Astronomía

¿Cómo varía la gravedad de la superficie de Marte entre el ecuador y sus polos?

¿Cómo varía la gravedad de la superficie de Marte entre el ecuador y sus polos?


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Un día en Marte tiene una duración similar al día de la Tierra. En la Tierra, debido a la rotación, la gravedad de la superficie varía de 9,78 m / s² (0,997 g) en el ecuador a 9,832 m / s² (1,003 g) en los polos. Me pregunto cómo varía la gravedad en Marte, donde el día tiene una duración similar. Escuchamos de diferentes valores, como 3,69, 3,711 o 3,72076 m / s². Todos los valores rondan los 0,38 g. Pero me pregunto cuál es el valor exacto de la gravedad ecuatorial en Marte (incluidas las fuerzas centrífugas), cuál es en las latitudes medias y en los polos.

La sonda Phoenix aterrizó cerca del polo norte; ¿sabemos si tiene un gravímetro y medimos la gravedad de la superficie en su lugar de aterrizaje? Sé que el rover Curiosity que aterrizó cerca del ecuador midió una gravedad de alrededor de 3,71 m / s², por lo que concluyo que el valor de 3,711 es para el ecuador (0,378 g).

Cuando calculo la gravedad de Marte con (G x m) / r², no incluye la fuerza centrífuga de la rotación de Marte.


Lo siguiente es un extracto de esta respuesta a la pregunta de Space Exploration SE "¿Las mediciones informadas por Curiosity de la gravedad de la superficie de Marte (~ 3.717 m / s ^ 2) incluyen efectos centrífugos?".

Básicamente responde a mi pregunta. Agradecería que alguien me diera la información sobre el gravímetro en el módulo de aterrizaje Phoenix también.

Entonces, la gravedad de la superficie en Marte es:

  • 3.70703 m / s² (0.378 g) en el ecuador
  • 3.71683 m / s² (0.379 g) en las latitudes medias
  • 3.73493 m / s² (0.381 g) en los postes

Así que aquí tienes un recuento completo usando

$$ a_G = -GM frac { mathbf {r}} {r ^ 3} $$

Desde Geopotential_model; Las_desviaciones del campo gravitacional de la Tierra del de una esfera homogénea:

$$ a_ {J2x} = J2 frac { mathbf {x}} {r ^ 7} (6z ^ 2 - 1.5 (x ^ 2 + y ^ 2)) $$ $$ a_ {J2y} = J2 frac { mathbf {y}} {r ^ 7} (6z ^ 2 - 1.5 (x ^ 2 + y ^ 2)) $$ $$ a_ {J2z} = J2 frac { mathbf {z}} {r ^ 7} (3z ^ 2 - 4.5 (x ^ 2 + y ^ 2)) $$

$$ a_C = mathbf {r_ {xy}} omega ^ 2 $$

magnitudes mostradas solamente (el signo indica generalmente "arriba" o "abajo") en el ecuador en el polo h = 0 h = -4500 mh = 0 GM -3.71317 -3.72303 -3.75729 J2 -0.01092 -0.01088 +0.02236 centri +0.01706 +0.01697 0.0 suma vectorial -3.70703 -3.71683 -3.73493

¿Las mediciones informadas por Curiosity de la gravedad de la superficie de Marte (~ 3.717 m / s ^ 2) incluyen efectos centrífugos?

¡Ellos si! A 5,2 grados de latitud sur y -4500 metros de altitud (parte inferior del cráter Gale), la aceleración es -3,7168 m / s teniendo en cuenta los efectos de GM, J2 y centrífuga.

Entonces, como Cheap Trick nos dice y Meatloaf reiteró con más elegancia en Roadie:

¡Todo funciona si lo dejas!

Aquí hay algo de Python para verificar mis matemáticas:

def aceleraciones (rr): x, y, z = rr xsq, ysq, zsq = rr ** 2 rsq = (rr ** 2) .sum () rabs = np.sqrt (rsq) nr = rr / rabs rxy = np.sqrt (xsq + ysq) rrxy = rr * np.array ([1.0, 1.0, 0.0]) nxy = rrxy / rxy rm3 = rsq ** - 1.5 rm7 = rsq ** - 3.5 acc0 = -GM_mars * rr * rm3 # https://en.wikipedia.org/wiki/Geopotential_model#The_desviations_of_Earth.27s_gravitational_field_from_that_of_a_homogeneous_sphere acc2x = x * rm7 * (6 * zsq - 1.5 * (xsq + ysq) * zmsq = y * (xsq + ysq)) acc2z = z * rm7 * (3 * zsq - 4.5 * (xsq + ysq)) acc2 = J2_mars * np.hstack ((acc2x, acc2y, acc2z)) accc = nxy * omega ** 2 * rxy return acc0, acc2, accc import numpy as np halfpi, pi, twopi = [f * np.pi for f in [0.5, 1, 2]] degs, rads = 180./pi, pi / 180. R_mars = 3396200.0 GM_mars = 4.282837E + 13 # m ^ 3 / s ^ 2 https://en.wikipedia.org/wiki/Standard_gravitational_parameter J2_mars = GM_mars * R_mars ** 2 * 1960.45E-06 # https: // nssdc. gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html Req = 3396.2 * 1000. # metros https://en.wikipedia.org/wiki/Mars R = Req - 4500. # https://en.wikipedia.org / wiki / Gale_ (cráter) Rpo = 3376.2 * 1000. # metros https://en.wikipedia.org/wiki/Mars sidereal_day = 1.025957 # https://en.wikipedia.org/wiki/Mars T = sidereal_day * 24 * 3600. omega = twopi / T print "omega:", omega print "aaacs = aceleraciones (np.array ([Req, 0, 0])) print" Req: ", Req para cosa en aaacs: print thing, np .sqrt ((cosa ** 2) .sum ()) print "total:", sum (aaacs), np.sqrt ((sum (aaacs) ** 2) .sum ()) print "lat = rads * - 5.4 aaacs = aceleraciones (np.array ([R * np.cos (lat), 0, R * np.sin (lat)])) imprimir "R:", R para cosa en aaacs: imprimir cosa, np.sqrt ((cosa ** 2) .sum ()) print "total:", sum (aaacs), np.sqrt ((sum (aaacs) ** 2) .sum ()) print "aaacs = aceleraciones (np.array ([0.0 001, 0, Rpo])) # evitar dividir por cero (¡perezoso!) Imprimir "Rpo:", Rpo para algo en aaacs: imprimir cosa, np.sqrt ((cosa ** 2) .sum ()) imprimir "total:", suma (aaacs), np.sqrt ((suma (aaacs) ** 2) .sum ())

La gravedad de Marte contra la Tierra, la temperatura en el planeta rojo y todo lo que necesitas saber después de que aterrice el rover Perseverance de la NASA

MARS es un lugar bastante implacable, con brutales tormentas de polvo y radiación solar mortal que barre la superficie del planeta a diario.

Con el aterrizaje exitoso de la NASA en su vehículo de exploración de Marte más complejo hasta el momento el jueves, aquí está todo lo que necesita saber sobre el mundo polvoriento.


¿Cómo varía la gravedad de la superficie de Marte entre el ecuador y sus polos? - Astronomía

Tengo un debate con mi amigo sobre las variaciones de la gravedad en la Tierra. Leímos en un artículo que la gravedad en los polos de la Tierra y el ecuador no son lo mismo, así que continué con esta línea de pensamiento para especular que la gravedad también varía dependiendo de la altitud del lugar donde la midas, por ejemplo, la gravedad. en el Mar Muerto (que es el lugar más bajo de la Tierra) será más fuerte que en la cima del Monte Everest (el lugar más alto de la Tierra).

Mi amigo no está de acuerdo conmigo. Afirma que debido al movimiento de la Tierra, sobre su propio eje y orbitando alrededor del sol, todos los lugares de la Tierra, es decir, cualquier punto dentro de la atmósfera, tienen la misma gravedad. No entiendo cómo el movimiento de un planeta tiene algo que ver con la gravedad dentro del planeta, pero no soy un experto, así que espero que puedan ayudarnos a resolver la disputa.

Tiene razón: la gravedad cambia en la superficie de la Tierra y en toda su atmósfera, debido a varios efectos.

Primero, está la variación de la gravedad con la latitud a la que aludiste: pesas aproximadamente un 0,5% más en los polos que en el ecuador. Hay dos efectos que contribuyen a esto y se analizan con más detalle en una pregunta anterior. (Cabe señalar, sin embargo, que solo uno de estos efectos se debe a una real Diferencia en la fuerza gravitacional entre el ecuador y los polos: el otro efecto se debe al hecho de que la Tierra está girando, lo que afecta el peso que verías cuando pisas una báscula, pero en realidad no representa un cambio en el valor de la fuerza gravitacional.)

En segundo lugar, la gravedad cambia con la altitud. La fuerza gravitacional sobre la superficie de la Tierra es proporcional a 1 / R 2, donde R es su distancia desde el centro de la Tierra. El radio de la Tierra en el ecuador es de 6.378 kilómetros, así que digamos que estás en una montaña en el ecuador que tiene 5 kilómetros de altura (alrededor de 16.400 pies). Entonces estarías a 6.383 kilómetros del centro de la Tierra, y la fuerza gravitacional habría disminuido en un factor de (6.378 / 6.383) 2 = 0.9984. Por tanto, la diferencia es inferior al 0,2%.

Finalmente, existen diferencias muy pequeñas (del orden de 0.01% o menos) en la gravedad debido a diferencias en la geología local. Por ejemplo, los cambios en la densidad de la roca debajo de usted o la presencia de montañas cercanas pueden tener un ligero efecto sobre la fuerza gravitacional.

Esta página se actualizó por última vez el 30 de enero de 2016.

Sobre el Autor

Dave Rothstein

Dave es un ex estudiante de posgrado e investigador postdoctoral en Cornell que utilizó observaciones de rayos X e infrarrojos y modelos informáticos teóricos para estudiar la acumulación de agujeros negros en nuestra galaxia. También hizo la mayor parte del desarrollo de la versión anterior del sitio.


Contenido

Los sistemas de longitud de la mayoría de los cuerpos con superficies rígidas observables se han definido mediante referencias a una característica de la superficie como un cráter. El polo norte es el polo de rotación que se encuentra en el lado norte del plano invariable del sistema solar (cerca de la eclíptica). La ubicación del primer meridiano, así como la posición del polo norte del cuerpo en la esfera celeste, pueden variar con el tiempo debido a la precesión del eje de rotación del planeta (o satélite). Si el ángulo de posición del meridiano principal del cuerpo aumenta con el tiempo, el cuerpo tiene una rotación directa (o prograda); de lo contrario, se dice que la rotación es retrógrada.

En ausencia de otra información, se supone que el eje de rotación es normal al plano orbital medio Mercurio y la mayoría de los satélites pertenecen a esta categoría. Para muchos de los satélites, se supone que la velocidad de rotación es igual al período orbital medio. En el caso de los planetas gigantes, dado que las características de su superficie cambian constantemente y se mueven a distintas velocidades, la rotación de sus campos magnéticos se utiliza como referencia. En el caso del Sol, incluso este criterio falla (porque su magnetosfera es muy compleja y realmente no gira de manera constante), y en su lugar se usa un valor acordado para la rotación de su ecuador.

Para longitud planetografica, las longitudes oeste (es decir, las longitudes medidas positivamente hacia el oeste) se utilizan cuando la rotación es prograda, y las longitudes este (es decir, las longitudes medidas positivamente hacia el este) cuando la rotación es retrógrada. En términos más simples, imagine un observador distante que no esté en órbita viendo un planeta mientras gira. Supongamos también que este observador está dentro del plano del ecuador del planeta. Un punto en el Ecuador que pasa directamente frente a este observador más tarde en el tiempo tiene una longitud planetográfica más alta que un punto que lo hizo antes.

Sin embargo, longitud planetocéntrica siempre se mide positivamente hacia el este, independientemente de la dirección en la que gire el planeta. este se define como la dirección contraria a las agujas del reloj alrededor del planeta, visto desde arriba de su polo norte, y el polo norte es el polo que se alinea más de cerca con el polo norte de la Tierra. Las longitudes se han escrito tradicionalmente usando "E" o "W" en lugar de "+" o "-" para indicar esta polaridad. Por ejemplo, −91 °, 91 ° W, + 269 ° y 269 ° E significan lo mismo.

El estándar moderno para los mapas de Marte (desde aproximadamente 2002) es utilizar coordenadas planetocéntricas. Guiado por los trabajos de astrónomos históricos, Merton E. Davies estableció el meridiano de Marte en el cráter Airy-0. [7] [8] Para Mercurio, el único otro planeta con una superficie sólida visible desde la Tierra, se utiliza una coordenada termocéntrica: el primer meridiano pasa por el punto del ecuador donde el planeta es más caliente (debido a la rotación y la órbita del planeta , el sol retrocede brevemente al mediodía en este punto durante el perihelio, dándole más sol). Por convención, este meridiano se define exactamente a veinte grados de longitud al este de Hun Kal. [9] [10] [11]

Los cuerpos bloqueados por las mareas tienen una longitud de referencia natural que pasa por el punto más cercano a su cuerpo padre: 0 ° el centro del hemisferio orientado hacia el primario, 90 ° el centro del hemisferio anterior, 180 ° el centro del hemisferio anti-primario, y 270 ° el centro del hemisferio posterior. [12] Sin embargo, la libración debida a órbitas no circulares o inclinaciones axiales hace que este punto se mueva alrededor de cualquier punto fijo del cuerpo celeste como un analema.

El plano de latitud cero (Ecuador) se puede definir como ortogonal al eje medio de rotación (polos de los cuerpos astronómicos).

Las superficies de referencia para algunos planetas (como la Tierra y Marte) son elipsoides de revolución para los cuales el radio ecuatorial es mayor que el radio polar, por lo que son esferoides achatados.

La posición vertical se puede expresar con respecto a un datum vertical dado, por medio de cantidades físicas análogas a la distancia geocéntrica topográfica (en comparación con un radio terrestre nominal constante o el radio geocéntrico variable de la superficie del elipsoide de referencia) o altitud / elevación (arriba y abajo). debajo del geoide). [13]

La areoide (el geoide de Marte) [14] se ha medido utilizando rutas de vuelo de misiones satelitales como Mariner 9 y Viking. Las principales desviaciones del elipsoide que se esperan de un fluido ideal son de la meseta volcánica de Tharsis, una región de terreno elevado del tamaño de un continente, y sus antípodas. [15]

La selenoide (el geoide de la Luna) ha sido medido gravimétricamente por los satélites gemelos GRAIL. [dieciséis]

Los elipsoides de referencia también son útiles para el mapeo geodésico de otros cuerpos planetarios, incluidos los planetas, sus satélites, asteroides y núcleos de cometas. Algunos cuerpos bien observados, como la Luna y Marte, tienen ahora elipsoides de referencia bastante precisos.

Para los cuerpos casi esféricos de superficie rígida, que incluye todos los planetas rocosos y muchas lunas, los elipsoides se definen en términos del eje de rotación y la altura media de la superficie excluyendo cualquier atmósfera. Marte tiene en realidad forma de huevo, donde sus radios polares norte y sur difieren en aproximadamente 6 km (4 millas), sin embargo, esta diferencia es lo suficientemente pequeña como para usar el radio polar promedio para definir su elipsoide. La Luna de la Tierra es efectivamente esférica y casi no tiene protuberancias en su ecuador. Siempre que sea posible, se utiliza una característica de superficie observable fija al definir un meridiano de referencia.

Para planetas gaseosos como Júpiter, se elige una superficie efectiva para un elipsoide como el límite de igual presión de una barra. Dado que no tienen características observables permanentes, la elección de los primeros meridianos se realiza de acuerdo con reglas matemáticas.

Aplanamiento Editar

Para que el elipsoide WGS84 modele la Tierra, el definiendo los valores son [17]

b (radio polar): 6 356 752,3142 m,

de modo que la diferencia de los semiejes mayor y menor es 21,385 km (13 mi). Esto es solo el 0.335% del eje principal, por lo que una representación de la Tierra en una pantalla de computadora tendría un tamaño de 300 píxeles por 299 píxeles. Esto es bastante indistinguible de una esfera mostrada como 300 pix por 300 pix. Por lo tanto, las ilustraciones suelen exagerar mucho el aplanamiento para resaltar el concepto de achatamiento de cualquier planeta.

Origen del aplanamiento Editar

En 1687, Isaac Newton publicó el Principia en el que incluyó una prueba de que un cuerpo fluido autogravitante giratorio en equilibrio toma la forma de un elipsoide achatado de revolución (un esferoide). [18] La cantidad de aplanamiento depende de la densidad y el equilibrio de la fuerza gravitacional y la fuerza centrífuga.

Abultamiento ecuatorial Editar

Abultamiento ecuatorial de los principales cuerpos celestes del Sistema Solar
Cuerpo Diámetro (km) Ecuatorial
abultamiento (km)
Aplastamiento
proporción
Rotación
período (h)
Densidad
(kg / m 3)
F Desviación
de f
Ecuatorial Polar
tierra 0 12 756.2 0 12 713.6 00 0 42.6 1 : 299.4 23.936 5515 1 : 232 −23%
Marte 00 6 792.4 00 6 752.4 00 0 40 1 : 170 24.632 3933 1 : 175 0 +3%
Ceres 000 964.3 000 891.8 000 72.5 1 : 13.3 0 9.074 2162 1 : 13.1 0 −2%
Júpiter 142 984 133 708 0 9 276 1 : 15.41 0 9.925 1326 1 : 9.59 −38%
Saturno 120 536 108 728 11 808 1 : 10.21 10.56 0 687 1 : 5.62 −45%
Urano 0 51 118 0 49 946 0 1 172 1 : 43.62 17.24 1270 1 : 27.71 −36%
Neptuno 0 49 528 0 48 682 00 846 1 : 58.54 16.11 1638 1 : 31.22 −47%

En general, cualquier cuerpo celeste que esté girando (y que sea lo suficientemente masivo como para adoptar una forma esférica o casi esférica) tendrá un abultamiento ecuatorial que coincida con su velocidad de rotación. Saturno, con 11 808 km, es el planeta con la protuberancia ecuatorial más grande de nuestro Sistema Solar.

Crestas ecuatoriales Editar

Las protuberancias ecuatoriales no deben confundirse con las crestas ecuatoriales. Las crestas ecuatoriales son una característica de al menos cuatro de las lunas de Saturno: la luna grande Japeto y las lunas diminutas Atlas, Pan y Dafnis. Estas crestas siguen de cerca los ecuadores de las lunas. Las crestas parecen ser exclusivas del sistema de Saturno, pero no se sabe si las ocurrencias están relacionadas o son una coincidencia. Los tres primeros fueron descubiertos por el Cassini sonda en 2005, la cresta de Daphnean fue descubierta en 2017. La cresta de Japeto tiene casi 20 km de ancho, 13 km de alto y 1300 km de largo. La cresta en Atlas es proporcionalmente aún más notable dado el tamaño mucho más pequeño de la luna, lo que le da una forma similar a un disco. Las imágenes de Pan muestran una estructura similar a la de Atlas, mientras que la de Daphnis es menos pronunciada.

Las lunas pequeñas, los asteroides y los núcleos de los cometas suelen tener formas irregulares. Para algunos de estos, como el Io de Júpiter, un elipsoide escaleno (triaxial) encaja mejor que el esferoide achatado. Para cuerpos muy irregulares, el concepto de elipsoide de referencia puede no tener un valor útil, por lo que a veces se usa una referencia esférica y los puntos se identifican por latitud y longitud planetocéntricas. Incluso eso puede ser problemático para los cuerpos no convexos, como Eros, ya que la latitud y la longitud no siempre identifican de forma única una ubicación de superficie única.

Los cuerpos más pequeños (Io, Mimas, etc.) tienden a aproximarse mejor mediante elipsoides triaxiales; sin embargo, los elipsoides triaxiales complicarían muchos cálculos, especialmente los relacionados con proyecciones de mapas. Muchas proyecciones perderían sus propiedades elegantes y populares. Por esta razón, las superficies de referencia esféricas se utilizan con frecuencia en los programas de cartografía.


Atmósfera y temperatura del amperio

Atmósfera Temperatura Tiempo

La atmósfera marciana es la definición misma de & # 8220thin air & # 8221. Su presión atmosférica es aproximadamente cien veces menor que la de la Tierra. Los futuros exploradores de Marte no podrán respirar aire marciano porque es casi completamente dióxido de carbono con algunas trazas de nitrógeno, oxígeno y vapor de agua. Como si eso no fuera suficientemente malo, las temperaturas en Marte nunca son mucho más cálidas que los 20 C al mediodía en el ecuador. Es más probable que esté por debajo de la mayor parte del tiempo, con mediciones en invierno tan bajas como -153 C en invierno polar.

Dos misiones a Marte & # 8212 la nave espacial MAVEN y MOM & # 8212 están estudiando la atmósfera para encontrar pistas sobre por qué cambió la atmósfera de Marte. La evidencia sugiere que fue mucho más cálido, húmedo y espeso en el pasado. En algún momento, la atmósfera comenzó a escapar al espacio y el agua de la superficie de Marte comenzó a desaparecer. Las mediciones de gases en la atmósfera pueden ayudar a contar la historia del cambio climático de Marte.


Rasalhague / Alpha Ophiuchi se encuentra en la constelación ecuatorial de Ophiuchus, el portador de la serpiente celestial. Está cerca de la frontera norte con la constelación de Hércules. Rasalhague es la estrella más brillante de esta constelación y, junto con Sabik / Eta Ophiuchi, son las únicas estrellas de navegación de esta constelación.

Si quieres encontrar Rasalhague, se encuentra a medio camino entre Vega (constelación de Lyra) y Antares (constelación de Scorpius).

Rasalhague se puede utilizar para encontrar varios objetos interesantes del cielo profundo, como la galaxia espiral barrada NGC 6368, que se encuentra a unos 112,5 millones de años luz de distancia de nosotros.

La constelación de Ofiuco también se conoce como Serpentario y representa al mítico sanador griego conocido como Asclepio. Por lo general, se lo representa sosteniendo una serpiente gigante, que está representada por la constelación cercana de Serpens.

Ofiuco se encuentra entre las primeras 48 constelaciones griegas enumeradas por Claudio Ptolomeo en su Almagesto del siglo II. Ofiuco es la undécima constelación más grande de las 88 constelaciones modernas.

Algunos objetos Messier interesantes y objetos de cielo profundo en Ophiuchus son los cúmulos globulares Messier 9, Messier 10, Messier 12, Messier 14, Messier 19, Messier 62 y Messier 107. Sus magnitudes varían de 6.42 a 8.85.

La estrella de Barnard, una de las más cercanas a la Tierra, RS Ophiuchi, una nova recurrente, la supernova de Kepler, la mariposa de Monkowsky o la famosa nebulosa del Caballo Oscuro también se encuentran en la constelación de Ophiuchus.

Ophiuchus se puede ver desde casi cualquier lugar de la Tierra, y el mejor momento para observar la constelación, Rasalhague y otras estrellas brillantes y objetos del cielo profundo, es durante el mes de julio.

Las 10 estrellas más brillantes de la constelación de Ofiuco son:

  • Rasalhague / Alpha Ophiuchi - magnitud 2,07
  • Sabik / Eta Ophiuchi - magnitud 2,43
  • Zeta Ophiuchi - magnitud 2.569
  • Yed Prior / Delta Ophiuchi - magnitud 2,75
  • Cebalrai / Beta Ophiuchi - magnitud 2,75
  • Kappa Ophiuchi - magnitud 3,20
  • Yed Posterior / Epsilon Ophiuchi - magnitud 3,22
  • Theta Ophiuchi - magnitud 3,26
  • Nu Ophiuchi - magnitud 3.332
  • 72 Ophiuchi - magnitud 3,73

Marte esconde más agua de lo que se pensaba, sugiere un estudio

Los polos de Marte podrían no ser el único lugar donde el hielo de agua podría estar oculto en el Planeta Rojo; ahora los científicos sugieren que también podría acechar en el ecuador en los cráteres.

Este hielo podría afectar la exploración futura de Marte y tal vez incluso servir como fuente de agua para la vida de cualquier misión humana allí.

Investigaciones anteriores habían sugerido que alguna vez se pudo encontrar agua en el ecuador marciano. Ahora, sin embargo, se cree que el clima del planeta rojo es demasiado duro, en general, para que exista agua; el aire en Marte es tan delgado que cualquier hielo en o cerca de la superficie del ecuador relativamente cálido se vaporizaría rápidamente.

Sin embargo, los científicos han descubierto pruebas de que se podría encontrar hielo justo debajo de la superficie mucho más cerca del ecuador de lo esperado. Los escaneos de radar de las colinas ecuatoriales en Marte también sugieren que podrían albergar tanta agua como una capa de hielo polar, aunque los investigadores no pudieron descartar la posibilidad de que sus hallazgos reflejen material esponjoso, polvoriento o suelto que contiene solo una pequeña cantidad de hielo.

Ahora, utilizando imágenes satelitales de Mars Global Surveyor y Mars Reconnaissance Orbiter, el geólogo planetario David Shean de Malin Space Science Systems en San Diego sugiere que parece haber material rico en hielo enterrado en el fondo de al menos 38 cráteres en la región del Sinus Sabaeus. cerca del ecuador marciano.

"Siempre me sorprende que algo como esto pueda pasar desapercibido, incluso con cientos de miles de imágenes de alta resolución tomadas desde la órbita en los últimos 15 años", dijo Shean a SPACE.com. "Supongo que es un testimonio del hecho de que Marte está lleno de sorpresas".

Este material helado parece similar a lo que se cree que es hielo enterrado en los cráteres de latitudes medias en Marte.

"He visto miles de imágenes que muestran material aparentemente rico en hielo y características asociadas en el suelo de los cráteres de latitudes medias en ambos hemisferios de Marte", dijo Shean. "La gran sorpresa vino cuando noté el mismo material dentro de un cráter cerca del ecuador marciano".

"Una revisión de seguimiento de los datos existentes reveló más de este material dentro de cráteres cercanos, y fue entonces cuando supe que estaba en algo importante", agregó.

Otros 30 cráteres o más también muestran señales que sugieren que alguna vez habían enterrado hielo.

"Nuestra comprensión de las condiciones actuales en Marte sugiere que este material no debería existir cerca del ecuador, punto", dijo Shean. "El hecho de que lo haga plantea una serie de preguntas interesantes sobre el cambio climático reciente en Marte".

Estos hallazgos corroboran las afirmaciones de que Marte experimenta cambios dramáticos en el clima cada vez que la inclinación de sus polos en relación con el sol cambia.

La inclinación axial de la Tierra, como se llama esta inclinación, se tambalea ligeramente pero tiende a permanecer dentro de unos pocos grados de su posición actual de 23,4 grados. Marte, por otro lado, se encuentra actualmente a 25,2 grados, pero puede oscilar ampliamente entre cero y 60 grados.

Las simulaciones por computadora revelan los cambios extraordinarios en la atmósfera que podrían resultar de estos bamboleos en el ángulo del planeta rojo hacia el sol. Tales cambios harían que el hielo fuera más estable en el ecuador y provocaría que se formara allí cuando la inclinación axial supere los 35 a 40 grados, proveniente de fuentes en los polos. Este hielo ecuatorial podría haber sobrevivido en el clima marciano moderno si quedara enterrado bajo los escombros desprendidos de las paredes del cráter.

Shean y sus colegas ahora están monitoreando varios lugares a lo largo del ecuador en busca de nuevos impactos de meteoritos que podrían exponer el hielo enterrado. Aún así, dado lo raros que son estos impactos hoy en día y la cantidad limitada de lugares donde este hielo podría estar escondido, "no estoy conteniendo la respiración", dijo. "Debemos confiar en estudios de modelos y datos satelitales adicionales".

Cualquier descubrimiento de hielo en el ecuador podría afectar la exploración futura del planeta rojo, dijo Shean. Si hay hielo antiguo enterrado dentro de los cráteres allí, es probable que contenga un registro valioso de las condiciones climáticas pasadas en Marte que los científicos querrían analizar.

Además, "los sitios ecuatoriales son destinos atractivos para futuras exploraciones debido al aumento de la insolación (más luz solar directa) y temperaturas más cálidas", dijo Shean. "Estas condiciones son deseables para los vehículos exploradores que funcionan con energía solar, pero también son consideraciones importantes para la exploración humana futura, que requerirá agua accesible como recurso para sustentar la vida".

Shean detalló sus hallazgos en línea el 22 de diciembre en la revista Geophysical Research Letters.


Altair está a unos 16,7 años luz / 5,13 parsecs del Sol. Es una de las estrellas más cercanas a nosotros, visible a simple vista.

Altair tiene casi el doble de la masa del Sol, en un estimado de 1,79 masas solares, y casi el doble del radio del Sol, en alrededor de 1,63 radios solares en sus polos y alrededor de 2,03 radios solares en su ecuador debido a su forma achatada causada por altas velocidades de rotación. Por lo tanto, el diámetro polar de Altair es aproximadamente un 25% más pequeño que su diámetro ecuatorial.


1. Variación de la gravedad en los polos y el ecuador

La persona que está de pie sobre los polos de la tierra sentirá más gravedad en comparación con una persona que está de pie en el ecuador, los efectos pueden ser considerablemente menores, porque una persona de pie sobre los polos está cerca del centro de la tierra en comparación con El ecuador.

La gravedad en los polos es de 9,8322 m / s² y en el ecuador es de 9,7803 m / s² en comparación con la gravedad media de la tierra de 9,8 m / s².

Debido a la menor distancia del centro de la tierra, su peso será un 0,1% más en los polos en comparación con el ecuador.

"Pero debido a la distancia desde el centro y la fuerza centrífuga, su peso final será un 0,5% más en los polos en comparación con el ecuador". [Además, en el siguiente párrafo discutiremos el efecto de la fuerza centrífuga].

En los polos, el radio de la tierra es de 3.950 millas (6.356 km) pero en el ecuador, es de 3.963 millas (6.378). Entonces, la diferencia de radio desde el ecuador hasta los polos es de 13 millas (22 km).

Y, de acuerdo con la ecuación de gravedad de Newton, la fuerza gravitacional es inversamente proporcional a la distancia entre los objetos.

Entonces, una variación del 0.1% de la gravedad proviene de esta ecuación.

2. Variación de la gravedad debido a la rotación de la Tierra

La Tierra gira alrededor de su eje polar, por lo que cualquier objeto colocado en la superficie de la Tierra también sigue la trayectoria circular.

Entonces sabemos que si alguien se mueve en una trayectoria circular, la fuerza centrífuga actuará sobre ese cuerpo. (Como una rueda que gira contra la gravedad)

Entonces, la fuerza final sobre el cuerpo sería la resultante de la fuerza centrífuga y la fuerza debida a la aceleración debida a la gravedad de la tierra (mg).

Entonces, el cuerpo colocado cerca de los polos sentirá menos fuerza centrífuga en comparación con un cuerpo colocado en el ecuador de la tierra. Y debido a esta variación, el cuerpo sentirá una gravedad diferente en diferentes puntos de la tierra.

Debido a esta fuerza centrífuga, su peso será un 0,4% más en los polos en comparación con el ecuador.

Pero nuevamente, debido a la distancia desde el centro de la tierra (Ley de gravedad de Newton) y la fuerza centrífuga, su peso final será 0.5% más en los polos en comparación con el ecuador. (Debido a la distancia desde el centro de la Tierra, su peso variará 0.1% en el ecuador y los polos).

3. Montaña contra mar

Si un avión vuela a 5.000 pies del nivel del mar sobre la montaña, y otro avión vuela a la misma altura pero sobre el mar, los pasajeros sentados en un avión que vuela sobre la montaña sentirán más gravedad en comparación con el persona volando sobre el mar.

Aquí entra en juego la masa y la fuerza gravitacional es directamente proporcional a las masas de los objetos. En el mar, no hay masa, pero en el caso de la montaña, la masa entra en acción.

4. Variación de la concentración de masa en la Tierra

La masa no se concentra uniformemente dentro de la tierra, porque la tierra está formada por minerales, rocas, suelo y agua y todos estos materiales tienen diferentes densidades.

Si dos ubicaciones diferentes en la superficie de la tierra están a la misma distancia del centro de la tierra y en una ubicación, tienen más concentración de masa en comparación con otra, entonces la ubicación que tiene más masa tendrá más gravedad en comparación con el punto que tiene menos concentración, el efecto puede ser extremadamente menor, pero tendrá.

5. Movimientos de placas tectónicas (tiempo geográfico)

El tiempo geográfico cambia la estructura interna de la tierra y este desplazamiento o ruptura de las placas tectónicas cambia la concentración de masa, lo que resulta en la variación de la gravedad terrestre en todo el planeta.

Con mucho tiempo, los continentes se separan y se acercan entre sí, y un mayor desplazamiento de masas y el cambio del nivel del agua de los océanos y el derretimiento y congelación del hielo en la Antártida también afectan un poco la concentración de masa.

Debido a que sabemos que las placas tectónicas se mueven a una velocidad de alrededor de 5 cm / año, este efecto parece lento, pero después de mucho tiempo no se puede descuidar, este cambio resultó en Un terremoto.

Y este cambio afecta mucho la distribución de la masa terrestre.

6. La gravedad del sol y la luna

La alineación del sol y la luna con la tierra también cambia la gravedad de la tierra.

Dependiendo de la alineación del sol, la luna y la tierra, la gravedad del sol y la luna puede actuar de manera destructiva o constructiva sobre los objetos en la superficie de la tierra.

7. La bahía de Hudson de Canadá tiene menos gravedad que el resto del mundo

La gravedad en la Bahía de Hudson es menor que la gravedad en el resto del mundo. Este misterio está relacionado con la capa de hielo Laurentide, que cubrió la mayor parte de Canadá y Estados Unidos. Y se supone que el espesor de esa capa de hielo era de más de 2 km.

La capa de hielo Laurentide suprimió las rocas de la tierra y cuando esa capa de hielo se derritió, la tierra rebotó como si presionáramos algo y lo soltáramos, esa cosa intenta volver a su posición normal. De la misma manera después de derretir el hielo, la tierra se recuperó y dejó este misterio.


Inclinación / Temporadas

Inclinación axial(Oblicuidad)


El ángulo entre el plano orbital de Marte y su eje de rotación.

Muy similar a la de la Tierra, solo una diferencia de 2 grados

Cambio en la inclinación axial


Variaciones en el ángulo de inclinación

La inclinación de Marte cambia más drásticamente con el tiempo

A diferencia de la Tierra, los cambios sustanciales en la oblicuidad (o inclinación) de Marte ocurren en escalas de tiempo de cientos de miles a millones de años y resultan en un cambio climático a largo plazo.

Estaciones


Cambios en la cantidad de luz solar que llega a diferentes latitudes debido a la orientación variable de la inclinación axial a medida que el planeta orbita alrededor del Sol.


Ver el vídeo: Η πιο αλλόκοτη κατασκευή στον πλανήτη Άρη (Febrero 2023).