Marte (planeta)Para otros usos de este trmino, vaseMarte.Marte

Marte. La Regin de Schiaparelli.

Descubrimiento

FechaConocido desde la antigedad

CategoraPlaneta

Elementos orbitales

Longitud del nodo ascendente49,562

Inclinacin1,850

Argumento del periastro286,537

Semieje mayor227939100km (1,523679UA)

Excentricidad0,093315

Anomala media19,3564

Elementos orbitales derivados

pocaJ2000

Periastrooperihelio206669000km (1,381497UA)

Apoastrooafelio249209300km (1,665861UA)

Perodo orbitalsideral686,971 das

Perodo orbitalsindico779,96 das

Velocidad orbitalmedia24,077 km/s

Radioorbital medio227.936.640 km (1,523662UA)

Satlites2

Caractersticas fsicas

Masa6,41851023kg

Volumen1,63181011km

Densidad3,9335 0,0004 g/cm

reade superficie144798500km

Dimetro6.794,4 km

Dimetro angular3,525,1"

Gravedad3,711m/s

Velocidad de escape5,027 km/s

Periodo de rotacin24,6229 horas

Inclinacin axial25,19

Albedo0,15

Caractersticas atmosfricas

Presin0,636 (0,40,87)kPa

TemperaturaMnima186K, -87C

Media227 K, -46C

Mxima268 K, -5C1

ComposicinCO295,32%

Nitrgeno2,7%

Argn1,6%

Oxgeno0,13%

CO0,08%

Vapor deagua0,021%

xido nitroso0,01%

Nen2,5ppm

Agua pesada0,85 ppm

Criptn0,3 ppm

Formaldehdo0,13 ppm

Xenn0,08 ppm

Ozono0,03 ppm

Perxido de hidrgeno0,018 ppm

Metano0,01 ppm

Cuerpo celeste

AnteriorTierra

SiguienteJpiter

Comparacin con laTierra

[editar datos en Wikidata]

Martees el cuartoplanetadelSistema Solarms cercano alSol. Llamado as por el dios de la guerra de la mitologa romanaMarte, recibe a veces el apodo deplaneta rojodebido a la apariencia rojiza que le confiere elxido de hierroque domina su superficie. Tiene unaatmsferadelgada formada por dixido de carbono, y dos satlites:FobosyDeimos. Forma parte de los llamadosplanetas telricos(de naturaleza rocosa, como laTierra) y es elplaneta interiorms alejado delSol. Es, en muchos aspectos, el ms parecido a la Tierra.Aunque en apariencia podra parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeos flujos estacionales de agua.2Tycho Brahemidi con gran precisin el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrgrado aparente (los llamados "lazos")nota 1permitieron aKeplerhallar la naturaleza elptica de su rbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas comoleyes de Kepler.Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porcin iluminada vista desde la Tierra) estn poco marcadas, hecho que es fcil de demostrar geomtricamente. Considerando el tringulo Sol-Tierra-Marte, elngulo de fasees el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor mximo en lascuadraturascuando el tringulo STM es rectngulo en la Tierra. Para Marte, este ngulo de fase no es nunca mayor de 42, y su aspecto de disco giboso es anlogo al que presenta laLuna3,5 das antes o despus de laLuna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logr ser vista porGalileo, quien solo supuso su existencia.ndice[ocultar] 1Caractersticas fsicas 1.1Traslacin y rotacin 1.1.1Rotacin 1.1.2Traslacin 1.1.3Oblicuidad orbital 1.2Geologa 1.3Geografa 1.4Caractersticas atmosfricas 1.5El agua en Marte 1.5.1Casquetes polares 1.5.1.1Gisers en el polo sur 1.6Climatologa 1.6.1Las estaciones en Marte 1.6.2Clima marciano en el pasado 2rbita 3Satlites naturales 4Asteroides troyanos 5Vida 6Observacin 7Exploracin 8Meteoritos 8.1Meteorito ALH84001 8.2Meteorito Nakhla 8.3Meteorito Shergotty 9Astronoma desde Marte 9.1Observacin del Sol 9.2Observacin de los satlites 9.3Observacin de los eclipses solares 9.4Observacin de la Tierra 9.5Trnsitos de la Tierra por el disco solar 10Referencias culturales 10.1Origen del nombre del planeta Marte 10.2Presencia en la literatura 11Vase tambin 12Notas 13Referencias 14Bibliografa 15Enlaces externosCaractersticas fsicas[editar]Tiene forma ligeramenteelipsoidal, con un dimetro ecuatorial de 6794km y polar de 6750km. Medidas micromtricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotacin est afectado por una lentaprecesindebida a la atraccin del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesin lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.Con este dimetro, su volumen es de 15 centsimas el terrestre y su masa solamente de 11 centsimas. En consecuencia, ladensidades inferior a la de la Tierra: 3,94 en relacin con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesara 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.Traslacin y rotacin[editar]

Rotacin de Marte (en movimiento retrgrado, no real), en la imagen el planeta da la rotacin en segundos, pero en la realidad tarda ms de 24 horas.Rotacin[editar]Se conoce con exactitud lo que tarda la rotacin 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 porChristiaan Huygensque asign a su rotacin la duracin de un da. En1666,Giovanni Cassinila fij en 24h 40min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos aos de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de24h 37min 22,7spara el da sideral (el periodo de rotacin de la Tierra es de 23h 56min 4,1s). Marte rota en sentido antihorario, al igual que laTierra.3De la duracin delda sideralse deduce que elda solartiene en Marte una duracin de 24h 39min 35,3s.El da solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos delSolmedio por el meridiano del lugar, dura 24h 41min 18,6s. El da solar en Marte tiene, igual que el dela Tierra, una duracin variable. No obstante, en Marte la variacin es mayor por su elevada excentricidad.Para mayor comodidad operativa, los responsables de las misionesnorteamericanasde exploracin de Marte mediante sondas robticas han decidido unilateralmente dar al da marciano el nombre desol, pese a tener otros significados en otros idiomas ("suelo" en francs; o el nombre de nuestra estrella en espaol).Traslacin[editar]El ao marciano dura 687 das terrestres. Un calendario marciano podra constar de dos aos de 668 das por cada tres aos de 669 das.Oblicuidad orbital[editar]Los polos de Marte estn sealados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinacin del ngulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su rbita, ngulo equivalente para Marte a la oblicuidad de laeclpticaenla Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichs obtenidos en el observatorio francs delPic du Midi, han dado para este ngulo 24 48. Desde la exploracin espacial se acepta un valor de 25,19[citarequerida], un poco mayor que laoblicuidad de la eclptica(23 27), motivo por el cual, Marte tiene perodos estacionales similares a los dela Tierra, aunque sus estaciones son ms largas, dado que un ao marciano es casi dos veces ms largo que unao terrestre.Geologa[editar]La ciencia que estudia la superficie de Marte se llamaareografa(no confundir conaerografa), nombre que proviene deAres(dios de la guerra entre los griegos).Marte es un planeta notablemente ms pequeo que la Tierra. Sus principales caractersticas, en proporcin con las del globo terrestre, son las siguientes: dimetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los ocanos cubren alrededor del 70% de la superficie terrestre y Marte carece de mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable.Gracias a las imgenes tomadas por la cmaraHiRISE, que viaja a bordo de laMars Reconaissance Orbiter, en rbita del planeta rojo desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales caractersticas morfolgicas de su superficie.4La superficie de Marte presenta caractersticas morfolgicas tanto de la Tierra como de laLuna: crteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ros y dunas de arena. Su composicin es fundamentalmentebasaltovolcnico con un alto contenido en xidos de hierro que proporcionan el caracterstico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a lalimonita, xido de hierro muy hidratado. As 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 oxgeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de slice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y tambin titanio y otros componentes menores.

Marte observado por eltelescopio espacial Hubble. Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topogrficos sino que aparecen si el terreno est cubierto de polvo oscuro (manchas dealbedo). stas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura ms caracterstica esSyrtis Major, una pendiente menor del 1% y sin nada resaltable. La superficie de Marte presenta tambin unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre dedesiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dndole esa coloracin rojiza caracterstica. Estos desiertos en realidad se asemejan ms a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques. Un enorme escaln, 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 crteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho ms jvenes, y con una historia ms compleja. Parece haber una brusca elevacin de varios kilmetros en el lmite. Las razones de esta dicotoma global son desconocidas. Hay crteres de impactodistribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basltica semejante a losmares de la Luna, sembrada de crteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satlite como consecuencia de la existencia de atmsfera. En concreto, el viento cargado de partculas slidas produce una ablacin que, en el curso de los tiempos geolgicos, ha arrasado muchos crteres. stos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en laLunay la mayor parte de ellos tienen las murallas ms o menos desgastadas por la erosin. Por otra parte, los enormes volmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los crteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre loscrteresde impacto destacados del hemisferio sur est la cuenca de impactoHellas Planitia, con 6km de profundidad y 2000km de dimetro. Muchos de los crteres de impacto ms recientes tienen una morfologa que sugiere que la superficie estaba hmeda o llena de barro cuando ocurri el impacto. El campo magntico marciano es muy dbil, con un valor de unas 2 milsimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.Geografa[editar]Vase tambin:Geografa de Marte

Mapa topogrfico de Marte. Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo elMonte Olimpo), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur.La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra:Una caracterstica del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcnico deTharsis. En l se encuentra elMonte Olimpo, el mayorvolcndelSistema Solar. Tiene una altura de 25km (ms de dos veces y media la altura delEverestsobre un globo mucho ms pequeo que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600km. Las coladas delavahan creado un zcalo cuyo borde forma un acantilado de 6km de altura. Hay que aadir la gran estructura colapsada deAlba Patera. Las reas volcnicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos crteres muestran seales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando elSpirit, descubri, con un grado alto de certeza, el primer depsito volcnico signo de una antigua actividad volcnica en la zona denominada Home Plate,5(una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basltica, que debi formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua lquida), situada en la base interior del crter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman "bomb sag" (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosin lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depsitos ms blandos.

Valle Marineris

ElMonte Olimpovisto desde la rbita de Marte.Cercano al Ecuador y con una longitud de 2700km, una anchura de hasta 500km y una profundidad de entre 2 y 7km,Valles Marinerises un can que deja pequeo alCan del Colorado. Se form por el hundimiento del terreno a causa de la formacin del abultamiento de Tharsis.6Hay una clara evidencia de erosin en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ros (actualmente secos pues el agua lquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosfricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, ms tarde, de agua.La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrogrficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ros, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros das. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua caus estos lechos mediante inundaciones catastrficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto ocano en la regin boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de aos y por un breve perodo, en la denominadaera Noeica.Al igual que la Luna yMercurio, Marte no presentatectnica de placasactiva, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montaas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante laMars Global Surveyoren rbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magntico global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

Aproximacin a la imagen de colores reales, tomada por elMars Exploration Rover Opportunity, muestra la vista delcrter Victoriadesde Cabo Verde. Fue capturada durante un perodo de tres semanas, desde el 16 de octubre hasta el 6 de noviembre de2006.Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondasMars Reconnaissance OrbiteryMars Global Surveyorhan mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elptica conocida cmo Cuenca Borealis de 8500 kilmetros de dimetro que cubre un 40% de la superficie del planeta -la mayor del Sistema Solar, superando con mucho a laCuenca Aitkende la Luna- que pudo haberse formado hace 3900 millones de aos por el impacto de un objeto de 2000 kilmetros de dimetro. Posteriormente a la formacin de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difcil su identificacin.7Caractersticasatmosfricas[editar]Vase tambin:Ionosfera marcianaLa atmsfera de Marte es muy tenue, con unapresinsuperficial de solo 7 a 9hPafrente a los 1013hPa de laatmsferaterrestre. Esto representa una centsima parte de la terrestre. La presin atmosfrica vara considerablemente con laaltitud, desde casi 9hPa en lasdepresionesms profundas, hasta 1hPa en la cima delMonte Olimpo. Su composicin es fundamentalmente:dixido de carbono(95,3%) con un 2,7% denitrgeno, 1,6% deargny trazas deoxgeno molecular(0,15%)monxido de carbono(0,07%) y vapor deagua(0,03%). La proporcin de otros elementos es nfima y escapa su dosificacin 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 40km de altura, es incapaz de bloquear la radiacin ultravioleta.La atmsfera 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 dixido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y estn compuestas por partculas de tamao en torno a 1micra. La bveda celeste marciana es de un suave color rosa salmn debido a la dispersin 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 atmsfera y forma nubes ligeras de finsimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensacin del anhdrido carbnico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbnica.La dbil atmsfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado enVenusy en la Tierra.La atmsfera marciana ha sufrido un proceso de evolucin considerable por lo que es una atmsfera de segunda generacin. La atmsfera primigenia, formada poco despus que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geolgica del planeta. As, el vulcanismo vierte a la atmsfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbnico y el vapor de agua. El primero queda en la atmsfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo fro. Elnitrgenoy eloxgenono son producidos en Marte ms que en nfimas proporciones. Por el contrario, elargnes relativamente abundante en la atmsfera marciana. Esto no es de extraar: los elementos ligeros de la atmsfera (hidrgeno,helio, etc.) son los que ms fcilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus tomos y molculas alcanzan lavelocidad de escape; los gases ms pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; elargn, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que suescape hidrodinmicohacia el espacio interplanetario sea difcil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos por lo que va acumulndose con el tiempo.

Distribucin desigual del gas metano en la atmsfera de Marte.8En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayora de su dixido de carbono se utiliz para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectnica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmsfera nada de este dixido de carbono y as no puede mantener un efecto invernadero significativo.No hay cinturn deradiacin, aunque s hay una dbilionosferaque tiene su mxima densidad electrnica a 130km de altura.Aunque no hay evidencia de actividad volcnica actual, recientemente la nave europeaMars Expressy medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gasmetanoen una proporcin de 10 partes por 1000 millones. Este gas solo puede tener un origen volcnico o biolgico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmsfera; se estima en 400 aos el tiempo en desaparecer de la atmsfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce. La pequea proporcin de metano detectada, muy poco por encima del lmite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicacin clara de su origen, ya sea volcnico y/o biolgico.8La misin del aterrizadorMars Science Laboratory(Curiosity) incluye equipo para comparar las proporciones de losistoposC-12,C-13, yC-14presentes en dixido de carbono y en metano, para as determinar el origen del metano.El agua en Marte[editar]No hay pruebas concluyentes acerca de la existencia de agua en Marte, aunque un estudio publicado en septiembre de 2013, basado en los datos recogidos por el roverCuriosity, afirma que en su superficie habra entre un 1,5 y un 3% de agua.9A lo largo del tiempo se han realizado numerosos descubrimientos de indicios que sugieren la probable existencia de agua en el pasado. Un estudio publicado en 2015 por la NASA concluy que hace 4300 millones de aos y durante 1500 millones de aos,10el planeta tuvo un extenso ocano en el hemisferio norte,11con un volumen mayor que el del rtico,12suficiente para cubrir todo el territorio marciano con 130 m de agua.13

Vista de Marte(El planeta Rojo)Con las imgenes aportadas por la sonda orbitalMars Reconnaissance Orbiter, se han detectado en las colinas marcianas vetas superficiales descendentes con variaciones estacionales, lo que se ha interpretado como el indicio ms prometedor de la existencia de corrientes de agua lquida en el planeta.14En diciembre de 2013, se anunci la posibilidad de que hace unos 3600 millones de aos, en la denominada Baha Yellowknife, en el crter Gale, cerca del ecuador del planeta, habra existido un lago de agua dulce que pudo albergar algn tipo de vida microbiana.15La posibilidad de agua en Marte est condicionada por varios aspectos fsicos. El punto de ebullicin depende de la presin y si sta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado lquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba tambin con una atmsfera mucho ms densa que proporcionaba tambin temperaturas ms elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmsfera en el espacio, y disminuir as la presin y bajar la temperatura, el agua desapareci de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmsfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, as como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenmeno que, por lo dems, es comn en las regiones muy fras de la Tierra. En torno de ciertos crteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lbulos cuya formacin solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte est congelado. Tambin se dispone de fotografas de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresin parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.Se encuentra tambin en paredes de crteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depsitos de tierra y rocas transportados por ellos. Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.La comparacin con la geologa terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acufero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandesglaciaresenterrados con extensiones de docenas de kilmetros y profundidades del orden de 1 kilmetro, los cuales se extienden desde los acantilados y las laderas de las montaas y que se hallan a latitudes ms bajas de lo esperado. Esa misma sonda tambin ha descubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada.16Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado marciano, en la forma de ocanos que cubran una tercera parte del planeta ha sido dada por el espectrmetro derayos gammade la sondaMars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parece ser las lneas de costa de dos antiguos ocanos.17Tambin subsiste agua marciana en la atmsfera del planeta, aunque en proporcin tan nfima (0,01%) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formara sobre ella una pelcula lquida cuyo espesor sera aproximadamente de la centsima parte de un milmetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presin atmosfrica es tan baja que el vapor de agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de 80C. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese lmite el hielo se sublima, convirtindose en vapor sin pasar por el estado lquido.El anlisis de algunas imgenes muestra lo que parecen ser gotas de agua lquida que salpicaron las patas de la sondaPhoenixtras su aterrizaje.18Casquetes polares[editar]

Polo norte de Marte

Animacin de una zanja excavada el da 15 de junio de 2008 por lasonda Phoenixcerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material subliman en la esquina inferior izquierda.La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las ms fciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie decasquetes polaresdel planeta. Cuando llega la estacin fra, el depsito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debido a la condensacin del vapor de agua atmosfrico. Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbnica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60. Ello es as porque se congela parte de la atmsfera de CO2. Recprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de 120C, lo cual provoca la sublimacin de la nieve carbnica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termmetro se eleva a ms de 80C, se sublima, a su vez, la escarcha; solo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el fro vuelve y stos no sufrirn una ablacin importante.La masa dehieloperpetuo tiene un tamao de unos 100km de dimetro y unos 10m de espesor. As pues los casquetes polares estn formados por una capa muy delgada de hielo de CO2("hielo seco") y quiz debajo del casqueteSurhaya hielo de agua. En cien aos de observacin el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro.La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe enGroenlandia. Adems el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresin del terreno estando cubierto por hielo seco.El 19 de junio de 2008 laNASAafirm que la sonda Phoenix debi haber encontradohieloal realizar una excavacin cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de materialsublimarondespus de ser descubiertos el 15 de junio por un brazo derobot.1920El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hornos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un instrumento que forma parte de la sonda, contena hielo de agua.21Gisers en el polo sur[editar]

"Manchas oscuras" en las dunas del polo sur de Marte.

Concepto de la NASA:"Geysers on Mars". Las manchas son producto de erupciones fras de hielo subterrneo que ha sublimado.Durante 1998-1999, el sistema orbitalMars Global Surveyorde la NASA detect manchas oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre laslatitudes60- 80. La peculiaridad de estas manchas, es que el 70% de ellas recurre anualmente en el mismo lugar del ao anterior. Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio de cada invierno, por lo que un equipo de cientficos de Budapest, ha propuesto que estas manchas podran ser de origen biolgico y de carcterextremfilo.2223Por su parte, la NASA ha concludo que las manchas son producto de erupciones fras de gisers, los cuales son alimentados no por energa geotrmica sino por energa solar. Cientficos de la NASA explican que la luz del sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad mxima de 1 metro, creando una red de tneles horizontales con gas de dixido de carbono (CO2) bajo presin. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo partculas de arena basltica a la superficie.2425262728Climatologa[editar]Vase tambin:Clima de MarteNo se dispone todava de datos suficientes sobre la evolucin trmica marciana. Por hallarse Marte mucho ms lejos del Sol que la Tierra, sus climas son ms fros, y tanto ms por cuanto la atmsfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ah que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea ms pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye tambin la baja conductividad trmica del suelo marciano.La temperatura en la superficie depende de lalatitudy presenta variacionesestacionales. La temperatura media superficial es de unos 218K(-55C). La variacin diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmsfera tan tenue. Las mximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20C o ms, mientras las mnimas nocturnas pueden alcanzar fcilmente -80C. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130C.Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente. Estn causadas por vientos de ms de 150km/h. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones planetarias.Durante un ao marciano parte del CO2de la atmsfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmsfera cuando es verano. En consecuencia la presin atmosfrica tiene una variacin anual.Las estaciones en Marte[editar]

Estaciones en Marte.Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano est inclinado respecto al plano de la rbita un ngulo de 25,19. La primavera comienza en el hemisferio Norte en elequinocciode primavera cuando el Sol atraviesa elpunto Vernalpasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene tambin un sentido climtico. Los das y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90solsticiode verano en que el da tiene una duracin mxima en el hemisferio Norte y mnima en el Sur.Anlogamente, , 180, y 270 indican para el hemisferio Norte elsolsticiode verano,equinocciootoal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revs. Por ser la duracin del ao marciano aproximadamente doble que el terrestre tambin lo es la duracin de las estaciones.La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la rbita marciana es mucho mayor que la terrestre. La comparacin con las estaciones terrestres muestra que, as como la duracin de stas difiere a lo sumo en 4,5 das, en Marte, debido a la gran excentricidad de la rbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima ms benigno que el hemisferio Sur. La razn es evidente: el hemisferio Norte tiene otoos e inviernos cortos y adems cuando el Sol est en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la rbita del planeta, hace que sean ms benignos. Adems la primavera y el verano son largos, pero estando el Sol en el afelio son ms fros que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situacin es la inversa. Hay pues una compensacin parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duracin tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol ms luz y calor. Debido a la retrogradacin del punto Vernal y al avance del perihelio, la situacin se va decantando cada vez ms.Clima marciano en el pasado[editar]Hay un gran debate respecto a la historia pasada de Marte. Para unos, Marte alberg en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado clido, con una atmsfera mucho ms densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie.La orografa de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresin y donde los partidarios de Marte hmedo sitan alOceanus Borealis, un mar cuyo tamao sera similar alMar Mediterrneo.El agua de la atmsfera marciana posee cinco veces msdeuterioque en la Tierra.2930Esta anomala, tambin registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas tenan mucha agua en el pasado pero que acabaron perdindola. (El agua de mayor peso tiene mayor tendencia a permanecer en el planeta y no perderse en el espacio).Los recientes descubrimientos del robot de la NASAOpportunity, avalan la hiptesis de un pasado hmedo.A finales de 2005 surgi la polmica sobre las interpretaciones dadas a determinadas formaciones de rocas que exigan la presencia de agua, proponindose una explicacin alternativa que rebajaba la necesidad de agua a cantidades mucho menores y reduca el gran mar o lago ecuatorial a una simple charca donde nunca haba existido ms de un palmo de agua salada. Algunos cientficos han criticado el hecho de que la NASA solo investiga en una direccin buscando evidencias de un Marte hmedo y descartando las dems hiptesis.As pues tendramos en Marte tres eras. Durante los primeros 1000 millones de aos un Marte calentado por una atmsfera que contena gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, laera Noeicaque sera el anciano reducto de un Marte hmedo y capaz de albergar vida. La segunda era dur de los 3800 a los 3500 millones de aos y en ella ocurri el cambio climtico, y la era ms reciente y larga que dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3500 millones de aos a la actualidad con un Marte tal como lo conocemos en la actualidad fro y seco.[citarequerida]En resumen elparadigmade un Marte hmedo que explicara los accidentes orogrficos de Marte est dejando paso al paradigma de un Marte seco y fro donde el agua ha tenido una importancia mucho ms limitada.rbita[editar]La rbita de Marte31es muyexcntrica(0,09): entre suafelioy superihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilmetros. Gracias a las excelentes observaciones deTycho Brahe,Keplerse dio cuenta de esta separacin y lleg a descubrir la naturaleza elptica de las rbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares.Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variacin de temperatura de unos 30C en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.Si dentro de esa rbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse tambin que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de laconjuncin, es decir, cuando el Sol est situado entre ambos planetas, la distancia entre stos puede ser de 399 millones de kilmetros y el dimetro aparente de Marte es de 3,5". Durante lasoposicionesms favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilmetros y el dimetro aparente de Marte es de 25", alcanzando unamagnitudde -2,8 (siendo entonces el planeta ms brillante con excepcin deVenus). Dada la pequeez del globo marciano, su observacin telescpica presenta inters especialmente entre los perodos que preceden y siguen a las oposiciones.Satlites naturales[editar]Vase tambin:Satlites de Marte

Fobos y Deimos (comparacin de tamao)Marte posee dos pequeos satlites naturales, llamadosFobosyDeimos. Su rbita est muy prxima al planeta. Se cree que son dos asteroides capturados.Ambos satlites fueron descubiertos en 1877 porAsaph Hall.Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes de la mitologa griega que acompaaban a Ares (Marte para la mitologa romana).Desde la superficie de Marte, Deimos, el ms lejano y pequeo sale por el este como la Luna. Sin embargo, Fobos, ms grande y cercano, se mueve alrededor del planeta ms rpido de lo que el mismo planeta rota. Por este motivo aparece en el occidente, se mueve comparativamente, en forma rpida a travs del cielo (en 4 horas 15 minutos o menos) y se pone al este, aproximadamente dos veces por cada da marciano (cada 11 horas y 6 minutos).Asteroides troyanos[editar]Marte posee, comoJpiter, algunosasteroides troyanosen los puntos de Lagrange L4 y L5; los tresasteroidesreconocidos oficialmente por laUnin Astronmica Internacionaly elMinor Planet Centerson:5261 "Eureka",101429 VF31y el121514 UJ7. Tambin se han descubierto en Marte los siguientes asteroides troyanos: 1999 UJ7 (en el punto L 4),1998 VF31, 2001 DH47, 2001 FG24, y 2001 FR127 (en el punto L 5). Los asteroides coorbitales 1998 QH56 y 1998 SD4 no se consideran como Troyanos porque no son estables y sern alejados por la gravitacin de Marte en los prximos 500 000 aos.