Clima de Marte

El clima de Marte ha sido objeto de curiosidad científica durante siglos, en parte porque es el único planeta terrestre cuya superficie se puede observar fácilmente y con detalle desde la Tierra con la ayuda de un telescopio .

Aunque Marte es más pequeño que la Tierra , con solo una décima parte de su masa, ^{[ 1 ]} y un 50% más lejos del Sol que la Tierra, su clima tiene importantes similitudes, como la presencia de casquetes polares , cambios estacionales y patrones meteorológicos observables. Ha atraído un estudio continuo por parte de planetólogos y climatólogos . Si bien el clima de Marte tiene similitudes con el de la Tierra, incluyendo edades de hielo periódicas , también hay diferencias importantes, como una inercia térmica mucho menor . La atmósfera de Marte tiene una altura de escala de aproximadamente 11 km (36 000 pies) , un 60% mayor que la de la Tierra. El clima es de considerable relevancia para la cuestión de si la vida está o ha estado presente en el planeta.  

Marte ha sido estudiado con instrumentos terrestres desde el siglo XVII, pero solo a partir del inicio de su exploración a mediados de la década de 1960 fue posible realizar observaciones a corta distancia. Las naves espaciales que sobrevolaron la Tierra o la Tierra proporcionaron datos desde arriba, mientras que los módulos de aterrizaje y los vehículos exploradores midieron directamente las condiciones atmosféricas. Los instrumentos orbitales terrestres avanzados actuales siguen proporcionando observaciones generales útiles de fenómenos meteorológicos de gran magnitud.

La primera misión de sobrevuelo a Marte fue la Mariner 4 , que llegó en 1965. Ese breve paso de dos días (14 y 15 de julio de 1965), con instrumentos rudimentarios, aportó poco al conocimiento del clima marciano. Las misiones Mariner posteriores ( Mariner 6 y 7 ) completaron algunas de las lagunas en la información climática básica. Los estudios climáticos basados ​​en datos comenzaron en serio con los módulos de aterrizaje del programa Viking en 1975 y continúan con sondas como el Orbitador de Reconocimiento de Marte .

Este trabajo de observación se ha complementado con un tipo de simulación científica por computadora llamada modelo de circulación general de Marte . ^{[ 2 ]} Varias iteraciones diferentes del MGCM han llevado a una mayor comprensión de Marte, así como de los límites de dichos modelos.

Giacomo Maraldi determinó en 1704 que el casquete austral no está centrado en el polo de rotación de Marte. ^{[ 3 ]} Durante la oposición de 1719, Maraldi observó tanto casquetes polares como variabilidad temporal en su extensión.

William Herschel fue el primero en deducir la baja densidad de la atmósfera marciana en su artículo de 1784 titulado Sobre las notables apariencias en las regiones polares del planeta Marte, la inclinación de su eje, la posición de sus polos y su figura esferoidal; con algunas sugerencias relativas a su diámetro real y atmósfera . Cuando Marte pareció pasar cerca de dos estrellas tenues sin afectar su brillo, Herschel concluyó correctamente que esto significaba que había poca atmósfera alrededor de Marte que interfiriera con su luz. ^{[ 3 ]}

El descubrimiento de Honoré Flaugergues en 1809 de "nubes amarillas" en la superficie de Marte constituye la primera observación conocida de tormentas de polvo marcianas. ^{[ 4 ]} Flaugergues también observó en 1813 un importante deshielo polar durante la primavera marciana. Su suposición de que esto implicaba que Marte era más cálido que la Tierra resultó ser errónea.

Actualmente se utilizan dos sistemas de datación para el tiempo geológico marciano. Uno se basa en la densidad de cráteres y tiene tres edades: Noachiano , Hesperiano y Amazónico . El otro es una cronología mineralógica, que también tiene tres edades: Phyllociense , Theikiense y Siderikiano .

Observaciones y modelos recientes están proporcionando información no solo sobre el clima y las condiciones atmosféricas actuales de Marte, sino también sobre su pasado. Durante mucho tiempo se había teorizado que la atmósfera marciana de la era Noeica era rica en dióxido de carbono . Observaciones espectrales recientes de depósitos de minerales arcillosos en Marte y modelos de las condiciones de formación de estos minerales ^{[ 5 ]} han revelado que la arcilla de esa época contiene poco o ningún carbonato . La formación de arcilla en un entorno rico en dióxido de carbono siempre va acompañada de la formación de carbonato, aunque este último puede disolverse posteriormente por la acidez volcánica. ^{[ 6 ]}

El descubrimiento de minerales formados por agua en Marte, incluyendo hematita y jarosita , por el rover Opportunity y goetita por el rover Spirit , ha llevado a la conclusión de que las condiciones climáticas en el pasado remoto permitieron la existencia de agua que fluía libremente en Marte . La morfología de algunos impactos de cráteres en Marte indica que el suelo estaba húmedo en el momento del impacto. ^{[ 7 ]} Las observaciones geomorfológicas de las tasas de erosión del paisaje ^{[ 8 ]} y las redes de valles marcianos ^{[ 9 ]} también implican fuertemente condiciones más cálidas y húmedas en Marte durante la era noeica (anterior a hace unos cuatro mil millones de años). Sin embargo, el análisis químico de muestras de meteoritos marcianos sugiere que la temperatura ambiente cerca de la superficie de Marte probablemente ha estado por debajo de 0 °C (32 °F) durante los últimos cuatro mil millones de años. ^{[ 10 ]}  

Algunos científicos sostienen que la gran masa de los volcanes de Tharsis influyó significativamente en el clima de Marte. Los volcanes en erupción emiten grandes cantidades de gas, principalmente vapor de agua y CO₂ _. Es posible que la cantidad de gas liberado por los volcanes haya sido suficiente para que la atmósfera marciana primitiva fuera más densa que la de la Tierra. Los volcanes también podrían haber emitido suficiente H₂O _como para cubrir toda la superficie marciana hasta una profundidad de 120 m (390 pies) . El dióxido de carbono es un gas de efecto invernadero que eleva la temperatura de un planeta: atrapa el calor al absorber la radiación infrarroja . Por lo tanto, los volcanes de Tharsis, al emitir CO₂ _, podrían haber hecho que Marte se pareciera más a la Tierra en el pasado. Marte podría haber tenido una atmósfera mucho más densa y cálida, y es posible que hubiera océanos o lagos. ^{[ 11 ]} Sin embargo, ha resultado extremadamente difícil construir modelos climáticos globales convincentes para Marte que produzcan temperaturas superiores a 0 °C (32 °F) en cualquier momento de su historia, ^{[ 12 ]} aunque esto puede reflejar simplemente problemas en la calibración precisa de dichos modelos.    

En 2016 se publicaron pruebas de una era glacial extrema y geológicamente reciente en Marte. Hace tan solo 370.000 años, el planeta habría tenido un aspecto más blanco que rojo. ^{[ 13 ]}

La temperatura y la circulación de Marte varían cada año marciano (como es de esperar en cualquier planeta con atmósfera e inclinación axial ). Marte carece de océanos, una fuente de gran variación interanual en la Tierra. Los datos de la cámara orbital de Marte, que comienzan en marzo de 1999 y abarcan 2,5 años marcianos ^{[ 14 ]} , muestran que el clima marciano tiende a ser más repetible y, por lo tanto, más predecible que el de la Tierra. Si un evento ocurre en una época determinada del año, los datos disponibles (aunque escasos) indican que es bastante probable que se repita al año siguiente en casi la misma ubicación, con una variación de una semana.

El 29 de septiembre de 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix detectó nieve cayendo de las nubes a 4,5 kilómetros (2,8 millas) sobre su lugar de aterrizaje cerca del cráter Heimdal . La precipitación se vaporizó antes de llegar al suelo, un fenómeno llamado virga . ^{[ 15 ]} 

Las tormentas de polvo marcianas pueden levantar partículas finas en la atmósfera alrededor de las cuales se pueden formar nubes. Estas nubes pueden formarse a gran altura, hasta 100 km (62 mi) sobre el planeta. ^{[ 16 ]} Además de las tormentas de polvo marcianas, las nubes pueden formarse naturalmente como resultado de la formación de hielo seco o agua y hielo, u otros compuestos químicos. ^{[ 17 ]} Además, se han formado nubes más raras de "madreperla" cuando todas las partículas de una nube se forman al mismo tiempo, creando nubes iridiscentes. ^{[ 17 ]} Las primeras imágenes de Marte enviadas por Mariner 4 mostraron nubes visibles en la atmósfera superior de Marte. Las nubes son muy tenues y solo se pueden ver reflejando la luz del sol contra la oscuridad del cielo nocturno. En ese sentido, se parecen a las nubes mesosféricas , también conocidas como nubes noctilucentes , en la Tierra, que se producen a unos 80 km (50 mi) sobre nuestro planeta.    

Las mediciones de la temperatura marciana son anteriores a la era espacial . Sin embargo, la instrumentación y las técnicas iniciales de la radioastronomía produjeron resultados rudimentarios y dispares. ^{[ 18 ] [ 19 ]} Las primeras sondas de sobrevuelo ( Mariner 4 ) y los orbitadores posteriores utilizaron ocultación radioeléctrica para realizar aeronomía . Con la composición química ya deducida de la espectroscopia , se podían derivar la temperatura y la presión. No obstante, las ocultaciones de sobrevuelo solo pueden medir propiedades a lo largo de dos transectos , en las entradas y salidas de sus trayectorias del disco de Marte visto desde la Tierra. Esto da como resultado "instantáneas" del clima en un área particular, en un momento particular. Los orbitadores luego aumentan el número de transectos radioeléctricos. Las misiones posteriores, comenzando con los sobrevuelos dobles Mariner 6 y 7 , además de las soviéticas Mars 2 y 3 , llevaron detectores infrarrojos para medir la energía radiante . Mariner 9 fue la primera en colocar un radiómetro y espectrómetro infrarrojo en órbita marciana en 1971, junto con sus otros instrumentos y transmisor de radio. Viking 1 y 2 le siguieron, con no solo mapeadores térmicos infrarrojos (IRTM). ^{[ 20 ]} Las misiones también pudieron corroborar estos conjuntos de datos de teledetección no solo con sus brazos de metrología de aterrizaje in situ , ^{[ 21 ]} sino también con sensores de temperatura y presión a mayor altitud para su descenso. ^{[ 22 ]}

Se han reportado diferentes valores in situ para la temperatura promedio en Marte, ^{[ 23 ]} con un valor común de −63 °C (210 K; −81 °F) . ^{[ 24 ] [ 25 ]} Las temperaturas de la superficie pueden alcanzar un máximo de aproximadamente 20 °C (293 K; 68 °F) al mediodía, en el ecuador, y un mínimo de aproximadamente −153 °C (120 K; −243 °F) en los polos. ^{[ 26 ]} Las mediciones de temperatura reales en el sitio de aterrizaje de los Viking varían de −17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) a −107 °C (166 K; −161 °F) . La temperatura del suelo más cálida estimada por el Orbitador Viking fue de 27 °C (300 K; 81 °F) . ^{[ 27 ]} El rover Spirit registró una temperatura máxima del aire diurna a la sombra de 35 °C (308 K; 95 °F) y registró regularmente temperaturas muy superiores a 0 °C (273 K; 32 °F) , excepto en invierno. ^{[ 28 ]}                        

Se ha informado que "Según los datos de temperatura del aire nocturno, cada primavera y principio de verano del hemisferio norte observados hasta ahora fueron idénticos dentro del nivel de error experimental (dentro de ±1  °C)" pero que "los datos diurnos, sin embargo, sugieren una historia algo diferente, con temperaturas que varían de un año a otro hasta en 6  °C en esta estación. ^{[ 29 ]} Esta discrepancia día-noche es inesperada y no se comprende". En la primavera y el verano del hemisferio sur, la variación está dominada por tormentas de polvo que aumentan el valor de la temperatura mínima nocturna y disminuyen la temperatura máxima diurna. ^{[ 30 ]} Esto resulta en una pequeña  disminución (20 °C) en la temperatura superficial promedio y un aumento moderado (30  °C) en la temperatura de la atmósfera superior. ^{[ 31 ]}

Antes y después de las misiones Viking, se determinaron desde la Tierra temperaturas marcianas más recientes y avanzadas mediante espectroscopia de microondas. Dado que el haz de microondas, de menos de 1 minuto de arco, es mayor que el disco del planeta, los resultados son promedios globales. ^{[ 32 ]} Posteriormente, el espectrómetro de emisión térmica del Mars Global Surveyor y, en menor medida, el THEMIS de la 2001 Mars Odyssey, no solo pudieron reproducir mediciones infrarrojas, sino también intercomparar datos de microondas de aterrizaje, rover y Tierra. El Mars Climate Sounder del Mars Reconnaissance Orbiter puede derivar perfiles atmosféricos de manera similar . Los conjuntos de datos "sugieren temperaturas atmosféricas generalmente más frías y menor carga de polvo en las últimas décadas en Marte que durante la misión Viking", ^{[ 33 ]} aunque los datos de Viking habían sido revisados ​​previamente a la baja. ^{[ 34 ]} Los datos de TES indican que "se observaron temperaturas atmosféricas globales mucho más frías (10–20 K) durante los períodos de perihelio de 1997 en comparación con 1977" y "que la atmósfera global del afelio de Marte es más fría, menos polvorienta y más nubosa de lo que indica la climatología Viking establecida", nuevamente, teniendo en cuenta las revisiones de Wilson y Richardson a los datos de Viking. ^{[ 35 ]}

Una comparación posterior, si bien admitió que "el registro de microondas de las temperaturas del aire es el más representativo", intentó fusionar el registro discontinuo de la nave espacial. No se observó ninguna tendencia medible en la temperatura media global entre Viking IRTM y MGS TES. "Las temperaturas del aire de Viking y MGS son esencialmente indistinguibles para este período, lo que sugiere que las eras de Viking y MGS se caracterizan por un estado climático esencialmente idéntico". Se encontró "una marcada dicotomía " entre los hemisferios norte y sur, un "paradigma muy asimétrico para el ciclo anual marciano: una primavera y un verano en el norte relativamente fríos, con poco polvo y relativamente ricos en vapor de agua y nubes de hielo; y un verano en el sur bastante similar al observado por Viking, con temperaturas del aire más cálidas, menos vapor de agua y hielo, y mayores niveles de polvo atmosférico". ^{[ 29 ]}

El instrumento MCS (Mars Climate Sounder) del Mars Reconnaissance Orbiter pudo, a su llegada, operar conjuntamente con MGS durante un breve período; los conjuntos de datos de THEMIS (Mars Odyssey) y SPICAM (Mars Express), menos capaces, también pueden utilizarse para abarcar un único registro bien calibrado. Si bien las temperaturas de MCS y TES son generalmente consistentes, ^{[ 36 ]} los investigadores informan de un posible enfriamiento por debajo de la precisión analítica. «Tras tener en cuenta este enfriamiento modelado, las temperaturas de MCS MY 28 son, en promedio, 0,9 K (durante el día) y 1,7  K (durante la noche) más frías que las mediciones de TES MY 24». ^{[ 37 ]}

Se ha sugerido que Marte tuvo una atmósfera mucho más densa y cálida en sus inicios. ^{[ 38 ]} Gran parte de esta atmósfera primitiva habría consistido en dióxido de carbono. Dicha atmósfera habría elevado la temperatura, al menos en algunos lugares, por encima del punto de congelación del agua. ^{[ 39 ]} Con la temperatura más alta, el agua corriente podría haber excavado los numerosos canales y valles de desagüe que son comunes en el planeta. También podría haberse acumulado para formar lagos y tal vez un océano. ^{[ 40 ]} Algunos investigadores han sugerido que la atmósfera de Marte pudo haber sido muchas veces más densa que la de la Tierra; sin embargo, una investigación publicada en septiembre de 2015 planteó la idea de que tal vez la atmósfera marciana primitiva no fue tan densa como se pensaba anteriormente. ^{[ 41 ]}

Actualmente, la atmósfera es muy tenue. Durante muchos años, se asumió que, al igual que en la Tierra, la mayor parte del dióxido de carbono primitivo estaba atrapado en minerales llamados carbonatos. Sin embargo, a pesar del uso de muchos instrumentos orbitales que buscaban carbonatos, se han encontrado muy pocos depósitos de carbonato. ^{[ 41 ] [ 42 ]} Hoy en día, se cree que gran parte del dióxido de carbono en el aire marciano fue eliminado por el viento solar . Los investigadores han descubierto un proceso de dos pasos que envía el gas al espacio. ^{[ 43 ]} La luz ultravioleta del Sol podría impactar una molécula de dióxido de carbono, descomponiéndola en monóxido de carbono y oxígeno. Un segundo fotón de luz ultravioleta podría posteriormente descomponer el monóxido de carbono en oxígeno y carbono, que obtendrían suficiente energía para escapar del planeta. En este proceso, el isótopo ligero de carbono ( ¹² C ) sería el que tendría más probabilidades de abandonar la atmósfera. Por lo tanto, el dióxido de carbono que queda en la atmósfera estaría enriquecido con el isótopo pesado ( ¹³ C ). ^{[ 44 ]} Este nivel más alto del isótopo pesado es lo que encontró el rover Curiosity en Marte. ^{[ 45 ] [ 46 ]} Los datos climáticos del cráter Gale se proporcionan a continuación, con las estaciones normalizadas a las de la Tierra.

Las tormentas marcianas se ven afectadas significativamente por las grandes cadenas montañosas de Marte. ^{[ 106 ]} Montañas individuales como el Olympus Mons, que ostenta el récord ( 26 km (85 000 pies) ), pueden afectar el clima local, pero los efectos climáticos más amplios se deben a la mayor concentración de volcanes en la región de Tharsis .  

Un fenómeno meteorológico singular y recurrente que involucra montañas es una nube de polvo en espiral que se forma sobre Arsia Mons . Esta nube puede alcanzar una altura de entre 15 y 30 km (49 000 a 98 000 pies) sobre el volcán. ^{[ 107 ]} Las nubes están presentes alrededor de Arsia Mons durante todo el año marciano, alcanzando su punto máximo a finales del verano. ^{[ 108 ]}  

Las nubes que rodean las montañas muestran una variabilidad estacional. Las nubes en Olympus Mons y Ascreaus Mons aparecen en la primavera y el verano del hemisferio norte, alcanzando una superficie máxima total de aproximadamente 900 000  km² y 1 000 000 ^km² respectivamente a finales de la primavera. Las nubes alrededor de Alba Patera y Pavonis Mons muestran un pico adicional, de menor tamaño ^, a finales del verano. Se observaron muy pocas nubes en invierno. Las predicciones del Modelo de Circulación General de Marte son consistentes con estas observaciones. ^{[ 108 ]} 

Marte posee casquetes polares en sus polos norte y sur, compuestos principalmente de hielo de agua; sin embargo, también presenta dióxido de carbono congelado ( hielo seco ) en sus superficies. El hielo seco se acumula en la región polar norte ( Planum Boreum ) únicamente durante el invierno, sublimándose por completo en verano, mientras que la región polar sur cuenta además con una capa permanente de hielo seco de hasta ocho metros (26 pies) de espesor. ^{[ 109 ]} Esta diferencia se debe a la mayor altitud del polo sur.

Gran parte de la atmósfera puede condensarse en el polo invernal, de modo que la presión atmosférica puede variar hasta en un tercio de su valor medio. Esta condensación y evaporación provocará un cambio inverso en la proporción de gases no condensables en la atmósfera. ^{[ 54 ]} La excentricidad de la órbita de Marte afecta a este ciclo, así como a otros factores. En primavera y otoño, el viento debido al proceso de sublimación del dióxido de carbono es tan fuerte que puede ser causa de las tormentas de polvo globales mencionadas anteriormente. ^{[ 110 ]}

El casquete polar norte tiene un diámetro de aproximadamente 1000  km durante el verano norte de Marte, ^{[ 111 ]} y contiene alrededor de 1,6  millones de kilómetros cúbicos de hielo, que si se extendiera uniformemente sobre el casquete tendría 2  km de espesor. ^{[ 112 ]} (Esto se compara con un volumen de 2,85  millones de kilómetros cúbicos para la capa de hielo de Groenlandia ). El casquete polar sur tiene un diámetro de 350  km y un espesor máximo de 3  km. ^{[ 113 ]} Ambos casquetes polares muestran valles espirales, que inicialmente se pensó que se formaban como resultado del calentamiento solar diferencial, junto con la sublimación del hielo y la condensación del vapor de agua. ^{[ 114 ] [ 115 ]} Un análisis reciente de datos de radar de penetración de hielo de SHARAD ha demostrado que los valles espirales se forman a partir de una situación única en la que vientos catabáticos de alta densidad descienden desde el anticiclón polar para transportar hielo y crear formas de lecho de gran longitud de onda. ^{[ 116 ] [ 117 ]} La forma espiral proviene del efecto Coriolis que fuerza los vientos, de manera similar a como los vientos en la Tierra forman un huracán. Los valles no se formaron con ninguno de los casquetes polares; en cambio, comenzaron a formarse  hace entre 2,4 millones y 500 000 años, después de que tres cuartas partes del casquete polar estuvieran en su lugar. Esto sugiere que un cambio climático permitió su aparición. Ambos casquetes polares se contraen y se regeneran siguiendo la fluctuación de temperatura de las estaciones marcianas; también existen tendencias a largo plazo que se comprenden mejor en la era moderna.

Durante la primavera del hemisferio sur, el calentamiento solar de los depósitos de hielo seco en el polo sur conduce en algunos lugares a la acumulación de gas CO₂ presurizado _bajo la superficie del hielo semitransparente, calentado por la absorción de radiación por el sustrato más oscuro. Tras alcanzar la presión necesaria, el gas irrumpe a través del hielo en columnas similares a géiseres. Si bien las erupciones no se han observado directamente, dejan evidencia en forma de "manchas oscuras de dunas" y abanicos más claros sobre el hielo, que representan arena y polvo transportados por las erupciones, y un patrón de surcos en forma de araña creado bajo el hielo por el gas que sale a presión. ^{[ 118 ] [ 119 ]} (véase Géiseres en Marte ). Se cree que las erupciones de gas nitrógeno observadas por la Voyager 2 en Tritón ocurren mediante un mecanismo similar.

Ambos casquetes polares se están acumulando actualmente, lo que confirma el ciclo de Milankovitch predicho en escalas de tiempo de ~400 000 y ~4 000 000 años. Los sondeos realizados por el orbitador de reconocimiento de Marte SHARAD indican un crecimiento total del casquete de ~0,24 ^km³  / año. De este, el 92%, o ~0,86 mm/año, se dirige hacia el norte, ^{[ 120 ]} ya que la circulación de Hadley desplazada de Marte actúa como una bomba no lineal de volátiles hacia el norte. 

Marte perdió la mayor parte de su campo magnético hace unos cuatro mil millones de años. Como resultado, el viento solar y la radiación cósmica interactúan directamente con la ionosfera marciana. Esto mantiene la atmósfera más delgada de lo que sería de otro modo, debido a que la acción del viento solar arranca constantemente átomos de la capa atmosférica exterior. ^{[ 121 ]} La mayor parte de la pérdida atmosférica histórica en Marte se puede atribuir a este efecto del viento solar. La teoría actual postula un debilitamiento del viento solar y, por lo tanto, los efectos de la erosión atmosférica actuales son mucho menores que los del pasado, cuando el viento solar era más fuerte.

Marte tiene una inclinación axial de 25,2°. Esto significa que en Marte hay estaciones, al igual que en la Tierra. La excentricidad de la órbita de Marte es de 0,1, mucho mayor que la excentricidad orbital actual de la Tierra, que ronda los 0,02. Esta gran excentricidad provoca que la insolación en Marte varíe a medida que el planeta orbita alrededor del Sol. (El año marciano dura 687 días, aproximadamente 2 años terrestres). Al igual que en la Tierra, la oblicuidad de Marte determina las estaciones, pero, debido a la gran excentricidad, los inviernos en el hemisferio sur son largos y fríos, mientras que los del hemisferio norte son cortos y relativamente cálidos.

Ahora se cree que el hielo se acumuló cuando la inclinación orbital de Marte era muy diferente a la actual. (El eje sobre el que gira el planeta tiene una considerable oscilación, lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo). ^{[ 122 ] [ 123 ] [ 124 ]} Hace unos pocos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de los 25 grados actuales. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos pequeñas lunas no pueden estabilizarla como la Luna de la Tierra.

Se cree que muchas formaciones en Marte, especialmente en el cuadrángulo de Ismenius Lacus, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para explicar el origen del hielo es el cambio climático debido a grandes variaciones en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha superado los 80 grados. ^{[ 125 ] [ 126 ]} Las grandes variaciones en la inclinación explican la presencia de numerosas formaciones ricas en hielo en Marte.

Estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus 25 grados actuales, el hielo deja de ser estable en los polos. ^{[ 127 ]} Además, con esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Esta mayor presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad en la atmósfera caerá como nieve o como hielo congelado sobre los granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. ^{[ 128 ] [ 129 ]} Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. ^{[ 126 ]} Cuando la inclinación comienza a regresar a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un remanente de polvo. ^{[ 130 ] [ 131 ]} El depósito de remanente cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. ^{[ 132 ]} Nótese que la capa del manto de superficie lisa probablemente representa solo material relativamente reciente. A continuación se muestran imágenes de capas en este manto liso que cae del cielo en ocasiones.

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  Un manto liso cubre partes de un cráter en el cuadrángulo de Phaethontis . La estratificación sugiere que el manto se depositó varias veces.
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  Ampliación de la imagen anterior de las capas del manto. Se aprecian entre cuatro y cinco capas. Fotografía tomada con el programa HiWish .

La precesión en la alineación de la oblicuidad y la excentricidad conduce al calentamiento y enfriamiento global (veranos e inviernos "extremos") con un período de 170.000 años. ^{[ 133 ]}

Al igual que la Tierra, la oblicuidad de Marte experimenta cambios periódicos que pueden provocar cambios climáticos duraderos. Una vez más, el efecto es más pronunciado en Marte debido a la falta de la influencia estabilizadora de una luna grande. Como resultado, la oblicuidad puede variar hasta 45°. Jacques Laskar, del Centro Nacional de Investigación Científica de Francia, sostiene que los efectos de estos cambios climáticos periódicos se pueden observar en la estructura estratificada del casquete polar norte marciano. ^{[ 134 ]} Las investigaciones actuales sugieren que Marte se encuentra en un período interglacial cálido que ha durado más de 100 000 años. ^{[ 135 ]}

Gracias a que la sonda Mars Global Surveyor pudo observar Marte durante 4 años marcianos, se descubrió que el clima marciano era similar año tras año. Cualquier diferencia estaba directamente relacionada con los cambios en la energía solar que llegaba a Marte. Los científicos incluso pudieron predecir con precisión las tormentas de polvo que ocurrirían durante el aterrizaje de Beagle 2. Se descubrió que las tormentas de polvo regionales estaban estrechamente relacionadas con la disponibilidad de polvo en ciertas zonas. ^{[ 136 ]}

Se han producido cambios regionales alrededor del polo sur ( Planum Australe ) en los últimos años marcianos. En 1999, el Mars Global Surveyor fotografió hoyos en la capa de dióxido de carbono congelado en el polo sur marciano. Debido a su llamativa forma y orientación, estos hoyos se conocen como características de queso suizo . En 2001, la nave fotografió los mismos hoyos de nuevo y descubrió que habían crecido, retrocediendo unos 3 metros en un año marciano. ^{[ 137 ]} Estas características son causadas por la sublimación de la capa de hielo seco, exponiendo así la capa inerte de hielo de agua. Observaciones más recientes indican que el hielo en el polo sur de Marte continúa sublimándose. ^{[ 138 ]} Los hoyos en el hielo siguen creciendo unos 3 metros por año marciano. Malin afirma que las condiciones en Marte no son actualmente propicias para la formación de nuevo hielo. Un comunicado de prensa de la NASA indica que "el cambio climático [está] en marcha" ^{[ 139 ]} en Marte . En un resumen de las observaciones realizadas con la cámara del orbitador de Marte, los investigadores especularon que se pudo haber depositado hielo seco entre las misiones Mariner 9 y Mars Global Surveyor . Según la tasa de pérdida actual, los depósitos de hoy podrían desaparecer en cien años. ^{[ 136 ]}

En otras partes del planeta, las zonas de baja latitud tienen más hielo de agua del que deberían tener dadas las condiciones climáticas actuales. ^{[ 140 ] [ 141 ] [ 142 ]} Mars Odyssey "nos está dando indicios de un cambio climático global reciente en Marte", dijo Jeffrey Plaut, científico del proyecto de la misión en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, en un trabajo publicado en 2003 que no fue revisado por pares.

Aunque en su estado actual Marte es inhabitable para los humanos, muchas personas han sugerido terraformarlo para cambiar su clima y hacerlo más habitable. En particular, Elon Musk propuso detonar armas nucleares en los casquetes polares de Marte para liberar vapor de agua y dióxido de carbono , lo que, según él, podría calentar el planeta lo suficiente como para hacerlo habitable para los humanos, si bien investigaciones recientes lo han puesto en duda. ^{[ 146 ]}

Las zonas climáticas terrestres fueron definidas inicialmente por Wladimir Köppen basándose en la distribución de los grupos de vegetación. La clasificación climática se basa además en la temperatura y las precipitaciones, y se subdivide según las diferencias en la distribución estacional de la temperatura y las precipitaciones; existe un grupo aparte para los climas extrazonales, como los de gran altitud. Marte no tiene ni vegetación ni precipitaciones, por lo que cualquier clasificación climática podría basarse únicamente en la temperatura; un refinamiento adicional del sistema podría basarse en la distribución del polvo, el contenido de vapor de agua y la presencia de nieve. Las zonas climáticas solares también pueden definirse fácilmente para Marte. ^{[ 147 ]}

La misión Mars Odyssey de 2001 orbita Marte y realiza mediciones de la temperatura atmosférica global con el instrumento TES. El orbitador de reconocimiento de Marte realiza observaciones diarias relacionadas con el clima y el tiempo desde la órbita. Uno de sus instrumentos, el sondeo climático de Marte , está especializado en trabajos de observación climática. El MSL fue lanzado en noviembre de 2011 y aterrizó en Marte el 6 de agosto de 2012. ^{[ 148 ]} Los orbitadores MAVEN , Mangalyaan y TGO orbitan Marte y estudian su atmósfera.

Rover Curiosity : Temperatura , presión y humedad en el cráter Gale en Marte (agosto de 2012 - febrero de 2013)

Temperatura

Presión

Humedad

• Informe meteorológico actual en Marte por el rover Curiosity
• Informe meteorológico actual en Marte por la sonda InSight

• Geología de Marte
• hábitat análogo a Marte
• Orbitador climático de Marte
• Mars MetNet , una red meteorológica propuesta para Marte.
• Agua en Marte
• Terraformación de Marte
• Catástrofe de carbonato en Marte