|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Mart és el quart planeta del sistema solar, segons la seva distà ncia 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. Té dos satèl·lits naturals o llunes, Fobos i Deimos, de mida molt petita i forma irregular. El prefix areo- es refereix a Mart igual que el prefix geo- es refereix a la Terra, per exemple, areologia versus geologia.
edita Els noms del planeta Mart
Mart ja era conegut des de la més remota antiguitat. Els egipcis l'anomenaven «Her Deschel» que significa «el Vermell». Els babilonis el coneixien sota el nom de «Nirgal» o «l'Estrella de la Mort». Els antics grecs el van identificar amb el déu de la guerra, Ares. Però van ser els romans qui li van donar el seu nom modern, a partir del seu propi déu de la guerra Mart.
El color roig del planeta Mart, clarament visible a ull nu, va fer que se'l considerés des d'antic relacionat amb la sang, la guerra i la mort. A vegades es fa referència a Mart com el Planeta Roig.
edita CaracterÃstiques generals
El planeta Mart té una forma lleugerament el·lipsoïdal, amb un dià metre equatorial de 6.794 km i un dià metre polar de 6.750 km. Mesures micromètriques molt precises han donat un aplatament de 0,01, o sigui 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.
Mart és un món molt més xicotet que la Terra. Les seves principals caracterÃstiques, en proporció amb les del globus terrestre, són les següents: dià metre 53%, superfÃcie 28%, volum 15% i massa 11%. Com que els oceans cobreixen el 71% de la superfÃcie terrestre i Mart no té mars, les terres d'ambdós mons tenen aproximadament la mateixa superfÃcie. La densitat és inferior a la de la Terra, i és 3,94 vegades la densitat de l'aigua. Un cos a Mart pesaria 1/3 del seu pes a la Terra, a causa de la dèbil atracció gravitatòria.
Vistes des de la Terra i amb telescopis modestos algunes de les caracterÃstiques de la superfÃcie marciana tenen l'aparença de «taques» més o menys fosques i ben delimitades que són excel·lents punts de referència. Van ser observades per primera vegada el 1659 per Christiaan Huygens, que grà cies a elles va poder mesurar el perÃode de rotació de Mart obtenint un valor d'un dia. El 1666, Giovanni Cassini el va fixar en 24 h 40 m, valor molt pròxim al vertader. Comparant els dibuixos fets en un interval de prop de 300 anys, s'ha establert el valor de 24 h 37 m 22,7s per al dia sideral (el perÃode de rotació de la Terra és de 23 h 56 m 4,1s).
De la duració del dia sideral es deduïx fà cilment que el dia solar marcià té una duració de 24 h 39 m 35,3s. El dia solar mitjà o, temps entre dos passos consecutius del Sol pel meridià del lloc, dura 24h 41 min 18,6 s. El dia solar a Mart té, igual que en la Terra, una duració variable, açò es deu al fet que els planetes seguixen òrbites el·lÃptiques al voltant del Sol que no es recorren amb uniformitat. A Mart, la variació és encara major degut a l'elevada excentricitat de la seva òrbita. Per a major comoditat en els seus treballs, els responsables de les missions nord-americanes d'exploració de Mart 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 i en català 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.
Mart té perÃodes 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. La variació en la distà ncia al Sol causa una variació de temperatura d'uns 30ºC en el punt sub-solar entre l'afeli i el periheli.
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 a l'obliqüitat de l'eclÃptica a la Terra. Les mesures fetes per Camichel sobre clixés obtinguts al 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 l'eclÃptica (23º 27’).
edita SuperfÃcie
La ciència que estudia les caracterÃstiques de la superfÃcie de Mart s'anomena areografia i la que n'estudia la seva composició és l'areologia (d'Ares, el déu de la guerra dels antics grecs).
edita Geografia
La superfÃcie de Mart presenta caracterÃstiques morfològiques tant de la Terra com de la Lluna: crà ters, camps de lava, volcans, llits secs de rius i dunes de sorra. Però l'aspecte general del paisatge marcià difereix del que presenta el nostre satèl·lit com a conseqüència de l'existència d'una tènue atmosfera a Mart. En particular, el vent carregat de partÃcules sòlides produïx una ablació que, en el curs dels temps geològics, ha arrasat molts crà ters. Aquests 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 crà ters menors, les anfractuositats del terreny i altres accidents poc importants. Entre els crà ters d'impacte destaca Hellas Planitia a l'hemisferi sud, de 2.000 km de dià metre i 6 km de profunditat. Molts dels crà ters d'impacte més recents, tenen una morfologia que suggereix que la superfÃcie estava humida o plena de fang quan va ocórrer l'impacte.
Prop de l'equador, hi ha una brusca elevació de diversos quilòmetres d'alçada que divideix Mart en dos regions clarament diferenciades. El nord és prà cticament pla, jove i profund; el sud, en canvi és alt, vell i escarpat, amb crà ters semblants a les regions altes de la Lluna. Les raons d'esta dicotomia global són desconegudes.
Hi ha unes regions brillants de color taronja rogenc, que reben el nom de deserts, i que s'estenen per les tres quartes parts de la superfÃcie del planeta donant-li eixa coloració rogenca caracterÃstica o, millor dit, el d'un immens pedregar, ja que el sòl es troba cobert de pedres, cantells i blocs. D'altra banda, des de la Terra i per mitjà de telescopis, s'observen unes taques fosques (taques d'albedo) que no es corresponen a accidents topogrà fics sinó que són regions on el terreny està cobert d'una pols fosca. Estes regions poden canviar lentament quan el vent arrossega la pols. La taca fosca més caracterÃstica és Syrtis Major que simplement és un pendent menor de l'1% i sense res resaltable.
Una caracterÃstica que domina part de l'hemisferi nord, és l'existència d'una enorme inflor que conté el complex volcà nic 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), i la seua base té una amplà ria de 600 km. Al seu peu, 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 d'Alba Patera. Les à rees volcà niques ocupen el 10% de la superfÃcie del planeta. Alguns crà ters 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 amplà ria de fins a 500 km, i una profunditat d'entre 2 i 7 km es troba Valles Marineris, un descomunal canó que deixa xicotet al Gran Canó del Colorado. Es va formar per l'afonament del terreny a causa de la formació de l'inflor de Tharsis.
edita Geologia
La composició del planeta Mart és fonamentalment basalt volcà nic amb un alt contingut en òxids de ferro que proporcionen el caracterÃstic color roig de la superfÃcie. Per la seva naturalesa, s'assembla a la limonita, òxid de ferro molt hidratat. Aixà 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 constituents principals són, per orde d'abundà ncia: oxigen (43,8%), silici (22,4%), ferro (12,1%), alumini (5,5%), magnesi (4,3%), calci (3,8%) i també titani i altres components en quantitats menors. Per un anà lisi més detallat de la composició del sòl marcià vegeu: Resultats del Pathfinder
A diferència de la Terra, Mart no té un camp magnètic global. No obstant, la Mars Global Surveyor, en òrbita marciana, ha detectat camps magnètics locals de baixa intensitat en diverses regions de l'escorça. S'ha descobert que les magnetitzacions residuals de roques ocorren en bandes alternatives de 160 km d'ample per 1000 km de llarg, semblants a les observades en les dorsals marines de la Terra. Esta inesperada troballa pot tenir interessants implicacions per a la història geològica de Mart. Actualment, Mart no presenta tectònica de plaques activa. No hi ha evidències de moviments horitzontals recents en la superfÃcie com ara muntanyes originades per plegament. Però és possible que hagués tingut tectònica de plaques en els moments inicials de la seva història. En aquest cas, això podria haver ajudat a mantenir una atmosfera semblant a la terrestre, transportant roques riques en carboni cap a la superfÃcie, mentre que la presència del camp magnètic hauria ajudat a protegir el planeta de la radiació còsmica. Però també hi ha d'altres explicacions possibles.
edita Aigua a Mart
Hi ha clara evidència d'erosió en diversos llocs de Mart tant per causa del vent com de l'aigua. La superfÃcie del planeta conserva verdaderes xarxes hidrogrà fiques, avui seques, amb les seues 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 unes 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 d'un vast oceà en la regió boreal del planeta. Tot pareix indicar que això va passar fa uns 4.000 milions d'anys i només per un breu perÃode de temps.
Si en temps passats, Mart 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 a l'espai, va disminuir la pressió i va baixar la temperatura, cosa que va fer desaparèixer l'aigua de la superfÃcie de Mart. Ara bé, l'aigua encara subsisteix a l'atmosfera, en estat de vapor, encara que en escasses proporcions, aixà com en els casquets polars, constituïts per grans masses de gels perpetus (majorità riament CO2 congelat), i segons pareix, en el subsòl.
Quan les xicotetes pal·les mecà niques 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 (permafrost).
Al voltant d'alguns crà ters marcians s'hi 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 degué haver provocar la vaporització del gel i al vapor en expansió es deuria certa sustentació de la matèria projectada en l'impacte 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 gelisòl. 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 volcà nic, ha provocat la fusió del gel; el terreny s'ha afonat pel seu propi pes, expulsant l'aigua fins a la superfÃcie; com l'evaporació del lÃquid, encara que ineluctable, no és instantà nia 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 aixà creat per la fusió del permafrost haja excavat un llit.
També subsisteix aigua marciana en l'atmosfera del planeta, encara que en proporció tan Ãnfima (0,01 per cent) que, de condensar-se totalment sobre la superfÃcie de Mart, formar-la en ella una pel·lÃcula lÃquida la grossà ria de la qual seria aproximadament de la centèsima part d'un mil·lÃmetre. 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 lÃmit, el gel se sublima en sentit invers: es converteix en vapor sense passar per l'estat lÃquid.
Al juny del 2000 la nau Mars Global Surveyor va detectar en parets de crà ters o en valls profundes on no dóna mai el sol, accidents que pareixen barrancs formats per torrents d'aigua i els dipòsits de terra i roques transportats per ells[1][2]. Només apareixen en latituds altes de l'hemisferi sud. Creiem estar veient un subministrament superficial d'aigua semblant a un aqüÃfer. Aquest aqüÃfer estaria situat entre 100 i 400 metres de profunditat. Al sorgir l'aigua cap a la superfÃcie es congela i forma una presa de gel que acaba 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 superfÃcie, 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[3]. 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 lÃnies espectrals de vapor d'aigua i no ions d'hidrogen, la qual cosa és una mesura directa i no indirecta com la que va fer els Estats Units el 2002, no obstant la polèmica estava ja servida.
El 31 de juliol de 2008, la NASA va fer públic que el dia anterior, 30 de juliol de 2008[4], el vehicle explorador Phoenix havia realitzat proves de laboratori que han confirmat l'existència d'aigua al planeta Mart[5]. Segons William Boynton, cientÃfic de l'analitzador termal de Phoenix a la Universitat d'Arizona, "aquesta és la primera vegada que es comprova de manera concreta i segura la presència d'aigua al planeta. Ja s'havien detectat indicis d'aigua congelada en observacions fetes per la nau Mars Odyssey i en altres que es van diluir en ser observades per Phoenix el mes passat. Però aquesta és la primera vegada que l'aigua marciana s'ha tocat i s'ha provat". Sembla que el dimecres, 30 de juliol, el braç robòtic de Phoenix va dipositar una mostra que la instrumentació va identificar com a vapor d'aigua. La mostra que ha confirmat la presència d'aigua va ser extreta d'una perforació de prop de cinc centÃmetres al sòl marcià en la qual el braç robòtic va topar amb una dura capa de material congelat. La mostra es va exposar durant dos dies a l'ambient de Mart i l'aigua que contenia va començar a evaporar-se, cosa que va facilitar l'observació, assegura el comunicat[6].
edita Casquets polars
La superfÃcie del planeta presenta diversos tipus de formacions permanents, entre les quals les més fà cils d'observar són dos grans taques blanques situades en les regions polars, una espècie de casquets polars del planeta. Aixà 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 carà cter singular. Quan arriba l'estació freda, el dipòsit 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 aixà perquè es congela part de l'atmosfera de CO2. RecÃprocament 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 mes 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 grandà ria d'uns 100 quilòmetres de dià metre i uns 10 metres de grossà ria. Aixà els casquets polars estan formats per una capa molt prima de gel de CO2 ("gel sec") i potser que 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 l'hemisferi sud és més rigorós, les curtes estacions de la primavera i estiu de l'hemisferi austral ocorren quan el sol està en el periheli, aixà les mà ximes 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 se sap a ciència certa el mecanisme causant de l'estratificació però pot ser deguda a canvis climà tics 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 superfÃcie 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 Groenlà ndia 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 topogrà fics suggereixen que el casquet nord marcià mostra un gran monticle de gel, tallat per un remolà 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 dipòsits podrien tenir només 100.000 anys. En canvi el casquet del H. Sud format segons pareix només de CO2 ("gel sec") mostra crà ters d'impacte que podria indicar una antiguitat d'1.000 milions d'anys.
edita Principals regions marcianes
edita Atmosfera
L'atmosfera de Mart és molt tènue amb una pressió superficial de només 7 a 9 mil·libars enfront dels 1.033 mbars de l'atmosfera terrestre. Açò significa que és només una centèsima part de la terrestre. La pressió atmosfèrica varia 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, un 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 Ãnfima i la seva dosificació escapa a la sensibilitat dels instruments fins ara empleats. El contingut d'ozó és 1000 vegades menor que en la Terra, per això la capa d'ozó marciana, que es troba a 40 km d'altura, és incapaç de bloquejar la radiació ultraviolada.
L'atmosfera marciana 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. És prou densa com per a albergar vents molt forts i grans tempestats de pols que, a vegades, poden englobar al 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: blancs, grocs i blaus. Els núvols blancs són de vapor d'aigua condensada o de diòxid de carboni en latituds polars. Els grocs, de naturalesa pilosa, són el resultat de les tempestats de pols i estan compostos per partÃcules de 1 micròmetre. A l'hivern, en les latituds mitjanes, el vapor d'aigua es condensa en l'atmosfera i forma núvols lleugers de finÃssims cristalls de gel. En les latituds extremes, la condensació de l'anhÃdrid carbònic forma altres núvols que consten de cristalls de neu carbònica.
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. Aixà 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 Ãnfimes 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 fà cilment es dissipen en l'espai interplanetari perquè els seus à toms 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 prou pesat com perquè el seu escapament cap a l'espai interplanetari siga difÃcil i, d'altra banda, al ser un gas neutre o inert, no es combina amb els altres elements; aixÃ, encara que es desprenga del sòl en Ãnfimes proporcions, es va acumulant amb el temps.
La dèbil atmosfera marciana produïx un efecte hivernacle que augmenta la temperatura superficial uns 5 graus; molt menys que allò que s'ha observat a Venus i a la Terra. 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 per formar carbonats en les roques. Però al no tenir una tectònica de plaques és incapaç de reciclar cap a l'atmosfera gens d'aquest diòxid de carboni i aixà no pot mantenir un efecte hivernacle significatiu.
Mart no té un cinturó de radiació, encara que sà que hi ha una dèbil ionosfera que té la seva mà xima densitat electrònica a 130 km d'altitud.
Encara que no hi hi ha evidència d'activitat volcà nica 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 volcà nic o biològic. El metà no pot romandre molt de temps a l'atmosfera. S'estima en 400 anys el temps que triga a desaparèixer de l'atmosfera de Mart, això suposa que hi ha una font que el produïx. El més probable és que l'activitat volcà nica d'Olympus Mons no acabara de colp fa 100 milions d'anys.
edita 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 Ãndoles, 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'acà que la diferència entre les temperatures diürnes i nocturnes sigui més 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 superfÃcie 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 mà ximes diürnes, en l'equador i a l'estiu, poden aconseguir els 20 ºC o més, mentre les mà ximes nocturnes poden aconseguir fà cilment -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 a l'equador, en ple estiu, una temperatura de 27ºC, de tant que en el pol de l'altre hemisferi, on imperava llavors l'hivern, es mesuraven -128ºC. El 1976, Mart es trobava, al contrari, a la seva mà xima distà ncia del Sol quan van arribar a eixe planeta les sondes Viking. La primera d'aquestes va aterrar a una latitud (22,46ºN.) que és aproximadament la de L'Havana o de La Meca, a la Terra; allÃ, malgrat trobar-se l'hemisferi a l'estiu, la mà xima temperatura diürna registrada va ser de -13ºC (a les 15 hores) i la mÃnima 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 allÃ, també en ple estiu, temperatures mà ximes i mÃnimes que, com a mitjana, van ser respectivament de -38 i –89ºC.
- Enormes tempestats de pols, que persisteixen durant setmanes i fins i tot mesos, enfosquint tot el planeta poden sorgir de sobte (encara que són més freqüents després del periheli del planeta) i a l'hemisferi sud, quan allà és el final de la primavera, estan causades per vents de més de 150 Km/h. Aixà com a la Terra un vent de 50 a 60 km/h és suficient per a alçar núvols de pols, a Mart, donada l'Ãnfima 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 planetà ria, 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 mÃnima distà ncia 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 caracterÃstics del planeta. A l'interferir l'entrada d'energia solar les temperatures mà ximes disminuïxen, però al seu torn actua com una manta que impedeix la dissipació de la calor, pel que les mÃnimes augmenten. En conseqüència l'oscil·lació tèrmica diürna disminuïx drà sticament. Aixà 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 matÃs, i eixos vents que orienten les partÃcules 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.
edita Les estacions a Mart
Igual que la Terra l'equador marcià està inclinat respecte al pla de l'òrbita un angle de 25,19º. 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 climà tic. 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 mà xima en l'hemisferi nord i mÃnima en el sud.
Anà logament, 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 acà 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, aixà com la duració d'estes difereix com a mà xim en 4,5 dies, a Mart, a causa de la gran excentricitat de l'òrbita, la diferència arriba a ser primerament de 51 sols.
Estacions a Mart.
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 hÃdrica 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.
edita Satèl·lits de Mart
- Vegeu l'article Satèl·lits de Mart.
edita Astronomia en el cel de Mart
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 fà cil 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 mà xim 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 anà leg a què presenta la Lluna 3,5 dies abans o després de la Lluna plena. Esta fase, fà cilment visible amb un telescopi d'aficionat, no va aconseguir ser vista per Galileo Galilei, qui només va suposar la seva existència.
edita Observació del Sol
Vist des de Mart, el Sol té un dià metre aparent de 21'(en comptes de 31,5 a 32,6' que té vist des de la Terra). Els cientÃfics 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.
edita Observació dels eclipsis solars de Fobos
Les cà meres 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 trà nsit d'un planeta.
edita Observació de la Terra
Vista des de Mart pels futurs astronautes, la Terra serà un magnÃfic estel blavós i tan brillant com a Júpiter, almenys durant els perÃodes 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 matutà i vespertÃ. 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, aixà 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.
edita Trà nsits de la Terra pel disc solar
El 10 de Novembre del 2084 ocorrerà el pròxim trà nsit de la Terra pel disc solar vist des de Mart. Estos trà nsits es repeteixen aproximadament cada 79 anys. Els trà nsits d'octubre-novembre ocorren quan el planeta Mart està en oposició i prop del node node ascendent. Els trà nsits d'abril- maig quan està en el node descendent. El trà nsit 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.
edita Observació de Mart
Si dins de l'òrbita marciana es dibuixa la de la Terra, l'el·lipse de la qual és molt menys allargada, pot observar-se també que la distà ncia 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 distà ncia entre estos pot ser de 399 milions de quilòmetres i el dià metre aparent de Mart és de 3,5" ; durant les oposicions més favorables eixa distà ncia queda reduïda a menys de 56 milions de quilòmetres i el dià metre 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 perÃodes que precedeixen i segueixen a les oposicions.
edita Història de l'observació de Mart
Tycho Brahe va mesurar escrupolosament el moviment de Mart en el cel. Les seves excel·lents observacions astronòmiques, acuradament registrades, van permetre a Johannes Kepler descobrir la naturalesa el·lÃptica de l'òrbita marciana, i per extensió de totes les òrbites planetà ries, que fins llavors es consideraven circulars. Kepler va resumir els seus descobriments en tres lleis, actualment conegudes amb el nom de lleis de Kepler.
Fins al segle XVII la motivació principal de l'observació de Mart era 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 òbvia caracterÃstica 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 del 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 aixà com la seva gairebé desaparició durant l'estiu. Va justificar aquest fet argumentant que el planeta roig també té una inclinació axial similar a la Terra. Això sÃ, 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 và ren dibuixar diferents mapes de Mart i donaren nom a les taques fosques i clares de la seva superfÃcie. Molts d'aquests mapes però, es contradeien entre sà i duïen noms dels mateixos astrònoms o d'altres personatges.
El 1877, durant l'acostament de Mart a l'òrbita terrestre Giovanni Schiaparelli va dibuixar el millor mapa del planeta roig fet fins aleshores. A més va proposar tot un seguit de noms en llatà que, adaptats, encara s'usen avui dia ja que van ser acceptats per la Unió Astronòmica Internacional el 1958. Tal i com ja s'havia fet a la Lluna s'associaven les taques fosques amb masses d'aigua i les brillants amb superfÃcies terrestres. Alguns exemples: Mare Sirenum mar de les sirenes, Solis lacus llac del Sol, Utopia, Arcadia...
edita Exploració espacial de Mart
La primera sonda que va visitar Mart va ser la Mariner 4 el 1965. Junt amb les Mariner 6 i 7, que van arribar a Mart el 1969, només van aconseguir observar un Mart ple de crà ters i paregut a la Lluna. Va ser la Mariner 9, la primera en col·locar-se en òrbita marciana, enmig d'una espectacular tempesta de pols, la primera en aguaitar un Mart amb canals que pareixien xarxes hÃdriques, vapor d'aigua en l'atmosfera, i que suggeria un passat de Mart diferent. Les primeres naus a aterrar a Mart van ser les Viking 1 i 2 el 1976. Els resultats negatius en els seus experiments biològics van propiciar un aturada de 20 anys en l'exploració marciana. 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 (el Mars rover Sojourner) es passejara pel planeta. El 2004 una missió cientÃficament més ambiciosa va portar a dos robots, Spirit i Opportunity, que van aterrar en dos zones de Mart diametralment oposades. A dia 1 d'abril de 2006 aquests robots continuen encara analitzant les roques marcianes a la recerca d'aigua i pareix que van trobar vestigis d'un antic mar o llac salat. La Mars Express, la Mars Odissey i la Mars Global Surveyor són altres sondes que han arribat a Mart en els últims anys i que continuen encara la seva missió cientÃfica. La última sonda en arribar a Mart ha estat la Mars Reconnaissance Orbiter que va posar-se en òrbita marciana el 10 de març de 2006.
edita Meteorits d'origen marciÃ
Els meteorits denominats SNC són originaris de Mart. Es coneix amb seguretat el seu origen perquè s'han trobat en el seu interior xicotetes bombolles de gas la composició del qual coincideix amb la mesurada per les sondes Viking.
El 6 d'agost de 1996, el Dr. David McKay, de la NASA, va anunciar la identificació de compostos orgà nics en el meteorit marcià ALH84001. El meteorit va ser ejectat de Mart per un impacte meteòric fa 15 milions d'anys, va caure a l'Antà rtida fa 13.000 anys i va ser trobat el 1984. Procedeix d'una roca marciana solidificada fa uns 4.500 milions d'anys quan es va formar el planeta. Molts cientÃfics no van estar d'acord amb l'anunci, al que van qualificar de prematur i probablement equivocat. Les revelacions extraordinà ries requereixen proves extraordinà riament fiables. La mera presència de restes com les que crea el material orgà nic no significa que tingui relació amb la vida, encara que una explicació no biològica sigui improbable. El desembre de 1997 un grup de cientÃfics 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 quÃmic i sense res a veure amb la vida.
edita Referències
edita Vegeu també
- Satèl·lits de Mart: Fobos i Deimos
- Planeta
- Mars Pathfinder
- Spirit
- Opportunity
- Exploració de Mart
- Cerberus Fossae
- Gillevinia straata
- Bandera de Mart
| Sistema solar |
|---|
 |
| Sol • Mercuri • Venus • Terra • Mart • Júpiter • Saturn • Urà • Neptú |
| Plutó • Cinturó d'asteroides • Cinturó de Kuiper • Eris • Núvol d'Oort
Satèl·lits de Mart • Satèl·lits de Júpiter • Satèl·lits de Saturn • Satèl·lits d'Urà • Satèl·lits de Neptú |