman Publishing. NY NY.
  9. aberle, R.M. (1998), Early Climate Models, J. Geophys. Res., 103(E12),28467-79
  10. «Weather at the Mars Exploration Rover and Beagle 2 Landing Sites». Malin Space Science Systems. [Consulta: 2007-09-08].
  11. «NASA Mars Lander Sees Falling Snow, Soil Data Suggest Liquid Past», 2008-09-29. [Consulta: 2008-10-03].
  12. Mars Clouds Higher Than Any On Earth
  13. Eydelman, Albert. «Temperature on the Surface of Mars». The Physics Factbook, 2001.
  14. «Focus Sections :: The Planet Mars». MarsNews.com. [Consulta: 2007-09-08].
  15. «What is the typical temperature on Mars?». Astronomy Cafe. [Consulta: 2007-09-08].
  16. Liu, Junjun. «An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared» (– Scholar search). Journal of Geophysical Research, vol. 108, 5089, 15 August 2003, pàg. 5089. Bibcode: 2003JGRE..108.5089L. DOI: 10.1029/2002JE001921 [Consulta: 8 setembre 2007]. [Enllaç no actiu]
  17. William Sheehan, The Planet Mars: A History of Observation and Discovery, Chapter 13 (available on the web)
  18. Mars General Circulation Modeling Group. «Mars' low surface pressure. ..». NASA. [Consulta: 2007-02-22].
  19. François Forget. «Alien Weather at the Poles of Mars». Science. [Consulta: 2007-02-25].
  20. «Duststorms on Mars». whfreeman.com. [Consulta: 2007-02-22].
  21. G. Landis, et al., "Dust and Sand Deposition on the MER Solar Arrays as Viewed by the Microscopic Imager," 37th Lunar and Planetary Science Conference, Houston TX, March 13–17, 2006. pdf file (also summarized in NASA Glenn Research and Technology 2006 report
  22. Francis Reddy. «Titan, Mars methane may be on ice». Astronomy Magazine, 7 March 2006. [Consulta: 2007-09-06].
  23. V. Formisano, S. Atreya, T. Encrenaz, N. Ignatiev, M. Giuranna. «Detection of Methane in the Atmosphere of Mars». Science, vol. 306, 5702, 2004, pàg. 1758–1761. Bibcode: 2004Sci...306.1758F. DOI: 10.1126/science.1101732. PMID: 15514118.
  24. «Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere». ESA, March 30, 2004 [Consulta: 19 agost 2008].
  25. Mars General Circulation Modeling Group. «The Martian mountain ranges...». NASA. [Consulta: 2007-09-08].
  26. «PIA04294: Repeated Clouds over Arsia Mons». NASA. [Consulta: 2007-09-08].
  27. Darling, David. «Mars, polar caps, ENCYCLOPEDIA OF ASTROBIOLOGY, ASTRONOMY, AND SPACEFLIGHT». [Consulta: 2007-02-26].
  28. «MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program». Mira.org. [Consulta: 2007-02-26].
  29. Carr, Michael H.. «Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate» (PDF). Journal of Geophysical Research, vol. 108, 5042, 2003, pàg. 24. Bibcode: 2003JGRE..108.5042C. DOI: 10.1029/2002JE001963.
  30. Phillips, Tony. «Mars is Melting, Science at NASA». [Consulta: 2007-02-26].
  31. The Solar Wind at Mars
  32. Malin, M. et al. 2010. An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation. MARS INFORMATICS. http://marsjournal.org
  33. Hargitai Henrik. «Climate Zones of Mars». Lunar and Planetary Institute, 2009. [Consulta: 2010-05-18].

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]