¿Tendremos pronto una tormenta global de polvo en Marte?

El polvo es uno de los actores principales de la atmósfera de Marte influyendo notablemente en su variabilidad atmosférica. Es tan fino que casi podríamos hablar de humo de polvo. Además tiene un importante impacto radiativo: afecta tanto a la insolación como al flujo descendente infrarrojo. Generalmente, este polvo tiene un efecto anti-invernadero en las longitudes de onda solares, pero actúa contrariamente en el infrarrojo. Por lo tanto, un aumento de la cantidad de polvo atmosférico puede provocar una tormenta global de polvo en Marte reduciendo en superficie el flujo entrante solar. Sin embargo, aumenta el flujo descendente infrarrojo.

El resultado neto es una disminución en la amplitud de la señal diurna de la temperatura tanto del aire como del suelo, aumentando las temperaturas nocturnas y disminuyendo las diurnas hasta en 20ºC. Esta alteración de las temperaturas tiene también un efecto en la presión y en los vientos. Estos modifican tanto el transporte como la inyección de polvo a la atmósfera desde la superficie. De esta forma, todo el proceso se ve retroalimentado.

El polvo atmosférico tiene una fuerte implicación en el clima y la circulación general de la atmósfera marciana. Por ende, tambien en las operaciones de las misiones de exploración. En ocasiones, debido a la irradiación solar y su interacción con vientos en superficie hace que se produzcan remolinos de polvo conocidos como dust devils. Por desgracia, el conocimiento que tenemos sobre la dinámica de estos dust devils en la capa límite atmosférica es bastante pobre.

La tormenta global de polvo en Marte, ¿para cuándo?

Las tormentas globales de polvo son el proceso más estocástico de la atmósfera marciana. Son impredecibles a día de hoy ya que no se conoce cuál es el mecanismo que las desencadena. Sabemos que evolucionan desde tormentas locales de polvo en solo unos soles. También que se originan en el hemisferio sur marciano y que rápidamente comienzan a cubrir los trópicos y el hemisferio norte. Estas tormentas se producen de media una vez cada tres años marcianos hasta que los depósitos de polvo se recargan. Hellas Planitia es el más importante de estos depósitos. Hace ya cinco años marcianos que no se produce ninguna tormenta global de polvo en Marte, por lo que se espera que pronto se desencadene.

Aunque se desconoce que es lo que provoca el fenómeno, se han propuesto varios condicionantes. Por tanto se piensa que  una tormenta global de polvo en Marte se puede darse por estos motivos:

1. Los bordes de la cuenca Hellas Planitia favorecen los vientos de ladera.
2. Los altos niveles de la presión en superficie de la cuenca Hellas Planitia favorecen la suspensión del polvo en el aire.

De tormenta local a tormenta global

Cuando nos aproximamos al equinoccio de primavera marciano, la presencia de los bordes del casquete polar sur cerca de Hellas Planitia proporcionan un fuerte gradiente térmico. Esto deriva en circulaciones del tipo ‘brisa marina’. Así las masas de aire del sur se calientan mas rápido que las del casquete polar. Se generan bajas presiones e inician un movimiento de aire desde la zona de altas presiones a la de bajas. Esa ‘brisa marina’ desencadena tormentas locales de polvo entre el casquete polar sur y Hellas Planitia. Cuando el rango de acción de estas tormentas locales es mucho mas amplio que de costumbre, llegando a duplicar su tamaño, desencadena una tormenta global de polvo.

Una hipótesis elegante sobre este incremento de actividad teoriza que podría ser debida al acoplamiento de los momentos angulares orbital y rotacional del planeta Marte que se produce de media cada tres años marcianos, coincidiendo con el inicio de las tormentas globales de polvo (Mischna & Shirley, 2016), pero hasta que no se demuestre, seguirá siendo una hipótesis.

Referencias

• Mischna, M.A. & Shirley. J.H (2016). Numerical Modeling of Orbit-Spin Coupling Accelerations in a Mars General Circulation Model: Implications for Global Dust Storm Activity. Planetary and Space Science, 141, pp. 45 – 72. DOI: 10.1016/j.pss.2017.04.003 (Ver).