Las variaciones en los eje de inclinación y las estaciones

Marzo conocido variación de la inclinación de su eje de rotación durante períodos de 120   000 años debido a las interacciones gravitacionales con otros planetas incluyendo Jupiter que es relativamente cerca de Marte y a la resonancia fenómenos entre los objetos del sistema solar orbitales.

De acuerdo con simulaciones por ordenador, la oblicuidad de Marte, por tanto, puede variar entre 11 ° y 49 ° de acuerdo con las configuraciones planetarias, pero podría ser que no son aún mayores variaciones casi pueden alcanzar los 90 °.

Cualesquiera que sean los valores exactos, las variaciones de inclinación tienen un impacto en el clima marciano y, en particular, las regiones polares que podrían ser periódicamente mucho más expuestos a calor del sol que hoy. Por lo tanto, los polos de Marte que en la actualidad están cubiertos con agua helada y dióxido de carbono puede, de acuerdo con la inclinación de Marte, se funden y esta agua se pueden distribuir de manera diferente en el planeta, en particular, a las zonas ecuatoriales.

Hielo de fusión y evaporación también podría afectar a la masa y la densidad de la atmósfera de Marte y por tanto la presión atmosférica y la temperatura del planeta.

Habitabilidad

Marte es actualmente el único planeta en el que es posible implantar colonias humanas a pesar de la baja presión, la ausencia de agua líquida y de oxígeno, la ausencia de campos magnéticos de protección sustanciales y temperaturas negativas. De hecho, las condiciones en la superficie de Marte en realidad no son tan hostil que otras estrellas potenciales y la proximidad entre Marte y la Tierra podría permitir la ejecución sostenible.

Sin embargo, por el momento, todavía estamos buscando evidencia de posible vida pasada en Marte, y creemos que Marte pudo haber conocido en las condiciones favorables del pasado para el surgimiento de la vida, incluyendo una temperatura más alta, una atmósfera más densa, un campo magnético más fuerte y el agua líquida bajo ciertas latitudes.

A pesar de la proliferación de índices, por ahora, ninguna vida marciana ha sido aún detectada a pesar del gran número de misiones de exploración.

La temperatura y la presión en Marte

Aunque Marte es un poco más lejos del Sol que la Tierra, todavía está a una distancia que le permite recibir una cantidad relativamente alta de la energía solar. Mientras que la temperatura media en la superficie de Marte es -63 ° C, se puede subir a valores de 35 ° C. La temperatura mínima medida es -143 ° C.

La presión atmosférica es muy baja, del orden de una centésima de la experimentada en la Tierra y conoce una variación estacional debido a la cantidad de variación de vapor de dióxido de carbono en la atmósfera y que proviene de los casquetes polares.

Superficie

La superficie de Marte es remotamente observable debido a que la atmósfera de Marte es delgada y lo suficientemente transparente para permitir la observación directa de la superficie, fuera de los períodos de tormentas globales.

Aunque Marte es muy cerca de la tierra cada 2 años, no podemos observar con detalle la superficie de la Tierra, sólo podemos distinguir los casquetes polares y algunas estructuras muy grandes.

Desde la Mars Global Surveyor en 1990, Marte ha sido asignada en su totalidad en muy alta resolución.

El hemisferio norte es una especie de enorme poco sosa montañosa cuya altitud es unos 6 kilómetros por debajo del nivel de referencia.

El hemisferio en cuando a él se compone de relativamente altas mesetas con muchos relieves marcados.

Estructura geológica notable

Marte tiene áreas geográficas notables:

• La protuberancia de Tharsis: una enorme zona elevada de más de 5.500 km de diámetro, que tiene muchos volcanes extinguir entre ellas:
  • Olympus Mons, el volcán más grande del sistema solar, con cerca de 22,5 kilometros de altitud
  • Los tois otros grandes volcanes: Malea, Hesperia y Elysium, que también son relieves entre los más altos en el sistema solar
• Altas mesetas como Siria Planum y Solis Planum
• Un cañón gigantesco: Valles Marineris
• Lagunas y otros cañones: Noctis Labyrinthus
• Las enormes cuencas de impacto
  • Hellas Planitia en el hemisferio sur, que es la zona más baja del mundo, con 8,2 kilómetros por debajo del nivel de referencia
  • Argyre Planitia, también en el hemisferio sur
  • Planita Utopía en el hemisferio norte
• Dos capas polares de hielo seco y hielo de agua

Marte Vulcanismo

Marte tiene el volcán más alto del sistema solar cuya más famosa como la más alta  : Olympus Mons (Monte Olimpo) con alrededor de 22,5 kilometros de altitud entre su base y su punto más alto. Alba Patera es cuando en el volcán más amplio en el sistema solar con 1600 kilómetros de diámetro en su base.

También hay muchos otros volcanes en escudo, estratovolcanes cientos de mucho menor y muchos otros volcanes pocos cientos de metros de diámetro.

Los volcanes de Marte son evidencia de un antiguo volcánicas tectónica de placas intensos pero, a diferencia de los volcanes marcianos, no se origina desde marzo tuvo ningún fenómeno placas tectónicas.

Volcanes marcianos son zonas situadas por encima de los hotspots que, contrariamente a lo que ocurre en la Tierra, donde se mueven, permanecen fijos. El punto caliente no se mueve en relación con la corteza, el volcán que se forma sobre la superficie, siempre por encima y crece continuamente hasta la desaparición de la zona caliente.

No hay volcanes activos en la superficie de Marte hoy en día, se concluyó que la corteza era completamente solidificada y el interior de Marte se enfría hasta el punto de no ser capaz de mantener el vulcanismo activo o campo magnético.

Los mayores volcanes de Marte, volcanes de escudo son tan grandes que ni siquiera notamos si ponemos en sus lados en la superficie de Marte. Su pendiente es muy baja y sus cráteres y Caleras es tan amplia que no vemos los bordes.

Los cinco volcanes más grandes en Marte (que también son los más grandes del sistema solar) son

• Olympus Mons con 21,229 metros sobre el nivel del mar y 648 km de ancho, al noroeste de la protuberancia de Tharsis;
• Ascraeus Mons con 18.225 metros, en Tharsis Montes;
• Pavonis Mons con 14.058 metros, en Tharsis Montes;
• Arsia con 17.761 metros, en Tharsis Montes;
• Elysium Mons con 14.028 metros, el volcán Elysium Planitia principal.
• Tenga en cuenta también que Alba Patera ciertamente no es de las más altas, con sólo 6.600 metros, pero es 1600 km de ancho por lo que es el volcán más grande del Sistema Solar

Marzo también tiene muchas llanuras volcánicas que podemos ver como cuencas de impacto Argyre Planitia y Hellas Planitia o regiones de Malea Planum, Hesperia Planum y Syrtis Major, que forman mesetas de basalto.

Agua en Marte?

Esta superficie de Marte muchos signo de la presencia de agua líquida en el pasado y su superficie muestra marcas de flujo de agua a gran escala.

El cambio en el eje de rotación provoca periódicamente los derriten los casquetes polares y el calentamiento global que conducen a la fusión del hielo contenido en el sótano, que provocaría gigantescas inundaciones forgeraient cañones, cauces de ríos y lagos. En cualquier caso, lo que debe haber sucedido en el pasado, pero no se sabe si estos fenómenos todavía podrían ocurrir en el futuro.

Además detectar siempre presente flujo probable de líquido a la superficie como lo demuestran algunas de las fotografías tomadas por las sondas que orbitan Marte.

También sabemos que el subsuelo marciano está saturado con agua helada y haría incluso grandes lagos de agua en zonas cercanas a la capa polar en el Polo Sur. Los polos también contienen grandes cantidades de agua: 1,6 millones de km3 cada uno.

La presencia de agua en estado líquido a la superficie de Marte es impedido por una parte, la muy baja temperatura y la presión también insuficiente para que el agua se puede mantener en estado líquido. El agua pasa directamente desde el estado congelado al estado gaseoso, llamado sublimación. Sin embargo, parece que el agua puede permanecer líquido durante períodos cortos de tiempo cuando se cumplen condiciones muy específicas, especialmente cuando las temperaturas son relativamente altos, mayor será la presión (en las zonas altas por debajo de la línea de base) y con la composición de hielo en forma de salmuera.

Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte es delgada y transparente. Su temperatura media es de -63 ° C. Su espesor, sin embargo, es de 11 Km que es mayor que el espesor de la atmósfera de la Tierra (7 km), que es debido a la baja gravedad de Marte. La presión atmosférica es de sólo 30 Pa en el punto más alto (en el Monte Olimpo) a 1   155 Pa en la cuenca Hellas Planitia es el lugar más bajo del mundo, la presión media es de 610 Pa es 1 / 100o de la presión de la tierra.

Se compone de

• Dióxido de carbono  (95,32 %),
• Nitrógeno  (2,7 %)
• Argon  (1,6 %)
• Oxígeno  (0,13 %),
• Monóxido de carbono  (0,07 %)
• Gaz traces  (0,2 %): monóxido de nitrógeno, trazas de neo, criptón, formol, xenón, el ozono y el metano

La presencia de metano es increíble porque su vida es relativamente corta, lo que significa que hay una renovación constante de la producción de este oro de gas es por lo general una de las formas de productos de la vida que ha sido interpretado como el prueba de la existencia de vida en Marte. Sin embargo, otros supuestos puramente químicos también son concebibles.

Nubes

Marte tiene nubes, pero sin precipitación. Las nubes están hechas de cristales de hielo y se forman a gran altura, entre 10 y 20 km. Su aspecto es similar al de los cirros terrestres.

Otros nubes hechas de dióxido de carbono se forman a alturas aún mayores.

Polvo y partículas de polvo demonios

La atmósfera de Marte es responsable de polvo fino (comparable al humo del cigarrillo) que permanecen más fácilmente en suspensión en el aire que la gravedad es bajo.

Combinado con una presión muy baja y las variaciones de temperatura, torbellino de polvo similar a la pequeña forma tornados levantar más polvo. Estos vórtices, llamados "Polvo demonios" recorren las vastas llanuras marcianas y plana en la superficie, dejando un rastro de su paso.

Las tormentas de polvo

Las tormentas de polvo de marzo conocidos a nivel mundial, como hemos visto en 2001, cuando toda la superficie del planeta fue atrapado en una tormenta que duró varios meses. No se conoce con precisión las condiciones y el modo de formación de tormentas planetarias pero creemos que en realidad es la reunión de las tormentas locales más pequeños.

Tormentas más pequeñas y forma localizada por el efecto combinado de la variación de la presión atmosférica y la temperatura a la merced de los cambios de temporada y las capas de hielo globales.

Estas tormentas pueden levantar el polvo de más de 50 km de altitud y ocultar completamente los rayos del Sol a nivel del suelo.

Estas tormentas afectan la temperatura del suelo lo que ayuda a provocar su desaparición provocando enfriamiento.

Aunque enorme, estas tormentas tienen vientos de 60 km / h en promedio, con picos a 100 km / h. Esto, combinado con una presión atmosférica muy baja, difícilmente se sentiría el viento si fue tomada en una de estas tormentas.

Casquetes polares

Marte tiene dos capas de hielo prominentes y cambiando con las estaciones.

Están compuestas de dióxido de carbono y agua en forma de hielo.

Estas tapas se componen de una zona permanente, llamada "corona residual" o "casquillo del verano" que persiste a lo largo del año y que nunca se va y un área temporal llamado "gorro de invierno" tope o "estacional" que cubre la tapa permanente en el calentamiento de invierno.

Las variaciones estacionales son, por tanto, responsable del cambio en la morfología de las tapas, que influyen en el clima marciano y crea tormentas en la temporada baja y varían la presión atmosférica.

La capa de hielo del sur de estar menos tiempo expuestos al sol que la capa de hielo del norte, invierno en el hemisferio sur dura más que en el hemisferio norte y el sur de temporada casquillo es más grande que la del norte.

Durante el invierno, el dióxido de carbono en la atmósfera se condensa en muy puro, hielo seco translúcida desde unos pocos metros a decenas de metros de espesor. Esto se produce por encima de 55 ° de latitud en el hemisferio y por encima de 65 ° de latitud en el hemisferio norte.

El casquete del polo sur residual conserva una capa de carbono de decenas de metros de espesor de hielo a diferencia del casquete polar norte residual que sólo se compone de hielo de agua.

Tapas residuales son sin embargo muy diferentes tapas de temporada. Están hechas de hielo de agua mezclado con polvo marciano y se componen de capas de varios kilómetros de espesor en algunos lugares. Las tapas tienen una forma debido a la fuerza de Coriolis en espiral y están marcados por grandes y profundos defectos llamados "chasmata" o "Casma" en singular.

El casquete del polo sur es cerca de 1000 km de diámetro, mientras que el casquete polar norte hace en el tercero, o 300 kilómetros de diámetro.

Evaporación tapas estacionales contribuye a variar la presión de aire más del 30% y aumenta significativamente la proporción de vapor de agua en la atmósfera de Marte.

A partir de las observaciones, parece que Marte actualmente sabe un calentamiento localizado en el hemisferio sur y una disminución gradual en su casquete polar sur pero aún no conoce la frecuencia de esta variación y por lo que si hay una cambios en el largo plazo o para períodos más cortos insignificantes.

Hay un intercambio entre el norte y el sur de ritmo cap cap de las estaciones. Los sublima dióxido de carbono en el verano en el hemisferio norte migran a la capa de hielo del sur de condensar y viceversa.