Atmósfera de Marte La atmósfera de Marte está compuesta por las siguientes divisiones: -Baja Atmósfera: Es cálida, afectada por el calentamiento del polvo en suspensión y el suelo. -Atmósfera media: Marte tiene una corriente de chorro que fluye en esta región. -Atmósfera superior, o termosfera: Esta región tiene temperaturas muy altas causadas por el calor del Sol. En este nivel, los gases empiezan a separarse el uno del otro en lugar de fusionarse, tal como ocurre en la atmósfera inferior. - Exosfera: 200 km o más. Esta región es donde se delimitan los últimos vestigios de la atmósfera y el espacio. No hay un límite claro debido a que el gas es extremadamente delgado. El componente principal de la atmósfera de Marte es el dióxido de carbono (CO2). Durante el invierno polos marcianos entran en un período de oscuridad continua, lo que enfría la superficie de tal manera que el 25% de CO2 en la atmósfera se condensa en dióxido de carbono sólido (hielo seco) que forma una capa de hielo en los polos. Cuando los polos vuelven a exponerse a la luz solar durante el verano marciano, se sublima el CO2 congelado, regresando a la atmósfera. Este proceso conduce a una gran variación de la presión atmosférica y a la composición en torno a los polos marcianos. La atmósfera de Marte está considerablemente enriquecida con el gas noble argón, especialmente en comparación con otras atmósferas de otros planetas en el Sistema Solar. A diferencia del dióxido de carbono, el argón no se condensa, por lo que la cantidad total de argón en la atmósfera es constante. Sin embargo, las concentraciones locales pueden variar debido al flujo de dióxido de carbono de un lugar a otro. Los últimos datos de satélite muestra un aumento del argón en la atmósfera sobre el polo sur en el otoño, que se disipa en la primavera siguiente. Otros aspectos de la atmósfera marciana varían significativamente. Con la sublimación del dióxido de carbono durante el verano, el viento marciano sufre ráfagas de gas que alcanzan una velocidad de alrededor de 250-400 km / h. Estas tormentas estacionales llevan grandes cantidades de vapor de agua y polvo en las nubes cirros se elevan las nieblas de forma similar a como lo hacen en la Tierra. Estas nubes de hielo de agua fueron fotografiadas por el Opportunity en 2004. Animación de nubes de hielo moviéndose en el sitio de amerizaje del Phoenix Atmósfera primitiva en Marte Marte debió de perder casi toda su atmósfera primitiva procedente de la nebulosa solar, y rica en elementos ligeros (fundamentalmene hidrógeno y helio). De hecho, se cree que Marte tiene una atmósfera secundaria, compuesta por los gases liberados en las numerosas colisiones con planetesimales que sufrió durante su formación. Estos planetesimales contenían grandes cantidades de sustancias volátiles como, por ejemplo, nitrógeno, gases nobles, y agua. Una vez incorporados al planeta, los gases alcanzaron la atmósfera marciana mediante al menos dos mecanismos: la formación del núcleo por colapso gravitatorio de los elementos metálicos (lo que produjo una enorme cantidad de calor que fundió la corteza y el manto, liberando los gases atrapados en estas regiones) y la actividad volcánica. La transición a una atmósfera poco densa y fría ocurrió hace unos 3.500 millones de años según se desprende de los cráteres que pueblan su superficie. Pero ¿qué originó este cambio? Se han propuesto tres mecanismos diferentes: 1. Impactos de grandes asteroides durante las últimas etapas de la formación de Marte, lo que pudo lanzar al espacio gran parte de la atmósfera (hasta un 50-80%). 2. El viento solar, capaz de arrastrar una enorme cantidad de gases atmosféricos. 3. La disolución de gran parte del CO2 de la atmósfera en el agua líquida de la superficie, lo que debió producir grandes depósitos de carbonatos. De esta manera, la atmósfera perdió dióxido de carbono, un gas invernadero que contribuye de forma notable a elevar la temperatura superficial porque atrapa la radiación infrarroja emitida por el suelo. Menos CO2 implica menos calentamiento atmosférico, es decir, un clima más frío. Esta explicación no está exenta de controversia, ya que deberíamos ver grandes depósitos de carbonatos en la superficie marciana y no los hemos encontrado. Sin embargo, es un mecanismo muy atractivo que explica simultáneamente la pérdida de gas y el enfriamiento de la atmósfera. Tormentas y tornados en Marte Gracias a las observaciones de las sondas enviadas a Marte, hoy en día conocemos muy bien la superficie del planeta rojo. En este planeta se observan procesos que abundan en la Tierra, como por ejemplo, tornados y tormentas. Todas las tormentas en Marte, sin importar su tamaño, son alimentadas por el brillo del Sol. El calor solar calienta la atmósfera marciana y provoca que el aire se mueva, levantando el polvo del suelo. Debido a que la atmósfera marciana es liviana -- apenas 1% de la densidad al nivel del mar de la terrestre -- sólo los granos de polvos más pequeños se suspenden en el aire. Estos finos granos reflejan del 20 al 25% de la luz solar que reciben; por eso las nubes parecen brillantes (En comparación, la reflectividad típica del terreno marciano es del 10 al 15%). Desde 1877 sólo se han observado 10 tormentas de polvo globales o que cubran todo el planeta, y estas son más frecuentes cuando Marte se encuentra cerca de su perihelio, es decir, cuando se encuentra más cerca del Sol. Los tornados en Marte son conocidos como diablos de polvo. Las sondas terrestres han conseguido estudiar varios de ellos. Se sabe que se alzan más de 800 metros de altura sobre la superficie y que alcanzan los 110 kilómetros por hora. La siguiente imagen fue captada por el HIRISE. En la siguiente ilustración nos podemos hacer una idea visual del tamaño de los diablos de polvo: Las sondas enviadas a Marte, han podido filmar estos fenómenos: http://www.astrofisicayfisica.com/2013/05/marte-todo-lo-que-tienes-que-saber-del_20.html
