Viquijúnior:Sistema Solar/Mart

Mart

del llibre Viquijúnior:Sistema Solar

Mart és el quart planeta del sistema solar, segons la seva distància al Sol. Forma part dels denominats planetes tel·lúrics (de naturalesa rocosa, com la Terra) i és el primer dels planetes exteriors a l'òrbita terrestre. És, possiblement, el més paregut a la Terra.

Tycho Brahe va mesurar escrupolosament el moviment de Mart en el cel, les seves retrogradacions (llaços) i estes dades van permetre a Kepler trobar la naturalesa el·líptica de la seva òrbita i les conegudes com lleis de Kepler.

Els planetes superiors o exteriors, mai passen entre el Sol i la Terra ni mai se'ls veu en creixent ni a quart; les seves fases estan poc marcades, fet que és fàcil de demostrar per la geometria elemental. Considerant el triangle Sol-Mart-Terra, l'angle de fase és el que formen el Sol i la Terra vistos des de Mart. Aconsegueix el seu valor màxim en les quadratures quan el triangle STM és rectangle en la Terra. Per a Mart, aquest angle de fase no és mai major de 42º, i el seu aspecte de disc geperut és anàleg a què presenta la Lluna 3,5 dies abans o després de la Lluna plena. Esta fase, fàcilment visible amb un telescopi d'aficionat, no va aconseguir ser vista per Galileo Galilei, qui només va suposar la seva existència.

Origen del nom del planeta Mart

Mart va ser el déu romà de la guerra. El déu grec de la guerra s'anomena Ares. El color roig del planeta Mart, relacionat amb la sang, va afavorir que se'l considerara des d'antic encarnat en el planeta a què dóna nom. A vegades es fa referència a Mart com el Planeta Roig.

Història de l'observació de Mart

Fins al segle XVII la motivació principal de l'observació de Mart era l'astrològica. Un cop inventat el telescopi, Galileo Galilei al voltant del 1610 ja va descriure Mart com un disc, donant-li entitat de món, com la Lluna o la Terra. El 1659, Christiaan Huygens va descriure i dibuixar la primera i més obvia característica de Mart, un triangle fosc anomenat més endavant Syrtis Major. Seguint aquesta marca, Huygens va deduir correctament la durada del dia marcià, una mica més llarg que el de la Terra. Cap a la dècada dels 1670 Giovanni Cassini va detectar les marques brillants i blanques dels pols.

A finals del segle XVII, William Herschel, un músic reconvertit a astrònom, va millorar l'òptica dels telescopis i va continuar l'observació de Mart. Va corroborar l'existència dels pols, i la seva expansió durant l'hivern així com la seva gairebé desaparició durant l'estiu. Va justificar aquest fet perquè el planeta roig també té una inclinació axial similar a la Terra. Això sí, les estacions eren aproximadament el doble de llargues a Mart. També va observar taques brillants i mòbils que interpretà acertadament com a núvols.

En les dècades que seguiren nombrosos estudiosos varen dibuixar diferents mapes de Mart i donaren nom a les taques fosques i clares de la seva superfície. Molts d'aquests mapes però, es contradeien entre si i duïen noms dels mateixos astrònoms o d'altres personatges.

El 1877, durant l'acostament de Mart a l'òrbita terrestre Giovanni Schaparelli va dibuixar el millor mapa del planeta roig fet fins aleshores. A més va proposar tot un seguit de noms, en llatí, que adaptats encara s'usen avui dia ja que van ser acceptat per la Unió Astronòmica Internacional el 1958. Tal com ja s'havia fet a la lluna s'associaven les taques fosques amb masses d'aigua i les brillants amb superfícies terrestres. Alguns exemples: Mare Sirenum mar de les sirenes, Solis lacus llac del Sol, Utopia, Arcadia...

Característiques físiques

Té una forma lleugerament el·lipsoïdal, amb un diàmetre equatorial de 6.794 Km. i un polar de 6.750 Km. Mesures micromètriques molt precises han donat un aplatament de 0,01, o siga tres vegades major que el de la Terra. A causa d'aquest aplatament, l'eix de rotació està animat d'una lenta precessió deguda a l'atracció del Sol sobre l'inflor equatorial del planeta; però la precessió lunar, que en el nostre planeta és dos vegades major que la solar, no té el seu equivalent a Mart.

Amb aquest diàmetre, el seu volum 15 centèsims del terrestre i la massa només 11 centèsims. En conseqüència, la densitat és inferior a la de la Terra; és 3,94 en relació amb l'aigua. Un cos transportat a Mart pesaria 1/3 del seu pes en la Terra, a causa de la poca força gravitatòria.

Coneixem amb exactitud el que dura la rotació de Mart pel fet que les taques que s'observen en la seva superfície, fosques i ben delimitades, són excel·lents punts de referència. Van ser observades per primera vegada en 1659 per Huygens, gran astrònom que va assignar a la seva rotació la duració d'un dia. En 1666, Giovanni Cassini la va fixar en 24 h. 40 m., valor molt aproximat al vertader. Comparant els dibuixos fets en un interval d'observació de prop de tres-cents anys, ha donat per resultat establir el valor de 24 h. 37 m. 22,7 s. per al dia sideral (el període de rotació de la Terra és de 23 h. 56 m. 4,1 s).

De la duració del dia sideral es deduïx fàcilment que el dia solar té a Mart una duració de 24 h 39 m. 35,3 s. El dia solar mitjà o temps entre dos passos consecutius del Sol mitjà pel meridià del lloc, dura 24h 41 min 18,6 s. Un dia marcià val, per consegüent, 1,029 dies terrestres. El dia solar a Mart té, igual que en la Terra una duració variable, açò se deu al fet que els planetes seguixen òrbites el·líptiques al voltant del Sol que no es recorren amb uniformitat. No obstant a Mart la variació és major per l'elevada excentricitat. Per a major comoditat en els seus treballs, els responsables de les missions nord-americanes d'exploració de Mart per sondes automàtiques han decidit unilateralment donar al dia marcià el nom de sol, sense preocupar-se pel fet que eixa veu significa sòl en francès i designa en castellà la llum solar o, escrit amb majúscula, l'astre central del nostre sistema planetari.

L'any marcià dura 687 dies terrestres o 668,6 sols. Quan tinguem la necessitat de tenir un calendari, aquest ha de constar de dos anys de 668 dies per cada tres anys de 669 dies.

Els pols de Mart estan assenyalats per dos casquets polars de color blanc enlluernador, que han facilitat molt la determinació de l'angle que forma l'equador del planeta amb el pla de la seva òrbita, angle equivalent per a Mart a l'obliqüitat de l'eclíptica en la Terra. Les mesures fetes per Camichel sobre clixés obtinguts en Pic du Midi, han donat per a aquest angle 24º 48’. Des de l'exploració espacial s'accepta un valor de 25,19º, un poc major que l'obliqüitat de li eclíptica (23º 27’), motiu pel qual Mart té períodes estacionals semblants als de la Terra, encara que les seves estacions són més llargues, perquè un any marcià és quasi dos vegades més llarg que un any terrestre.

Òrbita

L'òrbita de Mart és molt excèntrica: entre el seu afeli i el seu periheli, la distància del planeta al Sol augmenta en uns 42,4 milions de quilòmetres. Gràcies a les excel·lents observacions de Tycho Brahe, Kepler es va donar compte d'esta separació i va arribar a descobrir la naturalesa el·líptica de les òrbites planetàries considerades fins llavors com a circulars.

Aquest efecte té una gran influència en el clima marcià, la diferència de distàncies al Sol causa una variació de temperatura d'uns 30ºC en el punt sub-solar entre l'afeli i el periheli.

Si dins d'eixa òrbita es dibuixa la de la Terra, l'el·lipse de la qual és molt menys allargada, pot observar-se també que la distància de la Terra a Mart es troba subjecta a grans variacions. En el moment de la conjunció o siga quan el Sol està situat entre ambdós planetes, la distància entre estos pot ser de 399 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 3,5" ; durant les oposicions més favorables eixa distància queda reduïda a menys de 56 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 25". Durant l'oposició aconsegueix una magnitud de -2,0 i en les oposicions perihéliques -2,8 sent el planeta més brillant a excepció de Venus i Júpiter. Donada la menudesa del globus marcià, la seva observació telescòpica només presenta interès en els períodes que precedeixen i segueixen a les oposicions.

Superfície de Mart

La ciència que estudia la superfície de Mart s'anomena areografia (d'Ares, déu de la guerra entre els grecs).

Mart és un món molt més xicotet que la Terra. Els seus principals característiques, en proporció amb les del globus terrestre, són les següents: diàmetre 53 per cent, superfície 28 per cent, massa 11 per cent. Com els oceans cobreixen el 71 per cent de la superfície terrestre i, Mart no té mars, les terres d'ambdós móns tenen aproximadament la mateixa superfície.

La superfície de Mart presenta característiques morfològiques tant de la Terra com de la Lluna: Cràters d'impacte, camps de lava, volcans, llits secs de rius i dunes d'arena. La seva composició és fonamentalment balsalt volcànic amb un alt contingut en òxids de ferro que proporcionen el característic color roig de la superfície. Per la seva naturalesa, s'assembla a la limonita, òxid de ferro molt hidratat. Així com en les crostes de la Terra i de la Lluna predominen els silicats i els aluminats, en el sòl de Mart són preponderants els ferrosilicats. Els seus tres constituents principals són, per orde d'abundància, l'oxigen, el silici i el ferro. Conté: 20,8 per cent de sílice, 13,5 de ferro, 5 d'alumini, 3,8 de calci, i també titani i altres components menors.

Des de la Terra, per mitjà de telescopis, s'observen unes taques fosques i brillants que no es corresponen a accidents topogràfiques sinó que apareixen taques fosques si el terreny està cobert de pols fosca (taques d'albedo). Estos poden canviar lentament quan el vent arrossega la pols. La taca fosca més característica és Syrtis Major que simplement és un pendent menor de l'1% i sense res resaltable.

La superfície de Mart presenta també unes regions brillants de color taronja rogenc, que reben el nom de deserts, i que s'estenen per les tres quartes parts de la superfície del planeta donant-li eixa coloració rogenca característica o, millor dit, el d'un immens pedregar, ja que el sòl es troba cobert de pedres, cantells i blocs.

Un enorme escaló, pròxim a l'equador divideix a Mart en dos regions clarament diferenciades, un nord pla, jove i profund i un sud alt, vell i escarpat, amb cràters semblants a les regions altes de la Lluna. En contrast, l'hemisferi nord és pla, més jóvens, i amb una història més complexa. Pareix haver-hi una brusca elevació de diversos km en el límit. Les raons d'esta dicotomia global són desconegudes.

Hi ha distribuïts cràters d'impacte per tot Mart, però en el H. Sud hi ha un vell altiplà de lava basàltica semblants als «mars» de la Lluna, sembrada de cràters de tipus lunar. Però l'aspecte general del paisatge marcià difereix que presenta el nostre satèl·lit com a conseqüència de l'existència d'una atmosfera. En particular, el vent carregat de partícules sòlides produïx una ablació que, en el curs dels temps geològics, ha arrasat molts circs. Estos són, per consegüent, molt menys nombrosos que en la Lluna i la major part d'ells tenen les muralles més o menys desgastades per l'erosió. D'altra banda, els enormes volums de pols arrossegada pel vent cobreixen els cràters menors, les anfractuositats del terreny i altres accidents poc importants. Entre els cràters d'impacte destaca en l'hemisferi sud el cràter d'impacte Hellas Planitia té 6 km de profunditat i 2.000 km de diàmetre. Molts dels cràters d'impacte més recents, tenen una morfologia que suggereix que la superfície estava humida o plena de fang quan va ocórrer l'impacte.

El camp magnètic marcià és molt dèbil, unes 2 mil·lèsimes del terrestre i amb una polaritat invertida respecte a la Terra.

La superfície de Mart conserva les empremtes de grans cataclismes que no tenen equivalent en la Terra:

Una característica que domina part de l'Hemisferi nord, és l'existència d'un enorme inflor que conté el complex volcànic de Tharsis. En ell es troba Olympus Mons el major volcà del sistema solar. Té una altura de 25 Km (més de dos vegades i mitja l'altura de l'Everest sobre un globus més petit que el de la Terra), i la seua base té una amplària de 600 Km. Les colades de lava han creat un sòcol que forma un penya-segat de 6 km d'altura. Cal afegir la gran estructura col·lapsada de Alba Pastera. Les àrees volcàniques ocupen el 10% de la superfície del planeta. Alguns cràters mostren senyals de recent activitat i tenen lava petrificada en les seues vessants.

Pròxim a l'Equador i amb una longitud de 2.700 Km. una amplària de fins a 500 km. i una profunditat d'entre 2 i 7 Km. Vall Marineris és un canó que deixa xicotet al Canó del Colorado. Es va formar per l'afonament del terreny a causa de la formació de l'inflor de Tharsis.

Hi ha clara evidència d'erosió en diversos llocs de Mart tant pel vent com per aigua. Existeixen en la superfície llargues valls sinuoses que recorden llits de rius (actualment secs perquè l'aigua líquida no pot existir en la superfície del planeta en les actuals condicions atmosfèriques). Eixes immenses valls poden ser el resultat de fractures al llarg de les quals han corregut dolls de lava i, més tard, d'aigua. La superfície del planeta conserva vertaderes xarxes hidrogràfiques, avui seques, amb els seus valls sinuoses entallades per les aigües dels rius, els seus afluents, els seus braços, separats per bancs d'al·luvions que han subsistit fins als nostres dies. Suggereixen un passat, amb altres condicions ambientals en què l'aigua va modelar el terreny per mitjà d'inundacions catastròfiques. Alguns suggereixen l'existència en un passat remot de llacs i inclòs d'un vast oceà en la regió boreal del planeta. Tot pareix indicar que va ser fa uns 4.000 milions d'anys i per un breu període de temps.
Igual que la Lluna i Mercuri, Mart no presenta tectònica de plaques activa, com la Terra. No hi ha evidències de moviments horitzontals recents en la superfície com ara les muntanyes per plegament tan comú en la Terra. No obstant la Mars Global Surveyor en òrbita al voltant de Mart ha detectat en diverses regions de Mart extens camps magnètics de baixa intensitat. Esta troballa inesperada d'un probablement camp magnètic global avui desaparegut, pot tenir interessants implicacions per a l'estructura interior de Mart. Les magnetitzacions residuals de les roques ocorren en bandes alternatives, semblants a les observades en les dorsals marines on es forma superfície terrestre. Encara que hi ha diverses possibles explicacions una d'elles és que el planeta Mart va poder haver tingut una tectònica de plaques en la seva història inicial.

Característiques atmosfèriques

L'atmosfera de Mart és molt tènue amb una pressió superficial de només 7 a 9 mil·libars enfront dels 1033 mbares de la atmosfera terrestre. Açò representa que és només d'una centèsima part de la terrestre, però varia prou amb l'altitud des de quasi 9 mil·libars en les depressions més profundes fins a 1 mil·libar en la cima de l'Olympus Mons. La seva composició és fonamentalment diòxid de carboni (95,3%) amb un 2,7% de nitrogen, 1,6 % d'argó i traces d'oxigen(0,15%) monòxid de carboni (0,07%) i vapor d'aigua (0,03%). La proporció d'altres elements és ínfim i escapa la seva dosificació a la sensibilitat dels instruments fins ara empleats. El contingut d'ozó és 1000 vegades menor que en la Terra, per la qual cosa esta capa, que es troba a 40 Km. d'altura, és incapaç de bloquejar la radiació ultravioleta. L'atmosfera, és prou densa com per a albergar vents molt forts i grans tempestats de pols que, a vegades, poden comprendre el planeta sencer durant mesos. Aquest vent és el responsable de l'existència de dunes d'arena en els deserts marcians. Els núvols poden presentar-se en tres colors: blanques, grogues i blaus. Els núvols blancs són de vapor d'aigua condensada o de diòxid de carboni en latituds polars. Les grogues de naturalesa pilosa són el resultat de les tempestats de pols i estan compostes per partícules d'1 micròmetre o micró. Esta atmosfera no és blava, com la de la Terra, sinó d'un suau color rosa salmó a causa de la dispersió de la llum pels grans de pols molt fins procedents del sòl ferruginós.

A l'hivern, en les latituds mitjanes, el vapor d'aigua es condensa en l'atmosfera i forma núvols lleugers de finíssims cristalls de gel. En les latituds extremes, la condensació de l'anhídrid carbònic forma altres núvols que consten de cristalls de neu carbònica.

La dèbil atmosfera marciana produïx un efecte hivernacle que augmenta la temperatura superficial uns 5 graus; molt menys que allò que s'ha observat en Venus i en la Terra.

L'atmosfera marciana és de la segona generació. La que va tenir en un principi, una vegada format el planeta, ha donat pas a una altra, els elements de la qual no provenen directament de la nebulosa primitiva. Una atmosfera de la segona generació és el resultat, de l'activitat del planeta. Així el vulcanisme aboca a l'atmosfera determinats gasos, entre els quals predominen el gas carbònic i el vapor d'aigua. El primer queda en l'atmosfera, en tant que el segon tendeix a congelar-se en el sòl fred. El nitrogen i l'oxigen no són produïts a Mart més que en ínfimes proporcions. Al contrari, l'argó és relativament abundant en l'atmosfera marciana. Açò no és res estrany: els elements lleugers de l'atmosfera (hidrogen, heli, etc.) són els que més fàcilment es dissipen en l'espai interplanetari perquè els seus àtoms i molècules, al xocar entre si, aconsegueixen la segona velocitat còsmica; els gasos més pesats acaben per combinar-se amb els elements del sòl; l'argó, encara que lleuger, és el prou pesat com perquè el seu fuga cap a l'espai interplanetari siga difícil i, d'altra banda, al ser un gas neutre o inert, no es combina amb els altres elements; així, encara que es desprenga del sòl en ínfimes proporcions, es va acumulant amb el temps.

En els inicis de la seva història Mart era molt paregut a la Terra. Igual que en la Terra la majoria del seu diòxid de carboni es va utilitzar a formar carbonats en les roques. Tanmateix, com que no té tectònica de plaques, és incapaces de reciclar cap a l'atmosfera gens d'aquest diòxid de carboni i així no pot mantenir un efecte hivernacle significatiu.

No hi ha cinturó de radiació, encara que sí que hi ha una dèbil ionosfera que té la seva màxima densitat electrònica a 130 Km. d'altura.

Encara que no hi hi ha evidència d'activitat volcànica actual, recentment la nau europea Mars Express ha trobat traces de metà en una proporció de 10 parts per 1000 milions. Aquest gas només pot tenir un origen volcànic o biològic. El metà no pot romandre molt de temps en l'atmosfera. S'estima en 400 anys en temps a desaparèixer en l'atmosfera de Mart, això suposa que hi ha una font que el produïx. El mes probable és que l'activitat volcànica de Olympus Mons no acabara de colp fa 100 milions d'anys.

L'aigua a Mart

En la Terra, i al nivell del mar, l'aigua bull a 100ºC. Però el punt d'ebullició depèn de la pressió i si esta és excessivament baixa, l'aigua no pot existir a l'estat líquid. Això és el que ocorre a Mart: si eixe planeta va tenir abundants cursos d'aigua va ser perquè comptava també amb una atmosfera molt més densa que proporcionava també temperatures més elevades. Al dissipar-se la major part d'eixa atmosfera en l'espai, al disminuir així la pressió i abaixar la temperatura, l'aigua va desaparèixer de la superfície de Mart. Ara bé, subsisteix en l'atmosfera, en estat de vapor, encara que en d'escasses proporcions, així com en els casquets polars, constituïts per grans masses de gels perpetus, i segons pareix, en el subsòl. Quan les xicotetes pal·les mecàniques de les sondes espacials excaven una ranura en el sòl polsegós de Mart, les vores d'eixa excavació hagueren d'afonar-se com quan practiquem un solc en l'arena o en un sòl terrós. En realitat, les vores de les ranures practicades a Mart no s'afonen, com si el sòl estiguera humit. Tot permet suposar que entre els grans del sòl hi ha aigua congelada, fenomen que, d'altra banda, és comú en les regions molt fredes de la Terra on, des de les grans glaciacions del quaternari, el sòl està profundament gelat. En torn de certs cràters marcians s'observen unes formacions en forma de lòbuls la formació de les quals només pot ser explicada admetent que el sòl de Mart està congelat: la calor produïda per l'impacte del meteorit hi ha degut provocar la vaporització del gel i al vapor en expansió es deuria certa sustentació de la matèria projectada en l'impacte la i la formació del referit relleu de lòbuls o guimaldes. També es disposa de fotografies d'un altre tipus d'accident del relleu perfectament explicat per l'existència d'un gelisol. Es tracta d'un afonament del sòl de la depressió del qual parteix un llit sec amb l'empremta dels seus braços separats per bancs d'al·luvions. Pareix que en la zona de la depressió, la calor, probablement a causa d'un fenomen volcànic, ha provocat la fusió del gel; el terreny s'ha afonat pel seu propi pes, expulsant l'aigua fins a la superfície; com l'evaporació del líquid, encara que ineluctable, no és instantània l'aigua ha pogut discórrer pel sòl abans de la seva total evaporació; el fenomen ha durat prou temps com perquè el curs de l'aigua així creat per la fusió del permafrost haja excavat un llit.

Al juny del 2000 la nau Mars Global Surveyor va detectar en parets de cràters o en valls profundes on no dóna mai el sol, accidents que pareixen barrancs formats per torrents d'aigua i els depòsits de terra i roques transportats per ells. Només apareixen en latituds altes de l'hemisferi sud. Creiem estar veient un subministrament superficial d'aigua semblant a un aqüífer. Aquest aqüífer estaria situat entre 100 i 400 metres de profunditat. Al sorgir l'aigua cap a la superfície es congela i forma una presa de gel que temeta per trencar-se i llavors es produïx el torrent que dura molt poc fins que l'aigua s'evapora, ja que no pot existir en les condicions ambientals del planeta.

Al maig del 2002 la nau Mars Odyssey va detectar la signatura d'hidrogen superficial. Aquest hidrogen podria estar combinat formant aigua gelada. El gel formaria una capa baix la superfície, entre 30 i 60 cm. i comprendria des dels casquets fins als 60º de latitud. Al gener del 2004 la sonda europea Mars Express detecta aigua en el pol sud del planeta. L'observació s'ha fet al final de l'estiu quan el "gel sec" sublima i deixa un casquet residual d'aigua. En el pol nord la seua presència estava ja confirmada. Pareix que els europeus han detectat línies espectrals de vapor d'aigua i no ions d'hidrogen, és una mesura directa i no indirecta com la que va fer USA en 2002, no obstant la polèmica estava ja servida.

També subsisteix aigua marciana en l'atmosfera del planeta, encara que en proporció tan ínfima (0,01 per cent) que, de condensar-se totalment sobre la superfície de Mart, formar-la en ella una pel·lícula líquida la grossària de la qual seria aproximadament de la centèsima part d'un mil·límetre. A pesar de la seva escassetat, eixe vapor d'aigua participa d'un cicle anual. A Mart, la pressió atmosfèrica és tan baixa que el vapor d'aigua se sublima en el sòl, en forma de gel, a la temperatura de –80ºC. Quan la temperatura s'eleva novament per damunt d'eixe límit, el gel se sublima en sentit invers: es converteix en vapor sense passar per l'estat líquid.

Casquets polars

La superfície del planeta presenta diversos tipus de formacions permanents, entre les quals les més fàcils d'observar són dos grans taques blanques situades en les regions polars, una espècie de casquets polars del planeta. Així com el vapor d'aigua se sublima a Mart aproximadament a -80ºC, el gas carbònic ho fa a –120ºC. Eixa diferència confereix als casquets Polars de Mart un caràcter singular. Quan arriba l'estació freda, el depòsit de gel perpetu comença per cobrir-se amb una capa de rosada blanca deguda, com ja s'ha dit, a la condensació del vapor d'aigua atmosfèric; després, al continuar abaixant la temperatura i passar a ser la mateixa inferior a -120ºC, desapareix l'aigua congelada davall un mant de neu carbònica que estén al casquet polar fins a sobrepassar a vegades el paral·lel dels 60º. Això és així perquè es congela part de l'atmosfera de CO₂. Recíprocament en l'hemisferi oposat, la primavera fa que la temperatura puge per damunt de –120ºC, la qual cosa provoca la sublimació de la neu carbònica i el retrocés del casquet polar; després, quan el termòmetre s'eleva a més de – 80ºC, se sublima, al seu torn, la rosada blanca; només subsisteixen llavors els gels permanents, però ja el fred torna i estos no patiran una ablació important. La massa de gel perpetu té un grandària d'uns 100 quilòmetres de diàmetre i uns 10 metres de grossària. Així els casquets polars estan formats per una capa molt prima de gel de CO₂ ("gel sec") i que potser davall del casquet sud hi haja gel d'aigua. En l'estiu austral el diòxid de carboni se sublima per complet, deixant una capa residual de gel d'aigua. En cent anys d'observació el casquet polar sud ha desaparegut dos vegades per complet, mentre el nord no ho ha fet mai. Es desconeix si hi ha una capa semblant de gel d'aigua baix el casquet polar nord atès que la capa de diòxid de carboni mai desapareix per complet. Això se deu al fet que encara que el clima en el H. sud és més rigorós, les curtes estacions de la primavera i estiu de l'hemisferi austral ocorren quan el sol està en el periheli, així les màximes temperatures ocorren en l'hemisferi sud i el casquet pateix per això. Al mateix temps les temperatures mes baixes també ocorren en el sud perquè la tardor i hivern són llargs i el sol està en l'afeli.

Els casquets polars mostren una estructura estratificada amb capes alternants de gel i distintes quantitats de pols fosca. No es coneix amb certesa el mecanisme causant de l'estratificació però pot ser deguda a canvis climàtics relacionats amb variacions a llarg termini de la inclinació de l'equador marcià respecte al pla de l'òrbita. També podria haver-hi aigua oculta baix la superfície a menors latituds. Els canvis estacionals en els casquets produïxen canvis en la pressió atmosfèrica global d'al voltant d'un 25% (mesurats en els llocs d'aterratge dels Viking).

La Mars Global Surveyor va determinar a finals de 1998 que la massa total de gel del casquet polar nord equival a la meitat del gel que existeix a Groenlàndia i constituïx la major reserva d'aigua del sistema solar, exceptuada la Terra. A més el gel del pol nord de Mart s'assenta sobre una gran depressió del terreny estant cobert per "gel sec". Els nous trets topogràfics suggereixen que el casquet nord marcià mostra un gran monticle de gel, tallat per un remolí semicircular que podria ser obra del vent. El casquet gelat pareix elevar-se abruptament des del terreny adjacent amb vessants empinades i acabant en un altiplà de gel. El gel presenta en els vores del casquet bandes clares i fosques que pareixen indicar processos de sedimentació. No hi ha empremtes d'impacte, la qual cosa significa que és casquet i els seus depòsits podrien tenir només 100.000 anys. En canvi el casquet del H. Sud format segons pareix només de CO₂ ("gel sec") mostra cràters d'impacte que podria indicar una antiguitat d'1.000 milions d'anys.

Climatologia

Sobre les temperatures que regnen a Mart, encara no es disposa de dades suficients que permeten conèixer la seva evolució al llarg de l'any marcià i en les diferents latituds i, molt menys, les particularitats regionals. Tampoc resulta còmoda la comparació de les temperatures registrades per les diferents sondes que han explorat aquell planeta: a més que s'han emprat instruments de diverses índoles, també han variat les condicions del seu ús, ja que en certs casos la temperatura ha sigut mesurada en el mateix sòl, en altres, a certa altura del mateix, en tant que altres sondes mesuraven la temperatura del sòl des de l'òrbita en què es trobaven satel·litzades.

Per trobar-se Mart molt més lluny del Sol que la Terra, els seus climes són més freds, i tant més per quant l'atmosfera, al ser tan tènue, reté poca calor: d'ací que la diferència entre les temperatures diürnes i nocturnes siga mes pronunciada que en el nostre planeta. A això contribuïx també la baixa conductivitat tèrmica del sòl marcià. La duració del dia i de la nit Mart és aproximadament la mateixa que en la Terra.

La temperatura en la superfície depèn de la latitud i presenta variacions estacionals. La temperatura mitjana superficial és d'uns 218 K (-55 C). La variació diürna de les temperatures és molt elevada com correspon a una atmosfera tan tènue. Les màximes diürnes, en l'equador i a l'estiu, poden aconseguir els 20 ºC o més, mentres les màximes nocturnes poden aconseguir fàcilment -80ºC. En els casquets polars, a l'hivern les temperatures poden baixar fins a -130ºC.

En una d'eixes ocasions Mart es trobava el més prop possible del Sol i llavors es va registrar en l'equador, en ple estiu, la temperatura de 27ºC, de tant que en el pol de l'altre hemisferi, on imperava llavors l'hivern, es medien -128ºC. En 1976, Mart es trobava, al contrari, a la seva màxima distància del Sol quan van arribar e eixe planeta les sondes Viking. La primera d'estes va aterrar a una latitud (22,46ºN.) que és aproximadament la de L'Havana o de La Meca; allí, a pesar de trobar-se l'hemisferi a l'estiu, la màxima temperatura diürna registrada va ser de -13ºC (a les 15 hores) i la mínima de –86ºC (a les 6, abans de l'eixida del Sol). Per la seva banda, el segon Viking es va posar a la latitud de 47,89ºN. (aproximadament la de Viena) i va mesurar allí, també en ple estiu, temperatures màximes i mínimes que, com a mitjana, van ser respectivament de -38 i –89ºC.
Enormes tempestats de pols, que persisteixen durant setmanes i inclús mesos, enfosquint tot el planeta poden sorgir de sobte (encara que són més freqüents després del periheli del planeta) i en l'hemisferi sud, quan allí és el final de la primavera, són causades per vents de més de 150 Km/h. Així com en la Terra un vent de 50 a 60 km/h basta per a alçar núvols de pols, a Mart, donada l'ínfima densitat de l'aire, només un vendaval d'uns 200km/h pot produir el mateix efecte, encara que admetent que el sòl esta sec (i ja hem vist que, per la seva consistència, està carregat d'humitat congelada). Les dites tempestats, observades des de Terra pels astrònoms i que aconsegueixen una dimensió planetària, tenen el seu origen en la diferència d'energia del Sol que rep el planeta en l'afeli i en el periheli, causades per l'elevada excentricitat de l'òrbita marciana. Quan Mart es troba en les proximitats del periheli de la seva òrbita (o siga a la seva mínima distància del Sol), la temperatura s'eleva en el H. sud per ser finals de primavera i amb el plus extra del major acostament al Sol. Això causa que el sòl perd la seva humitat. En certes regions, especialment entre Noachis i Hellas, es desencadena llavors una violenta tempestat local que, arranca al sòl sec imponents masses de pols. Este, per ser molt fi, s'eleva a grans altituds i, en unes setmanes, cobreix no sols tot un hemisferi sinó inclús la quasi totalitat del planeta. La pols en suspensió en l'atmosfera causa una nebla groga que enfosqueix els accidents més característics del planeta. A l'interferir l'entrada d'energia solar les temperatures màximes disminuïxen, però al seu torn actua com una manta que impedeix la dissipació de la calor, pel que les mínimes augmenten. En conseqüència l'oscil·lació tèrmica diürna disminuïx dràsticament. Així va ocórrer en 1971, impossibilitant durant cert temps les observacions que havien d'efectuar les quatre sondes (dos Mars soviètiques i dos Mariner americanes) que acabaven d'arribar al planeta roig. Eixos vels de pols que es traslladen d'una part a una altra, que cobreixen i descobreixen estacionalment regions d'un altre color o matís, i eixos vents que orienten les partícules del sòl i les dunes, expliquen els canvis de color que afecten el disc marcià vist des de la Terra i que tant havien intrigat als astrònoms durant més d'un segle.

Durant un any marcià part del CO₂ de l'atmosfera es condensa en l'hemisferi on és hivern, o se sublima del pol a l'atmosfera quan és estiu. En conseqüència la pressió atmosfèrica té una variació anual.

Les estacions a Mart

Igual que la Terra l'equador marcià està inclinat respecte al pla de l'òrbita un angle de 25º,19. Ambdós plans es tallen assenyalant una direcció que s'anomena punt Àries (Vernal) en la Terra o punt Vernal de Mart quan l'òrbita talla ascendentment a l'equador del planeta. Ambdós punts es prenen com a origen de les longituds solars (aerocéntricas, en honor al déu Ares) Ls, mesurades sobre l'òrbita, o de les Ascensions Rectes As, mesurades sobre l'Equador. La primavera comença en l'Hemisferi Nord en l'Equinocci de Primavera quan el Sol travessa el punt vernal passant de l'hemisferi Sud al Nord (Ls=0 i creixent). En el cas de Mart açò té també un sentit climàtic. Els dies i les nits duren igual i comença la Primavera en el H. Nord. Esta dura fins que LS=90º Solstici d'Estiu en què el dia té una duració màxima en l'hemisferi nord i mínima en el sud.

Anàlogament, Ls = 90°, 180°, i 270° indiquen per a l'hemisferi nord el solstici d'estiu, equinocci tardorenc, i el solstici hivernal, respectivament mentres que en l'hemisferi sud és al revés. Per ser la duració de l'any marcià aproximadament doble que el terrestre també ho és la duració de les estacions. La diferència entre les seves duracions és major perquè l'excentricitat de l'òrbita marciana és molt major que la terrestre. Heus ací la duració de les quatre estacions a Mart:

ESTACIÓ		DURACIÓ A MART		DURACIÓ TERRA
hemisferi boreal	hemisferi austral	Sols	Dies	Dies
primavera	tardor	194	199	92,9
estiu	hivern	178	183	93,6
tardor	primavera	143	147	89,7
hivern	estiu	154	158	89,1

La comparació amb les estacions terrestres mostra que, així com la duració d'estes difereix com a màxim en 4,5 dies, a Mart, a causa de la gran excentricitat de l'òrbita, la diferència arriba a ser primerament de 51 sols.

Actualment el H. Nord gaudeix d'un clima més benigne que el H. Sud. La raó és evident l'hemisferi nord té tardors (143 dies) i hiverns (154 dies) curts i a més quan el Sol està en el periheli la qual cosa donada l'excentricitat de l'òrbita del planeta, fa que siguen més benignes. A més la primavera (194 dies) i l'estiu (178 dies) són llargs, però estant el Sol en l'afeli són més freds que els del H. sud. Per al H. Sud la situació és la inversa. Hi ha per tant una compensació parcial entre ambdós hemisferis pel fet que les estacions de menys duració tenen lloc estant el planeta en el periheli i llavors rep del Sol més llum i calor. A causa de la retrogradació del punt Vernal i a l'avanç del periheli, la situació es va decantant cada vegada més. En 2.940 anys terrestres el periheli s'alinearà al solstici d'hivern. Carl Sagan va proposar en 1971, per a conciliar l'evident erosió hídrica amb l'actual escassetat de vapor d'aigua, la teoria del "llarg hivern". Amb l'alineació del periheli al solstici d'hivern, tindrem per al H. Nord, curts hiverns i molt benignes (per la seva proximitat al periheli) i llargs estius. Al revés en el H.Sud. Això provocaria que l'extens i gros casquet polar nord, siga transferit a través de l'atmosfera, al casquet polar sud. En l'operació, la major part dels gels d'aigua i CO₂ es trobarien en forma de vapor en l'atmosfera, produint un efecte hivernacle. S'elevaria la temperatura superficial, augmentaria la pressió i durant uns pocs milers d'anys s'interrompria el "llarg hivern" per a donar lloc a una "curta primavera". Al cap de 27.850 anys la situació s'invertiria.

Astronomia en el cel de Mart

Observació del Sol

Vist des de Mart, el Sol té un diàmetre aparent de 21'(en compte de 31,5 a 32,6' que té vist des de la Terra). Els científics que van manejar a Spirit i Opportunity li van fer observar una posta solar. Es va poder observar com desapareix ocult entre la pols en suspensió en l'atmosfera.

Observació dels satèl·lits

Mart té dos minúsculs satèl·lits, dos penyals de forma irregular, Fobos i Deimos. El primer mesura 27 x 21 x 19 km i el segon 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km d'altitud i Fobos a 6.100 km. A pesar de trobar-se tan pròxims, eixos astres només són visibles en el cel marcià com uns punts lluminosos molt brillants la brillantor de Deimos pot ser comparable al de Venus vist des de la Terra; el de Fobos és diverses vegades més intens. D'haver sigut majors eixos satèl·lits els seus moviments en el cel de Mart hagueren constituït un espectacle meravellós per a l'hipotètic espectador situat en el sòl del planeta roig.

Fobos pega una volta en torn de Mart en 7 h 39 min 14 s. Al ser la seva revolució molt més ràpida que la rotació del planeta sobre si mateix, el satèl·lit pareix com si descriguera un moviment retrògrad : se'l veu al alba per l'Oest i posar-se per l'Est. Deimos inverteix 30 h 17 min 55 s en recórrer la seva òrbita. La seva revolució és, per consegüent, un poc més duradora que la rotació del planeta, la qual cosa fa que el satèl·lit es moga lentament en el cel: tarda 64 hores entre la seva eixida, per l'Est i la seva posta, per l'Oest. El més curiós és que durant eixe temps en què roman visible, desenvolupa dos vegades el cicle complet de les seves fases. Una altra particularitat d'eixos satèl·lits és que, per gravitar en el pla equatorial del planeta i tan prop de la superfície d'aquest, són eternament invisibles des de les regions polars: Deimos no pot ser vist des de mes amunt del paral·lel 82º i Fobos des de les latituds de mes de 69º. De totes maneres, donades els seus petites dimensions, eixes llunes minúscules a penes poden dissipar un poquet les tenebres de la nit marciana, i això durant curts períodes de temps, ja que, al gravitar tan prop del planeta i en òrbites equatorials, passen la major part de la nit ocults en el con de l'ombra projectada pel planeta, o siga sense ser il·luminats per la llum solar.

S'ha observat que Fobos patix una acceleració secular que el acosta lentament a la superfície del planeta (tan lentament que poden transcórrer cent milions d'anys abans que es produïsca la seva caiguda). Eixa acceleració no ha pogut ser explicada fins ara. També es planteja als astrònoms el problema dels orígens d'eixos xicotets astres, ja que certes raons s'oposen que siguen asteroides capturats i altres a què siguen cossos formats entorn del planeta i alhora que ell. A més Fobos presenta uns estrats que suggereixen que aquest satèl·lit siga un fragment separat d'un altre astre major.

Observació dels eclipsis solars de Fobos

Les càmeres de la nau Opportunity van captar el 10 de Març del 2004 l'eclipsi parcial de sol causat pel satèl·lit Fobos. El satèl·lit tapa una gran part del sol a causa que és més gran que Deimos i orbita molt més prop de Mart. L'eclipsi de Deimos captat el 4 de Març del 2004 és comparable a un trànsit d'un planeta.

Observació de la Terra

Vista des de Mart pels futurs astronautes, la Terra serà un magnífic estel blavós i tan brillant com a Júpiter, almenys durant els períodes favorables (conjuncions inferiors de la Terra), ja que el nostre globus presentarà, vist des de Mart, les mateixes fases que Venus vista des de la Terra. També, igual que Venus i Mercuri, la Terra serà un astre alternativament matutí i vespertí. Amb un telescopi instal·lat a Mart podrà apreciar-se l'espectacle resultant de la conjugació dels moviments de la Terra i de la Lluna, així com de la combinació de les fases d'ambdós astres: pas de la mitjana lluna sobre la meitat fosca del disc terrestre; pas del sistema Terra-Lluna davant del disc solar durant els eclipsis.

Trànsits de la Terra pel disc solar

El 10 de Novembre del 2084 ocorrerà el pròxim trànsit de la Terra pel disc solar vist des de Mart. Estos trànsits es repeteixen aproximadament cada 79 anys. Els trànsits d'octubre-novembre ocorren quan el planeta Mart està en oposició i prop del node node ascendent. Els trànsits d'abril- maig quan està en el node descendent. El trànsit de 11 de maig de 1984 previst per J. Meeus va servir d'inspiració a l'escriptor Arthur C. Clarke per a escriure Transit of Earth en el qual un astronauta deixat només a Mart descriu el rar fenomen astronòmic poc abans de morir a causa de la falta d'oxigen.

Exploració i visió de Mart

La primera sonda a visitar Mart va ser la Mariner 4 en 1965. Junt amb les Mariner 6 i 7 que van arribar a Mart en 1969 només van aconseguir observar un Mart ple de cràters i paregut a la Lluna. Va ser el Mariner IX, la primera a col·locar-se en òrbita marciana, al mig d'una espectacular tempestat de pols, la primera és aguaitar un Mart amb canals que pareixien xarxes hídriques, vapor d'aigua en l'atmosfera, i que suggeria un passat de Mart diferent. Les primeres naus a aterrar a Mart van ser la Viking I i II en 1976. Els resultats negatius en els seus experiments biològics van propiciar un paro de 20 anys en l'exploració. El 4 de Juliol de 1997 la Mars Pathfinder va aterrar amb èxit a Mart i va provar que era possible que un xicotet robot es passejara pel planeta. En 2004 una missió científicament més ambiciosa va portar a dos robots Spirit i Opportunity que van aterrar en dos zones de Mart diametralment oposades a analitzar les roques a la recerca d'aigua i pareix que van trobar vestigis d'un antic mar o llac salat.

Meteorits d'origen marcià

Els meteorits denominats SNC són originaris de Mart. Se sap amb seguretat el seu origen perquè s'han trobat en el seu interior xicotetes bambolles de gas la composició del qual coincideix amb la mesura per les sondes Viking.

El 6 d'agost de 1996, qual serp d'estiu, David McKay, de la NASA, va anunciar la primera identificació de compostos orgànics en el meteorit marcià ALH84001. El meteorit s'havia després de Mart fa 15 milions d'anys, havia caigut sobre l'Antàrtida fa 13000 anys i va ser trobat en 1984. Procedeix d'una roca marciana solidificada fa uns 4500 milions d'anys quan es va formar el planeta. Molts científics no van estar des de l'inici d'acord amb l'anunci a què van qualificar de prematur i probablement equivocat. Les revelacions extraordinàries requereixen proves extraordinamente fiables. La mera presència de restes com els que crea el material orgànic no significa que tinga relació amb la vida, encara que una explicació no biològica és improbable. Al desembre de 1997 un grup de científics va desmentir totalment a la NASA demostrant que en la roca hi havia minerals d'aparença semblant a alguns microorganismes (llepa-les), però amb un origen químic i sense res a veure amb la vida.