Clima de Marte: Regreso al futuro

En algún lugar de la órbita de Marte después de 50 millones de años.

Hasta hace poco, el clima de los planetas del sistema solar se consideraba prácticamente invariable: solo en 1920 Milutin Milankovich propuso la idea de que los cambios en la excentricidad de la órbita, la inclinación del eje de rotación de la Tierra y su precesión causan un total de cambios climáticos cíclicos (de hecho, se hicieron suposiciones similares ante él). pero la falta de datos no permitió formular esta regla correctamente antes). Esta regularidad fue nombrada en honor a su autor: los ciclos de Milankovich . En 1950, Dirk Brauer y Adrianus Van Voerkam sugirieron que la excentricidad de la órbita marciana también cambia con el tiempo, lo que lleva a cambios en su clima. Pero en ese momento era imposible confirmar o refutar, hasta el vuelo de Marte, la primera sonda de la Tierra Mariner-4 permaneció otros 15 años.

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Sin embargo, incluso las primeras misiones de vuelo transmitieron imágenes de muy baja calidad para abrir el velo del secreto sobre este tema. Pero el Mariner-9 (que fue el primero en ingresar a la órbita marciana entre las sondas terrestres y trabajó en él desde el 14 de noviembre de 1971 hasta el 27 de octubre de 1972) logró transmitir más de 7 mil imágenes de calidad decente con una resolución de 100-1000 metros por píxel. Para los fanáticos de Aelita Alexei Tolstoy y Herbert Wells de War of the Worlds , la noticia resultó ser decepcionante: los canales abiertos por Giovanni Schiaparelli en Marte resultaron ser solo una ilusión óptica, y Marte mismo apareció a la humanidad como un desierto sin vida. Las diferencias de temperatura en el planeta variaron de -143 ° C en los polos en invierno a + 35 ° C en un día soleado en el ecuador en verano, y la presión atmosférica en la mayor parte del planeta fue tan baja que el hielo de agua se convirtió en vapor y viceversa evitando la fase líquida.


Las primeras huellas de la inconsistencia climática marciana obtenida por Mariner-9: la estructura en capas de los casquetes polares claramente visible desde la esquina superior derecha de la imagen hasta el centro de su parte inferior es claramente visible en la imagen.

Sin embargo, hubo buenas noticias: el dispositivo logró capturar más del 70% de la superficie marciana, incluidas las capas polares. Casi no se observaron cráteres en ellos, lo que atestiguaba su corta edad (se estimaba en 20 millones de años). También en todas partes, a partir del paralelo 80 y hacia los polos, se fijó una estructura en capas, lo que significaba que las capas polares de Marte no solo eran formaciones muy jóvenes, sino que también cambiaban periódicamente durante este período. La teoría de la variabilidad del clima marciano comenzó a confirmarse.



Las primeras simulaciones dieron cambios de excentricidad en el rango de 0.004-0.141, que casi coincidió con las estimaciones modernas de 0-0.16. El valor actual de la excentricidad para Marte se estima en 0.0934; sigue siendo un valor muy grande en comparación con el 0.0167 de la Tierra y solo es superado por Mercurio. Fue sobre la base de las observaciones de Tycho Brahe sobre el movimiento de Marte que Johannes Kepler pudo concluir que las órbitas de los planetas son elípticas en lugar de circulares, lo que más tarde le permitió elaborar sus tres famosas leyes .

La ciclicidad de los cambios de excentricidad también se determinó correctamente en dos períodos de 95 mil y 2 millones de años (aunque debido a las dificultades para medir la tasa de deposición de rocas en los casquetes polares de Marte, los errores se estimaron en dos órdenes de magnitud). Pero los cambios en la inclinación orbital se estimaron incorrectamente: debido a la subestimación de la influencia de la precesión en este parámetro, los primeros cálculos de los investigadores dieron solo 15-35 ° en lugar de los modernos 0-80 °.


Animación de la precesión del eje de rotación de la Tierra. En Marte, ocurre en la dirección opuesta.

A pesar de que Marte pesa casi 10 veces menos que la Tierra, sus ciclos toman mucho más tiempo. Para la Tierra, el ciclo de precesión lleva 25800 años , mientras que para Marte es de hasta 56600 años (la tasa de precesión es de 50.3 segundos de arco para la Tierra y 8.26 segundos de arco para Marte, respectivamente). El eje de inclinación de la Tierra tiene un ciclo de 41 mil años, y Marte tiene 124 mil. La precesión del eje de rotación del planeta conduce a efectos interesantes: el cambio gradual en el eje de rotación del planeta asociado con él lleva al hecho de que el título de una estrella "polar" pasa con el tiempo de una a otra. Además, junto con esto, el comienzo de las estaciones está gradualmente "a la deriva": en la Tierra, retroceden 1 día cada 70.5 años, y en Marte, por el contrario, cambian 1 día hacia adelante cada 83.3 años. La tasa de cambio en este caso casi coincide debido al hecho de que el año marciano en sí es 1.8 veces más largo que la Tierra.


Evolución del casquete polar del sur a partir de las imágenes de Mars Global Surveyor .

Debido a la alta excentricidad de la órbita marciana, que coincide en el afelio (el punto más externo de la órbita) con el invierno en el hemisferio sur, el clima en este hemisferio es más severo y el casquete polar sur es significativamente más grande que el norte. Entre otras características interesantes: la duración del día en Marte es 37,4 minutos más larga que la de la Tierra, pero la separación se reducirá aún más, ya que la desaceleración de la rotación de Marte se produce a una velocidad de 3 órdenes de magnitud menor que la de la Tierra, que se asocia con la pequeña masa de los dos satélites de Marte en comparación con nuestra luna

1001 simulación de cambios en la inclinación del eje de rotación de Marte.

En 1989, Lascar descubrió que los parámetros de los planetas terrestres cambian aleatoriamente (principalmente debido a la influencia de los asteroides que se mueven al azar Vest y Ceres, que se ven afectados por los objetos del Cinturón de Asteroides). Esto lleva al hecho de que es imposible determinar con precisión los cambios en la inclinación del eje y la excentricidad de Marte durante un período de más de 10 millones de años (este período se llama tiempo de Lyapunov ), y durante un período de más de 50 millones de años se hace imposible determinar aún más o menos exactamente la distribución estadística de sus valores ( para la Tierra, estos intervalos son de 50 y 250 millones de años, respectivamente). Pero durante períodos de 10 millones de años, las características de las órbitas de todos los planetas del sistema solar se pueden determinar con gran precisión.

Los estudios de estos indicadores para otros planetas también arrojaron resultados muy interesantes : a pesar de que los parámetros de las órbitas de los planetas gigantes prácticamente no cambian, sus excentricidades fluctuaron en Marte y Mercurio en un rango muy amplio. Y para Mercurio, eran tan grandes que podrían llevar a intervalos de miles de millones de años al hecho de que podría ser expulsado del sistema solar cuando se acercara a Venus (esta probabilidad estaba en el pasado y permanece en el futuro). También puede permitirnos echar un vistazo diferente a la paradoja de Fermi (el problema de por qué no encontramos rastros de vida de otras estrellas), ya que para el origen de la vida en el planeta resulta que no solo necesita formarse en la zona habitable de su estrella, sino al mismo tiempo También estar en un estado casi estable con otros planetas para no caerse de él.



Pero volvamos a Marte. Según las estimaciones, la atmósfera inicial de Marte tenía una presión 6 veces mayor que la Tierra actual, pero como resultado del bombardeo pesado tardío por asteroides y cometas (que ocurrió hace 3.800 millones de años), Marte perdió la mayor parte, manteniendo una presión de 0.5-1 atmósfera de la Tierra (500- 1000 mbar ). Pero ahora estamos observando una presión promedio en la superficie marciana de solo 6 mbar, ¿a dónde se fue el resto? Hasta hace poco, se consideraba que la razón principal de la pérdida de la atmósfera marciana era la desaparición de un campo magnético en ella, que por lo tanto dejó de impedir el "soplo" de la atmósfera bajo la influencia del viento solar.

Pero, como lo han demostrado otros estudios, la ausencia de un campo magnético, por el contrario, reduce la velocidad de su escape: la pérdida atmosférica medida por el satélite MAVEN durante los primeros 2 años de su operación promedió 2193 toneladas por año. Incluso si tenemos en cuenta que estas mediciones se llevaron a cabo en una disminución de la actividad del Sol, y el valor promedio será varias veces mayor, esto todavía no es suficiente: las estimaciones previas de los científicos, basadas en el nivel de pérdidas de 568 toneladas por año en el mínimo solar en los tiempos modernos, dieron un general pérdida de dióxido de carbono de la atmósfera en la cantidad de 0,8-43 mbar en los últimos 3.500 millones de años. Es decir, extrapolando sus estimaciones a los datos obtenidos por MAVEN (que resultó ser 3.86 veces mayor), obtenemos una fuga de 31-166 mbar para este período, contra el mínimo de 500 mbar que faltan.


Cambio en la presión atmosférica durante el año marciano. La diferencia en el testimonio se debe al hecho de que el Viking-2 se encuentra a 900 metros por debajo del nivel promedio de la superficie marciana que su contraparte Viking-1.

¿Qué otros sospechosos hay? Las plataformas de aterrizaje vikingas descubrieron que el suelo marciano contiene una proporción significativa de arcillas de montmorillonita , que pueden absorber una cantidad significativa de dióxido de carbono de la atmósfera. Entonces, además de 4-5 mbar vagando de polo a polo en capas polares (según datos más recientes, puede haber hasta 85 mbar allí ) y 6 mbar en la atmósfera, se supone que el suelo absorbió alrededor de 300 mbar de dióxido de carbono de la atmósfera y otros 130 mbar se convirtió en carbonatos en él. Las estimaciones de las reservas actuales totales de dióxido de carbono en Marte por varios científicos varían dentro de un rango bastante amplio: de ≤200 a ≥450 mbar . Pero antes, incluso fluctuaban en el rango de 200-10000 mbar .

La razón de esta dispersión fue nuestro escaso conocimiento de la estructura interna del Planeta Rojo. Y ahora, aunque hemos estudiado bastante bien las capas polares de Marte, así como las capas superficiales de Marte en toda su área a una profundidad de un par de metros, nuestro conocimiento de su estructura interna deja mucho que desear, por lo que la dispersión de las estimaciones sigue siendo grande. La plataforma de aterrizaje InSight , que aterrizó en Marte el 26 de noviembre, debería abrir el telón sobre este tema. A bordo del InSight hay un sismómetro sensible y un taladro plegable de 5 metros (en este caso no vamos a realizar un análisis químico del suelo, pero también medir las propiedades físicas del suelo a tales profundidades será un gran paso adelante para nosotros).



"¿Cómo afecta todo esto al clima marciano?" - puedes preguntar. El punto aquí es que la excentricidad depende de qué tan cerca se acerque el planeta al Sol y cuánto tiempo pase por revolución en esta posición. Por lo tanto, la excentricidad afecta el clima del planeta en su conjunto, y la inclinación del eje afecta su distribución latitudinal: cuando el eje de inclinación del planeta alcanza el valor de 54 °, los polos del planeta comienzan a recibir la misma cantidad de luz solar que el ecuador. Y con un aumento adicional en la pendiente, incluso más que eso. Por lo tanto, el clima en los polos se vuelve más cálido que en el ecuador, lo que a su vez conduce a la fusión de la capa superior de las capas polares que consisten en "hielo seco" (dióxido de carbono congelado). Y dado que el dióxido de carbono es un gas de efecto invernadero, su liberación provoca un calentamiento en todo el planeta en su conjunto.


Gráfico de picos de temperatura anuales en las regiones de casquetes polares según un estudio de 2012. Las temperaturas más altas se destacan en negro, y el promedio es rojo y amarillo, y las más bajas son blancas (el rombo indica el estado actual de Marte). El rectángulo azul indica el intervalo de cambios en los parámetros de excentricidad e inclinación de la Tierra.

Para todo el conjunto de factores, los parámetros óptimos para calentar Marte son el valor promedio de la excentricidad (0.06-0.08) y la coincidencia del perihelio de la órbita con el equinoccio (0 ° o 360 °), pero en general estos parámetros tienen un efecto mucho menor en el clima. Los valores actuales para Marte son 25.19 ° de la inclinación del eje, la excentricidad es 0.0934 y el perihelio es 286.502 °. La excentricidad de la órbita de Marte ahora se está moviendo a su pico en 0.105 (que debería alcanzar después de 24 mil años), después de lo cual volverá a la tasa de 0.002 (que alcanzará después de 100 mil años). Desafortunadamente, la inclinación de Marte está ahora en su fase de calma, cerca del mínimo del ciclo de 2 millones de años, y en un futuro próximo no planea elevarse por encima de los 36 °. Entonces, Marte en el futuro previsible para nosotros debería seguir siendo un desierto interminable.


El torbellino de arena capturado por el rover Spirit el 15 de mayo de 2005. Gif muestra el proceso de movimiento de vórtice en 9,5 minutos (el intervalo entre fotogramas es de aproximadamente medio minuto).

Sin embargo, esto no significa que el clima de Marte no cambie en el futuro cercano. Más precisamente, está cambiando en este momento: desde el momento en que recibió la última información de los vikingos en 1977 hasta el momento en que recibió los primeros datos de la sonda Mars Global Surveyor en 1999, la temperatura de la superficie marciana aumentó en 0.86 ° C. Este proceso no está directamente relacionado con los fenómenos descritos anteriormente: los científicos encontraron una explicación para él en el cambio en el albedo de Marte (el grado de reflectividad de su superficie), que, como resultó en los últimos 22 años, ha cambiado en más de un 10% hacia arriba o hacia abajo en un tercio de la superficie marciana.

Este cambio no prevé que la terraformación de Marte sea mucho más simple, ya que según las estimaciones preliminares de los científicos, debe aumentar la temperatura de la superficie hasta 25 ° C ; de lo contrario, después de eliminar la influencia externa, Marte volverá a su estado frío original. El cambio en el albedo de Marte probablemente está asociado con tormentas de polvo, y como se puede ver en las imágenes, el casquete polar sur ( formado durante el período del año en que ocurre una tormenta de polvo global en Marte) se vuelve más "sucio" que el norte.



Ahora, estos datos se basan en solo dos puntos de tiempo y es demasiado pronto para hablar sobre cualquier patrón. Sin embargo, los estudios de ciclos de cambios en la excentricidad y la inclinación también sugieren que el calentamiento global está ocurriendo en Marte en este momento, pero está ocurriendo a un ritmo mucho más bajo:


La línea azul es la temperatura a la cual el permafrost comienza a derretirse en el Cráter Gale, ubicado a 5 ° al sur del ecuador (obtenido de Curiosity ).

¿Qué nos puede dar este pequeño pico en el gráfico, al que ahora nos estamos moviendo? Hablando en general, bastante. Con un aumento en la temperatura promedio en Marte, el calentamiento global también debería ocurrir allí, como en la Tierra: a una presión atmosférica de 6.1 mbar y una temperatura de 158 ° K, se pueden adsorber hasta 11 cm³ de dióxido de carbono por 1 gramo de suelo en el suelo marciano, pero a una temperatura a 196 ° K, la saturación ocurre ya a 3.5 cm³ por gramo. Por lo tanto, calentar el suelo provocará la liberación de gases de efecto invernadero acumulados en él. Sin embargo, en general, a partir de este pequeño aumento en la temperatura promedio, el efecto en sí mismo será insignificante. Además, debido a la conductividad térmica limitada del suelo, su calentamiento no ocurre instantáneamente, sino a una velocidad de aproximadamente 1 metro por año, por lo que estos picos estrechos no tienen tiempo para calentar Marte a una profundidad considerable y provocar la liberación de volúmenes significativos de dióxido de carbono.


Una suspensión de polvo en la atmósfera marciana hace que su cielo sea lo opuesto a la tierra.

Además de la liberación de gases desde el suelo, es posible otro efecto de calentamiento: con un aumento significativo de la presión atmosférica, las famosas tormentas de polvo globales de Marte, según los científicos, deberían quedar en nada. También debería aumentar la temperatura promedio en el planeta, ya que estas tormentas pueden cubrir todo el planeta durante un período de varios meses terrestres a seis meses, reflejando parte de la luz de vuelta al espacio. Pero quizás una consecuencia aún más importante de esto sea que, según otro estudio reciente, estas tormentas son una fuente de percloratos en Marte, que en altas concentraciones son tóxicas para los humanos y la mayoría de las formas de vida en la Tierra (incluidas las plantas). Por lo tanto, el calentamiento climático en el planeta rojo puede servir directamente para aumentar la fertilidad de su suelo. Sin embargo, este efecto requiere un calentamiento significativamente mayor del que se logrará en el ciclo actual de aumento de temperatura, por lo que es más probable que se discuta en el contexto de la terraformación de Marte, que se discutirá en otro artículo.



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