Ciencia aplicada al ciclo de polvo marciano: Dust devils y tormentas de polvo

CIENCIA APLICADA AL CICLO DEL POLVO MARCIANO:

Dust Devils y tormentas de polvo.

Alumnos del IES Plaza de la Cruz:

María Tomey Alonso, Aimar Seminario Unzu y Miguel Pérez Ciriaco

1º Bachillerato (Cursos 2021-2023)

Tutores del IES Plaza de la Cruz:

Ester Alonso Martínez y Félix Bueno

Resumen

Los instrumentos Rover Environmental Monitoring Station (REMS) y Mars Environmental Dynamics Analyzer (MEDA) en los rovers Curiosity y Perseverance, respectivamente, han estado midiendo la presión superficial, el aire, la temperatura y la radiación ultravioleta (UV) desde su amartizaje Estos datos, disponibles a través del Sistema de Datos Planetarios (PDS, en inglés) de la NASA, ofrecen una oportunidad única para comprendermejorelentornoeólico de los emplazamientos de Gale y Jezero, así como conocer las condiciones a las que se expondría una posible misión tripulada en Marte

Los fenómenos asociados al polvo en Marte son características distintivas de su meteorología, en la que el ciclo del polvo juega un papel crucial. Se realiza una caracterización de la actividad de algunos vórtices convectivos con polvo (o dust devils, DDs) en los cŕateres Gale y Jezero (eventos que aparecen en los soles 1717-C, 2847-C y 166-P), así como la influencia de la tormenta globaldepolvo(GDS2018)enelcráterGale.

Se analizan los efectos de estos fenómenos sobre los parámetros atmosféricos de un año ”no polvoriento” y se estima su aportación de polvo a la atmósfera marciana porpartedelos DDs.

Palabrasclave:

Marte, atmósfera, ciclo de polvo, vórtice convectivo, dust devil, tormenta de polvo, REMS,MEDA

Abstract

The Rover Environmental Monitoring Station (REMS) and Mars Environmental Dynamics Analyzer (MEDA) instruments on the Curiosity and Perseverance rovers, respectively, have been measuring surface pressure, air,temperature,andultraviolet(UV) radiation since their landing on Mars These data, available through NASA’s Planetary Data System (PDS),offerauniqueopportunity to better understand the wind environment of the Gale and Jezero craters, as well as the conditions that a possible human mission to Marswouldbeexposedto

Dust-associated phenomena on Mars are distinctive features of its meteorology, in which the dust cycle plays a crucial role In this study, a characterization of the activity of some convective vortices with dust (or dust devils, DD) on the Gale and Jezero cŕaters is carried out (events appearing on sols 1717-C, 2847-C and 166-P), aswellastheinfluenceof the global dust storm (GDS2018) on the Gale crater.

The effects of these phenomena are compared to the atmospheric parameters of a "non-dusty" year and the contribution of dust to the Martian atmosphere by dust devils is estimated.

Keywords: Mars,dustcycle,convectivevortex,dustdevil, duststorm,REMS,MEDA

CIENCIA Y TECNOLOGÍA EN EL ESTUDIO DEL CICLO DEL

1. Objetodeestudio

La dimensión científica de esta investigación (PCien) tiene como objetivo el estudio de la dinámica del ciclo de polvo de Marte, a través de datos experimentales (presión, temperaturas del suelo y del aire, radiación) suministrados por las estaciones meteorológicas de los rovers Curiosity y Perseverance El análisis de los mismos será utilizado para entender eventos relevantes del ciclo del polvomarciano:

1 Se aborda elestudiodealgunosdeloseventosdepolvoquemásinfluyensobrelaatmósfera de Marte a nivel de la superficie Concretamente, se analiza la evolución de presión y de temperatura de la atmósfera en un año marciano “no polvoriento”, MY35, y se estudia el impacto de la tormenta global de polvo MY34-GDS2018 Además, se realizaunestudiode diversosvórticesconvectivoscargadosconpolvo(DDs)enloscŕateresGaleyJezero

2. Porúltimo,serealizanaproximacionesdecuálpodríaserlainfluencia,sobrelaatmósferade Marte, de la cantidad de polvo que generanestoseventospolvorientos(DDsytormentasde polvo): qué volumen de polvo levantan, cuál es la densidad media de un DD, número de DDsporaño,númerodeDDsequivalentesaunatormentaglobaldepolvo

2. Antecedentes

2.1. Definicionesoperacionales

Para poder analizar con precisión los eventos asociados al ciclo de polvo marciano y su variabilidad, es esencial conocer la localización de Marte en su órbita Debido a la ausencia de un calendario,lalocalizacióntemporalmarcianaconcretadeuneventosedescribecon:

1) Año Marciano, MY Se utiliza la convenciónparanumerarlosañosmarcianosqueproponeel comienzo del primer año marciano MY1 en el 11 de abril de 1955 (Ls=0º) (Clancy et al , 2000).

2) Parámetro de la longitud solar, Ls.ÁnguloquerecorrelalíneaimaginariaSol-Martedesdela posición del equinoccio de primavera. Este valor será utilizado a lo largo de estedocumento para contextualizar las condiciones de insolación que percibe el planeta en ese momento (Figura1)(Mars' Calendar,2022).

Figura 1: Esquema que representa los valoresdelongitudsolar,Ls alolargodeunañomarcianoyla zona del planeta que recibe una mayor insolación Imagen extraída del Mars Climate Database Project (The Open University & University of Oxford, 2022) (Martian Seasons and Solar Longitude Ls,2022)

3) Día marciano, denominado “sol” Tiene una duración de 24 h 39 min 35,3 s (ligeramente superior aldíaterrestre) Elañomarcianoseprolongadurante668,6soles(1año,321díasy7 horas terrestres, o casi dos años terrestres), motivo por el cual las estacionesenMartetienen aproximadamenteeldoblededuraciónquelasterrestres(Zurek et al ,1992)

ar verdadera, relacionada con la posición del sol en el cielo En el mediodía (LTST=12,0 horasmarcianas) Enotraspalabras, LTST es el valor que se leería en un reloj de sol) (NASA GISS: Mars24 Sunclock Time on Mars,2022)

2.2. Contextualización.

2.2.1. Dinámicaatmosféricayvariabilidadestacional

A pesar de que Marte y la Tierra son planetas relativamente similares, existen diferencias muy relevantesentrelasatmósferasdeambos(Clancy et al.,2017).

Por un lado, la presión atmosférica en la superficie de Marte es de 6,3 milibares, unas 155 veces menos que en la Tierra. El planeta rojo tiene una atmósfera muy poco densa (0,02 kg/m3 a nivel de superficie, frente a 1,22 kg/m3 de la Tierra ) compuesta mayoritariamente de dióxido de carbono (CO2).Portanto,elgasCO2 desempeñaunpapelesencialenlaatmósferamarciana(Figura2).

Por otro lado, aunque las dinámicas de las atmósferas de ambos planetas rocosos se rigen por el calor procedentedelsol,suvariacióntérmicaesmuydistinta(Zurek et al.,1992).Marterecibesólola mitad de la luz solar que la Tierra, lo que provoca, junto con la ausencia de mecanismos de autorregulación por parte de los fluidos (carencia de océanos y baja densidad atmosférica), que la superficie de Marte sea más fría y experimente grandes cambios estacionales de temperatura y variaciones diurnas muy pronunciadas. Este dato es muy relevante ya que la energía solar y el calentamiento asociado, son las principales fuentes de energía que activan la circulación global del aire a lolargodetodalasuperficiemarciana.Estosgradientestérmicosfacilitan,enparte,laaparición defenómenosnaturalesasociadosalciclodepolvo(DDsytormentasdepolvo)(Haberle et al ,2017)

A su vez, las características orbitales de Marte son deespecialinterésparacomprenderelciclode polvo y la formacióndeloseventosasociadosalmismo Laexcentricidaddelaórbitamarcianaes5,6 veces mayor que la de la Tierra,loqueproduceunaampliaciónmuynotableentrelasestacionesylas diferencias de insolación recibidas en estaciones análogas para los distintos hemisferios del planeta Como consecuencia de este diferente aporte energético, las estaciones resultan más extremas en el hemisferio sur Esto hace que las temperaturas veraniegasenelhemisferiosurpuedanserhasta30ºC máscalientesquelasdelveranodelhemisferionorte(Haberle et al ,2017)

En definitiva, el clima marciano es un sistema complejo y bastante dinámico, que presenta una gran variación estacional en el planeta Dicho clima es el resultado de la interacción (Figura2)entre los ciclos del agua, del CO2 y del polvo es muy sensible a estavariaciónestacional Millourpropone unaposibleinterconexiónentrelostresciclos(Millouret al ,2012):

El ciclo de polvo es un factor crítico que determina el tiempo atmosférico yelclimadelplaneta Es decir, es el principal impulsor de la variabilidad atmosférica y superficial en el clima árido y de

Figura 2: Interacción entre los ciclos que afectan al clima de Marte Fuente: Propia, a partir de Millour et al.,2012.

2.2.2. CiclodepolvoenMarte

b o selevantadesdelasuperficiede Marte hasta los 80 km de altitud, mediante procesos que involucranunintercambiodemovimientoy de calor entre la superficie, la interacción con la atmósfera y, por supuesto, la acción del viento (Figura 3) Elvientoeslafuerzafundamentalcapazdelevantarelpolvodelasuperficieydetonaruna reacción en cadena propiciada por lasaltación,mecanismoporelcuallaspartículasdemenortamaño caen de nuevo en un periodo breve, inyectando en el torrente a otras partículas de menor tamaño eyectadasenelimpacto(Figura3)(Kok et al ,2012)

El polvo en el aire afecta la absorción y reflexión de la radiación solar, afectandodirectamenteel balance energético que impulsa la dinámica atmosférica del planeta (temperatura atmosférica y

polvo,conrelevanciaplanetaria(Kahreet al ,2006)

Adicionalmente, el ciclo del polvo, más allá de su influenciaenelclimamarciano,juegaunpapel decisivo en la exploración de Marte: el polvo se deposita constantemente en las naves espaciales enviadas a Marte para explorar la superficie, lo que puede afectar su movilidad y la generación de energíasolar(Balme&Greeley,2006)

2.3. Estadodelacuestión

Desde las primeras observaciones de “ nuages jaunes” en Marte, realizadas por el astrónomo Eugène Antoniadi en la década de 1870 (Antonaldi, 1930), el interés por la comprensión de la dinámica eólica en Marte ha sufrido un gran auge (Martin & Zurek, 1993, 3221-3246) (Kahre et al , 2017,295)

2.3.1. DustDevils(DDs)enMarte

Los DDs son vórtices convectivos que se forman cuando el calentamiento de la superficiegenera una pequeña pluma de aire caliente que crea una pequeña zona de baja presión con vorticidad asociada (Figura 4). Esta estructura evoluciona hasta convertirse en una zona local de baja presióny un vórtice en forma de columna, capazdelevantarelpolvodelasuperficie(LeyvaFernández,2021).

S den de magnitud mayor en Marte (Balme&Greeley,2006)(Neakrase et al ,2016,347-376)

En Marte, los DDs son considerados muy importantes en el ciclo de polvo atmosférico (Reiss et al , 2016) Se cree quelosremolinosdepolvorepresentanaproximadamenteel50%delbalancetotal de polvo y representan una fuente continua de polvo levantado, activo incluso fuera de latemporada de tormentas de polvo (Reiss et al , 2011, 358-369) Por estas razones, se han propuesto los DDs comoelprincipalmecanismocapazdesostenerlaneblinadepolvosiempreobservadadelaatmósfera marciana(Reiss et al ,2011,358-369)

Figura 4: A) DD marciano en la región Amazonas Planitia el 14 de marzo de 2012 Fuente: NASA/JPL-Caltech/Univ of Arizona B) Imágenes de DDs en Marte (a) Imagen deunacolumnade DD (flecha) (b) DD observado desde la superficie por la cámara de navegación (c) DD en la superficie de Marte observados desde la órbita ( d ) DD de 100 mdediámetroyunapistagenerada (e) Múltiples huellas de remolinos de polvo sobre terreno de dunas/ondulaciones Fuente: Balme & Greeley,2006

232 Tormentas depolvoenMarte

Las retroalimentaciones positivas entre el levantamiento de polvo, el calentamientoporradiación, la fuerza de circulación y los vientos superficiales, dan lugar a rápidosaumentosenellevantamiento de polvo, liberando cantidades considerables de polvo a la atmósfera marciana y produciendo tormentas de polvo Este tipo de eventos son mucho más frecuentesdurantelaestaciónpolvorientao “dusty season”(LeyvaFernández,2021)

Además, la formación de tormentas depolvotieneunalocalizacióngeográficapreferente Aunque la superficie de Marte está cubierta en su inmensa mayoría de polvo, se han localizado regiones con una cobertura mayor de polvo que alimentan las tormentas: regiones de Tharsis, Arabia y Elysium (Haberle et al ,2017)

Hay tres tipos de tormenta (Tabla 1), dependiendo de la expansión continental que alcanzan: locales,regionalesoglobales(LeyvaFernández,2021)(Haberle et al ,2017)

Local Menora1,6٠106 3≤ El polvo viaja grandes distancias y vuelve a sedimentar en la misma zona mayoritariamente.

Regional Mayora1,6٠106 3-20 El polvo viaja grandes distancias, incluso rodeando la banda latitudinal y sedimenta en zonaslejanasasuorigen

Global Hastatodalasuperficie marciana: >10⁸

Hasta100 Múltiples tormentas regionales conectadas. Cubren la mayorpartedelplanetaentodaslas latitudes.

Tabla 1: Clasificación y detalles de las diferentes tormentas de polvo. Fuente: Propia, a partir de LeyvaFernández(2021).

Las tormentas de polvo locales son las más frecuentes en el planeta (Tabla 1). Se han podido detectar en ambos hemisferios y en todas las estaciones, aunque se ha observado la existencia de un ciclo anual de tormentas locales. Al igual que los DDs, las tormentas tienen unimportantepapelala hora de aportar polvo en suspensión a la atmósfera marciana. Es frecuente encontrar tormentas de polvo locales en laszonascercanasalospolosyenlatitudesmedias.Sedesarrollandeformarápiday suelen desvanecerse en cuestión de días o incluso horas. Eliniciodeestastormentasserelacionacon vientos producidos por grandes gradientesdetemperaturahorizontales,coninestabilidadesdepresión yconlatopografíadelterreno(Cantor et al.,2010)(LeyvaFernández,2021).

Las tormentas regionales, menos numerosas que las locales, aumentan la carga de polvo en suspensión que introducen en la atmósfera y duran más tiempo, produciendo efectos mayores en la estructura térmica de la atmósfera (Tabla 1).Lastormentasregionalessehandocumentadoentornoa 8-35vecesporañomarcianoysuelenformarseporlaevolucióny/ocombinacióndetormentaslocales (LeyvaFernández,2021).

Con menor frecuencia que las anteriores se desarrollan tormentas globales, capaces de cubrir la superficie entera del planeta (Tabla 1). Estas duran varios meses terrestres y ocurren, en promedio, tres veces por década Son las que producen un mayor impacto en el clima: favorecen la circulación global de polvo, modifican las ondas atmosféricas ytransportanmáspolvoyvapordeaguaagrandes altitudes Sinembargo,lafuertevariabilidadinteranualenlaaparicióndeestastormentas,elmomento de inicio y la ubicación siguen sin comprenderse bien (Leyva Fernández, 2021) La más reciente (MY34-GDS2018) ocurrió en el verano del año 2018 terrestre: concretamente entre los meses de mayoyagosto,yllegóacubrirporcompletolasuperficiemarciana

2.3.3. EstacionesmeteorológicasenMarte

Para poder detectar y analizar todos los fenómenos meteorológicos de la atmósfera marciana, se hace uso de los datos meteorológicos, como presión, temperatura o radiación ultravioleta, que son medidos por las estaciones meteorológicas incorporadas a los rovers. Concretamente, para este estudio, emplearemos datos recogidos por las estaciones REMS (Rover Environmental Monitoring Station, en inglés) y MEDA (Mars Environmental Dynamics Analyzer, en inglés), de los rovers Curiosity y Perseverance, respectivamente (NASA, 2022) (NASA,2022).EnlaFigura5semuestran los principales instrumentos que llevan incorporados dichas estaciones meteorológicas. Destaca la incorporación del sensor de polvo en MEDA, crucial para el estudio de la dinámica del polvo marciano(CentrodeAstrobiología,2022).

Figura 5: Instrumentos del REMS (izquierda), a bordo del rover Curiosity, instrumentos de MEDA (derecha), a bordo del Perseverance. Fuente: Modificado de NASA/JPL-Caltech/INTA (Instituto NacionaldeTécnicaAeroespacial)(NASA/JPL-Caltech,2015)(CentrodeAstrobiología,2020).

A partir de todos estos datos medidos por las estaciones meteorológicas REMS y MEDA, se pueden detectar la presencia de distintos eventos meteorológicos marcianos, como los DDs y tormentas de polvo. Estos eventos polvorientos afectan a los niveles de presión, temperatura, concentración del polvo y luz solar en los lugares donde ocurren. Por tanto, se puede deducir la presencia de dichos fenómenos, a partir de cambios significativos de los parámetros medidos porlas estacionesmeteorológicas(Viúdez-Moreiras et al.,2019).

3. Objetivosehipótesis

El objetivo global (O)delproyectoPCienesestudiarycomprenderlafenomenologíadelciclodel polvodeMarteusandodatosrealesdelasestacionesmeteorológicasREMSyMEDA.

Con los datos aportados porestosrovers,almacenadosenlabasededatosPDSNASA,seabordan losobjetivossecundariossiguientes(PDS Atmospheres Node,2022):

● O1: Analizar los parámetros de temperatura, presión y radiación UV delasestacionesREMS yMEDAparacomprenderladinámicaatmosféricaydetectarDDs.

● O2: Calcular el volumen medio departículasdepolvomovilizadasporunDDysuaportación anualdepolvoalaatmósferamarciana.

● O3:EstimarlainfluenciadelastormentasdepolvoylosDDsenlameteorologíamarciana.

● O4: Analizarlasvariacionesdepresión,radiaciónUVydetemperaturaenMarte,medidaspor REMS,durantelatormentaglobaldel2018(MY34-GDS2018)enelcráterGale

Apartirdeestosobjetivos,seplanteanlassiguienteshipótesisdetrabajo:

● H1: Los sensores meteorológicos de temperatura,presióneirradiacióndelosrovers Curiosity y Perseverance detectanlapresenciadeDDsmarcianos,enloscráteresGaleyJezero

● H2:ElnúmerodeDDsproducidosenMarteañomarcianoesinferiora100000

● H3: La tormenta de polvo global MY34-GDS2018 produjo una gran perturbación en los parámetrosatmosféricosmedidosenelcráterGale

● H4: Durante la tormenta de polvo global MY34-GDS2018, las variaciones diurnas de temperatura del aire y de temperatura del suelo, ΔTdiurno,sonmuybruscasentreeliniciodela tormentaysusfasesmáspolvorientas,enelcŕaterGale

8, la variación de presión diurna, ΔP= Pmax-Pmin, dentro de cada sol varíadurantelatormenta,varíanotablementeentreelinicio delatormentaysusfasesmáspolvorientasenelcŕaterGale

● H6: La estación meteorológica MEDA permite un estudio más completo de los eventos polvorientosmarcianosquelaREMS

Lavalidacióndeestashipótesisestructuraestainvestigación

4. Metodología

El procedimiento a seguir para el análisis de datos de lasestacionesmeteorológicasREMSy MEDAeselsiguiente(Figura6):

5.1. Conocido el evento polvoriento a estudiar (tormenta de polvo o vórtice convectivo concreto), se realiza la elección de los soles marcianos en los que hasucedido Seusalaherramienta Mars24, de NASA, que permite hacer conversiones de fechaterrestreasolmarcianodeunamisióny viceversa(NASA GISS: Mars24 Sunclock Time on Mars,2022)

5.2. Descarga de ficheros de datos, mediantelapágina web delPDS(Planetary Data SystemNASA), de forma manual o un cliente FTP (que descarga los ficheros de formaautomática) ElPDS es un archivo proporcionado por la NASA con datosdigitalesproducidospormisionesplanetariasde la agencia norteamericana Este archivo está administrado por investigadores de ciencias planetarias paraasegurarsufiabilidad(NASA,2022)

5.3. Selección de los parámetros a estudiar (presión, temperatura, irradiación...). Realización de tablas de cálculo, a partir de los datos recogidos Este proceso se realiza de dos formas: 1) manualmente, creando hojas de cálculo y cribando los datos necesarios ó, 2) mediante programas de autoríapropiaquerealizanestastablas,creadosconellenguajedeprogramaciónPython

5.4. Realización de gráficas de las variables elegidas(P,T,irradiación)enfuncióndeltiempo (solesenelestudiodetormentasoestaciones,LsotiemporelativoenelestudiodeDDs)

5.5. Análisis de las gráficas y comparación con situaciones donde no se detectan eventos polvorientosdeespecialrelevancia

5.6. Para el cálculo aproximado de la cantidad de polvo que movilizan los DDs y las tormentas de polvo, se realizarán aproximaciones semejantes a las propuestas por la Ecuación de Drake(Taverne&Maldonado,2020)

5. Resultados:análisisydiscusión

A continuación se presenta el análisis delosdatossobreelentornoatmosféricoyeólicomarciano, aportados por las estaciones meteorológicas REMS y MEDA, en los cráteres Gale y Jezero, respectivamente

Se realiza un análisis de eventos de polvo, mostrando diferentes escalas de influencia: a nivel global, se muestra cómo la tormenta de polvo global MY34-GDS2018 perturbó los parámetros de presión y temperatura con respecto a la situación en épocas “no especialmente polvorientas” (año

Figura 6:Metodologíaseguidaparaelanálisisdeeventospolvorientos Fuente:Autoríapropia

m locales de polvo, denominados vórtices convectivos con polvo (DDs) Previamente se estudian algunas variables del año marciano MY34,sinespecialeseventospolvorientos,pararealizarlacomparativaconMY35

5.1. Estudiodelasestacionesdelañomarcianonopolvoriento(MY35)

Para estudiar las variaciones de temperatura y presión a lo largo del año marciano “no polvoriento”, se ha seleccionado el año marciano MY35 quenohasufridoeventosmeteorológicosni eólicos de importancia Este transcurre desde el 23 de marzo de 2019 hasta el 7 de febrero de 2021, fechas terrestres (NASA GISS: Mars24 Sunclock Time on Mars, 2022) Los datos a analizar proceden de REMS, estación meteorológica del rover Curiosity, y corresponden a un periodode669 soles, que abarca desde el sol 2364 hasta el sol 3033 La ubicación (522° S, 13749° E) de este rover corresponde al cráter Gale en el hemisferiosur Debidoaqueelrover Perseverance aterrizóenMarte el 18 de febrero de 2021 (Mars 2020 Perseverance Rover - NASA Mars, 2022), a fecha de la conclusión de este estudio todavía no sehanpublicadolosdatosdeunañomarcianocompleto,porlo quenosehanpodidoincluirdatosdelrover Perseverance

Los datos obtenidos (Figura 7, Tabla 2) muestranaMartecomounplanetamuchomásfrío(-50ºC de temperatura media) que la Tierra y conunavariabilidaddetemperaturasmuygrandeentreeldíay la noche Estas dos gráficas (Figura 7) son un ejemplo del hecho constatado, por Haberle y Liu, de que el clima marciano sigue un ciclo estacional de temperaturas y presiones medias globales que es altamente asimétrico con respecto a los equinoccios y, que incluyeunagranrepetibilidaddeunañoa otro(sinoexisteneventospolvorientos)(Haberle et al.,2017)(Liu et al.,2003).

Figura 7: a) Evolución de las temperatura mínima, máxima y media del aire. b) Evolución de las presiones mínima, máxima y mediaduranteMY35,medidosporREMSenelcráterGale.Cadafranja de color representa una estación del año, en orden (primavera, verano, otoño e invierno). Fuente: Elaboraciónpropia.

Tabla 2: Valores promedios de las variables de temperatura del aire y presión en cada estación de MY35enelcráterGale(5.22°S,137.49°E).Fuente:Elaboraciónpropia

Los datos indican un fuerte contraste entre la primavera y el verano (cuando Marte está cercadel afelio o posición más lejana Marte-Sol) y el otoño e invierno (cuando el planeta está cerca del perihelio o posición más cercana Marte-Sol) que está relacionada con la gran excentricidad de la órbita marciana(Figura3)(Zurek et al.,1992).Porello,ladistanciaalSolenelveranodelhemisferio

n del planetafavorecetemperaturas más altas,llegamenosenergíasolar,calentandomenoselplanetaenveranoqueeninvierno (Zurek et al ,2017)

Los cambios estacionales de presión son drásticos, ya que desciende ΔP=144 Pa, al pasar de primavera a verano La temperatura media mínima ocurre en primavera (máximapresiónmedia)con unvalorde-58ºC Laestaciónmáscalurosaesenotoño(-42ºC)

Comparando los resultados obtenidos con la Tabla A1, que establecía la temperatura y presión media en Marte en 210 K y 650 Pa, respectivamente (Clancy et al , 2000), observamos una ligera discordancia Es necesario recordar que estos datos no representan a todo el planeta, sino aquellos recogidos por el rover Curiosity en el cráter Gale El cráter es una depresión en el terreno, lo que significa que hay una altura menor y por tanto una columna de aire mayor en su superficie, registrándose valores mayores de presión Al encontrarse cerca del ecuador, se encuentran temperaturas más altas, tal y como en la Tierra ya que la radiación solar se recibe de forma más directa (Pla-García & Rafkin, 2016) En la Figura 8 se muestran visualizaciones de la temperatura y presión en todo elplanetaalolargodeunañosobreunmapatopográficodeeste Seapreciacomolas mayoresvariacionesentemperatura(��T)ocurrenenlospolos,ylamenoralrededordelecuador

Figura 8: Animacióndelasvariablesdetemperaturadelaireypresión,respectivamente,alolargode un año promedio sobre un mapa topográfico de Marte La chincheta azul representa la ubicacióndel rover Curiosity,ylaroja,del Perseverance.Fuente:ModificadodeMillour et al.,2018.

Sin embargo, a pesar de esta repetibilidad en los ciclos atmosféricos interanuales, la aparición repentina de tormentas de polvo globales rompe dicha regularidad (Liu et al ,2003) Acontinuación, sepresentaelcasodelatormentaglobaldepolvoGDS2018queacontecióenMY34

5.2. Efectos generales de la tormenta de polvo Global (MY34/GDS2018) en el Cráter Gale.

5.2.1. FasesdelaGDS2018enelcráterGale

La tormenta de polvo global (MY34/GDS2018) es el primer caso confirmado de unatormentade este tipo iniciada en el hemisferio norte de Marte (Tabla 3) Estuvo precedida por una tormenta de carácter regional durantelosúltimosdíasdemayode2018(días26-28deestemes,soles2062-2064) Comenzó a ser observadaen Acidalia Planitia,conocidaporserunaregiónmarcianadondeseinician muchas tormentas de polvo regionales (Leyva Fernández, 2021) entre el 30 y el31demayode2018 (Ls 1849º) Tras el crecimiento inicial, se pudo observar desde telescopios en la Tierra, cómo la tormenta se extendió hacia el sur a través del corredor de Acidalia entreel1yel8dejunio Parael8 de junio (sol 2075), la tormenta alcanzó la zona polar sur y también llegó al cráter Gale y,unosdías después, ya cubría de polvo la inmensa mayoría de la superficie de Marte (Sánchez-Lavega et al , 2019,6101-6108)

Tabla 3: Secuencia deeventosrelacionadosconelavancedelatormentaMY34/2018,centradosenel cráterGale Fuente:ElaboraciónpropiaapartirdeViúdez-Moreiras et al,2019

5.2.2. ParámetrosmeteorológicosenelcráterGaledurantelaGDS2018

Durante la GDS2018 se pudieron observar, gracias a los datos captados por la estación meteorológica REMS, grandes variaciones en distintos parámetros atmosféricos, como la presión atmosférica, la temperatura del aire y del suelo y la radiación UV en las bandas ABC (Viúdez-Moreiras et al.,2019).

Para estudiar elcambiodeestosparámetros(Taire,Tsuelo,P,radiación)durantelaGDS2018,primero

F erentesfases(separadasporbarras verticales)delaGDS2018Fuente:Elaboraciónpropia

De todas las variables atmosféricas analizadas enlaGDS2018,elefectomásdramáticoseobserva en laatenuaciónsufridaporelflujoUVenelcanalREMSUV-ABC(Figura9) Sepasaderecibiruna radiación solar de ~15 W/m2 , en situación previa a la GDS, a prácticamente recibir sólo ~ 1 W/m2 Esta situación supone una atenuación de ~95% en los flujos UV con respecto a la situación en el cráter Gale antes de llegar la tormenta de polvo Esta disminución del flujo UV es consecuencia del aumento de la cantidad de polvo en suspensión originada por la GDS2018, ya que aumentó la opacidad de la atmósfera Es decir, la tormenta de polvo produceunaumentodelacantidaddepolvo suspendido en la atmósfera, esto produce una reducción de la insolación de la superficie diaria aproximadamente ~75% hasta ~35% (Viúdez‐Moreiras et al , 2019, 1899-1912), comparado con la que recibe la parte superior de la atmósfera. A su vez, esta mayor densidad de polvo atmosférico produce variaciones en los parámetros atmosféricos de P y T. Se presenta un resumen de los valores numéricosobtenidosdepresiónytemperaturasdeaireydesueloenlatabla4.

F ctados durante las diferentes fases (separadasporbarrasverticales)delaGDS2018Fuente:Elaboraciónpropia

El análisis de las temperaturas medias del aire (Figura 10) y de la superficie (Figura 11) indican una disminución moderada de estas variables. El promedio diurno de la temperatura del aire era de ~239 K antes de la tormenta, pero descendió a ~229 K durante el periodo de la GDS, lo quesupone di i ió d l di d 10 K (T bl 4) Si b l i l

De nuevo, al igual que en el caso de la temperatura del aire se observa que al principio hay una diferencia mayor entre máximos y mínimos, y en torno al sol 2085, esta disminuye Cuando la tormenta comienza a disiparse (a partir del sol 2101), se aprecia en la gráfica que los máximos y mínimostiendenasepararse(Viúdez‐Moreiras et al ,2019,1899-1912)

De forma similar a lo que sucedió con la temperatura del aire (Tabla 5), latemperaturamediadel suelo prácticamente no varió, sufriendo un ligero incremento de unos 5 K, pero mostró un cambio mucho mayor en el rango diurno,ΔTdiurno=Tmáxima-Tmin,,quedisminuyóde 150a 65K(ΔTdiurno 85 K) durante la fase de inicio de la tormenta (soles 2060-2080) La temperatura máxima del suelo disminuyó de ~290 K a ~260 K, mientras que la mínima aumentó de ~141 a ~193 K También se observa una ligera disminución en Tmin(aire) y Tmin(suelo), y un aumento en Tmax(aire) yTmax(suelo),alfinalde la fase más polvorienta, debido a la disminución en la opacidad atmosférica(Viúdez‐Moreiras et al , 2019,1899-1912)

Tabla 5: Valores promedio, amplitud y diferencias de la presión, temperatura del aire y del suelo entre la fase normal (soles 2061-2075) y la fase polvorienta (soles 2085-2100) de la GDS2018

Fuente:Elaboraciónpropia

2136 100).

La presión atmosférica media sufre un incremento de unos 31 pascales, pero la ΔPmínima 7,56 Pa y ΔPmáxima ~53 Pa,yladistanciaentreestosparecemantenerseigualduranteeltranscursodeltiempo,ya que ambos tienden a subir con la misma intensidad. Las presiones medias más bajas en MY34 en comparación con los MYs 31-33 se deben a la mayor elevación delroverenlaspendientesde Aeolis Mons despuésdequeelrovercomenzaraaascendermásrápidoqueantes.

Si consideramos el periodo que rodea la GDS, la presión media varía según el ciclo estacional habitual debido a la sublimación de los casquetes polares marcianos y apenas fue afectada por la

t ΔP= Pmax-Pmin, dentro de cada sol varía durante la tormenta (Figura 13), que también se observó durante las tormentas de polvo de 1977A y 1977B (Ryan y Henry, 1979; Ryan y Sharmann, 1981) El rango diurno aumentó de ΔP=~106PaantesdelatormentaaΔP=~150Paenpromediodurantelossoles2090–2100

El polvo atmosférico está directamente relacionado con el calentamiento atmosférico, lo que produce la expansión y el movimiento de las masas de aire, lo que a su vez provoca cambios en la presión delasuperficie Portanto elpolvodelatormentaproducirá porunaparte lamodificaciónde

había pasado desapercibido y del cual depende la presión atmosférica: la altitud La posición del rover Curiosity cambió en el eje Z (altitud respecto al punto de aterrizaje: el cráter Gale) unos 236,7 metros desde el año en el que se midió la presión por primera vez (Soles: 1400 a 1468)hastaelañoenelqueseprodujolaGDS2018 (Sol:2061a2136),comosemuestraenlassiguientesfiguras14-155

Figura 14: Altitud antes Fuente:Elab

F en función de la altitud del Rover Curiosity: a) VariacióndelapresiónunañomarcianoantesdelaGDS2018;b)Variacióndelapresión durante la GDS2018; c) Gráficas a y b conjuntas;d)DiferenciadealtituddelRover Curiosity durante laGDS2018yunañomarcianoantes.Fuente:Elaboraciónpropia.

La considerable diferencia en cuanto a altitud del rover Curiosity (Figura 15d) a lo largodeestos dos años, puede haber sido la causante de la bajada de presión durante la tormenta, a pesar de la presenciadepartículasdepolvoensuspensión

Cabe señalar que estas caídas se daban durante el día, ya que durante la noche la presión y la temperatura se veían afectadas por fenómenos relacionados con las estaciones marcianas, ynoporla tormentaglobal(OrdóñezEtxeberría et al ,2018)

5.3. Estudiodelosvórticesconvectivosdepolvo,DustDevils(DD)

El estudio delosDDsseharealizadodesdedosperspectivas:1)Detecciónycaracterizacióndelos DDs a partir de los datos aportados por los diferentes sensores de REMS y MEDA de los rovers Curiosity y Perseverance, respectivamente y; 2) Estimaciones de lainfluenciadelosDDenelaporte depolvoalaatmósferamarciana

5.3.1.Detección y caracterización de los DD a partir de los datos aportados por los diferentessensoresdelosroversCuriosityyPerseverance

Se ha realizado el análisis de tres vórtices convectivos cargados con polvo (DDs) en Marte, detectadosporlosrovers Curiosity y Perseverance,ylocalizadosenlocalizacionesdistintas(Tabla6):

Tabla 6: Sensores de rovers utilizados en la detección de los DDs estudiados. Fuente: Elaboración propia.

● Caso1:EventodetectadoporREMSdelRoverCuriosityenelsol1417-Cenel cráterGale

A partir de los datos registrados por el Rover Curiosity, se ha detectado el evento tipo DD correspondiente al sol 1417. Las figuras 16-18 representan las distintas variables físicas/meteorológicas registradas durante ese evento: presión atmosférica (Fig. 16), temperaturas (Fig.17), índice UV ABC (Fig.18). Las figuras muestran que el DD afecta a las magnitudes presión atmosféricaeíndiceUV ABC,peronoafectaalatemperaturadelaire.

Figura 16.Presiónatmosféricaregistradaduranteelsolmarciano1417-C.Laflechamuestraelefecto delDDenlapresiónatmosféricalocaldeMarte Fuente:Elaboraciónpropia

Figura 17: Temperaturas registradas durante el sol marciano 1417. No se detecta efecto del DD. Fuente:Elaboraciónpropia.

Si se amplía la zona en la que se ha detectado el evento (Figuras 19-21), para apreciar con más claridad su efecto, se detecta el evento “dustdevil”enelinstantedetiempo(mínimapresión)12h26 m 13 s del sol 1417 (Figura 16) También en ese instante se detecta un mínimo de radiación UV (Figura 18) Las temperaturas (Figura 17) no muestranningunavariaciónsignificativaporelpasodel DD

El tiempo del evento es 523283385 s, tiempo terrestre contado a partir del 1 de enero de 2000 Por lo que han pasado desde ese día 6056 días, 12 horas, 29 minutos y 45 segundos Por lo tanto,la fechadeleventoenlatierracorrespondeal31deJuliode2016alas12h29miny45segundosGMT

Figura 18: Índice UV ABC registrado durante elsolmarciano1417 ElefectodelDDnoseaprecia concluyentementeenestaescala.Fuente:Elaboraciónpropia.

Figura 19: Presiónatmosféricaregistrada(20minutos)entornoaleventodelsol1417.Seapreciala influenciadelDDenlapresiónatmosféricalocalalas12h26min13s Fuente:Elaboraciónpropia

,acordeconlosvaloresobtenidos paraotrosDDsanalizadosenelcráterGale(OrdóñezEtxeberría et al ,2018)

Figura 20: Temperaturas registradas (20 minutos) en torno al evento del sol 1417. No se detecta efectodelDDenlatemperatura Fuente:Elaboraciónpropia

Figura 21. Índice UV ABC registrado (20 minutos) en torno al evento del sol 1417 En esta ampliación sí que se detecta el efecto del DD en el índice UV a las 12 h 26 min 13 s Fuente: Elaboraciónpropia

Analizando en detalle el minuto del evento y, centrándolo enelinstantemínimodepresión(t=0), seharealizadoelajusteaunalínearectadebaseyaunafuncióndeGauss(Figura22):

Aplicando la ecuación de Bernoulli (Riaño & Echeverría, 2020), la caída de presión se relaciona conlavelocidaddelfluidoporlaexpresión:

En nuestro caso la variación de presión es ΔP=-405 PavariaciónrelativaΔP/P=405/773=05% del valor medio y supuesta la densidad 0017kg/m3 (Johnson, W, Withrow-Maser, S, Young, L, Malpica,(Johnson et al ,2020),lavelocidaddelvientoeneseDDsería2183m/s(78km/h)

Figura 22 : “Caída” de presión atmosférica en el minuto del evento Se han incluido los puntos experimentales (medidas) y el ajuste a una línea recta de base y una función de Gauss dealtura4.05 Payanchuraamediaaltura3.31s.Fuente:Elaboraciónpropia.

Figura 23: Temperaturasregistradasenelminutodelevento Fuente:Elaboraciónpropia Enelcasodelaradiación(Figura24)seobservaeneleventounavariacióndrásticadelaradiación en torno a un punto, que correspondería a una variación relativa del 8 % Esto indica que la sensibilidad de la variable radiación /irradiación o índice UV es mucho mayor que lasensibilidadde la presión para detectar el DD En resumen, con estas gráficas de detalle (Figuras 19, 21,22 y 24)se

a nsensiblesaesteDD,siendomás sensiblelamedidaderadiaciónoíndiceUV

Por el contrario, en la temperatura (Figura 23) se percibe una pequeña variación, que podría ser causada por elcambiorepentinoenladirecciónyvelocidaddelviento Sinembargo,seconsideraque estevórticenosepuedemedirconlaprecisiónrequeridaapartirdelosdatosdetemperatura Esdecir, enestecaso,losdatosdeTnodetectanalDD(OrdóñezEtxeberría et al ,2018)

Figura 24:ÍndiceUVABCregistradaenelminutodelevento.Fuente:Elaboraciónpropia.

● Caso2:EventonodetectadoporREMSdelrover Curiosity enelsol2847-Cenelcráter

Gale

Las imágenes captadas por una la cámara Navcam del rover Curiosity,enelsol2847,muestranla formación y evolución de un DD en torno a las 11:35 h LTST (Curiosity Spots a Dust Devil in the Hills – NASA Mars Exploration,2020)(Newman,2020).LasimágenessemuestranenlaFigura25.

Figura 25:

Curiosity enel sol 2847 a las 11:35 h LTST Fuente: Curiosity Spots a Dust Devil in the Hills – NASA Mars Exploration

La NASA estimó que este vórtice convectivo, se encontraba a unadistanciaaproximadadelrover de entre medio y un kilómetro, su anchura era de 5 m y su altura de 50 m (Curiosity Spots a Dust Devil in the Hills – NASA Mars Exploration, 2020) Conocido este evento, se ha intentado ver el efecto de este DD en los datos registrados ese día por REMS del Curiosity En lasfiguras30y31se representa la presión atmosférica y latemperaturamedidasporREMSduranteelevento Nosetienen datos registrados del índiceUV ABC Alcontrarioqueeneleventoregistradoenel1417(caso1),en el sol 2847 no hemos detectado ningún cambio o influencia del vórtice ni en la presión ni en la temperatura (Figuras 26-27) El efecto del DD en la presión es un efecto “local”, relacionado con la

ElaboraciónpropiaapartirdeuneventodetectadoporlacámaradelRover

velocidad local de viento (ecuación de Bernoulli: ), que no se ha visto en este caso ∆�� 2 ρ�� modificadaporelDD,yaquesehadesarrolladoyavanzadolejosdelossensoresdelrover.

● Caso3:EventodetectadoporMEDAdelrover Perseverance enelsol166-Penelcráter Jezero

Los vórtices convectivos diurnos y los remolinos de polvo son comunes en el cráter Jezero. Mientras que el levantamiento de polvo por ráfagas de viento parece relativamente raro dentro del cráter Jezero, el levantamiento por vórtices convectivos es muy común (Newman et al., 2022). Esta mayor actividad en DDs, puede estar relacionada con que el cráter esté cerca de lo que Newman describe como una "pista de tormenta depolvo"quecorredenorteasurportodoelplaneta.Además, Newman propone que la mayor actividadenJezeropodríadeberseafactorescomolarugosidaddesu

Figura 26: Presiónregistrada10minutosentornoaleventodelsol2847 Fuente:Elaboraciónpropia

Figura 27: Temperatura registrada 10 minutos en torno al evento del sol 2847. Fuente: Elaboración propia

s 's Perseverance Studies the Wild Winds of Jezero Crater – NASA Mars Exploration,2022)

Recientemente, se han caracterizado una gran abundancia de DDs en el cráter Jezero que atraviesan el rover Curiosity (Newman et al , 2022) En este caso, con los datos aportados por el nuevo rover Perseverance, se ha analizado otro evento (DD) correspondiente al sol 166 Las figuras 28-33 representan las distintas variables físicas/ meteorológicas registradas durante el sol 166 Además de la presión atmosférica local, la temperatura y el índice de radiación UV (incluyendo radiación lateral e irradiación en este caso), se han representado la velocidad y dirección de viento (Figura5),datosexclusivamenteaportadospor Perseverance (CentrodeAstrobiología,2020)

La firma de todos los vórtices convectivos que pasan próximos al rover Perseverance, es muy distintivaapartirdelosdatosdevientoypresiónmedidosporMEDAy,enalgunaocasiones,también lo son los datos de temperatura y de flujo de onda larga Además, los datos procedentes de los fotodiodos de RDS de MEDA permiten identificar aquellos vórtices con un contenido de polvo significativo Unejemplodeloanterior,lomuestraelanálisisdelosdatosmedidosporMEDAparael eventoDD-166,queacontinuaciónvamosaanalizar(Newman et al ,2022)

Enestecaso,eltiempodeleventoes681678411s,tiempoterrestrecontadoapartirdel1deenero de 2000 Por lo que han pasado desde ese día 7889 días, 19 horas, 6 minutos y 51 segundos Por lo tanto, la fecha del evento en la tierra corresponde al 7 de agosto de 2021 a las 19 h 06 min y 51 segundosGMT

En las Figuras 28 y 29, se presentan las presiones locales y la radiación RDS lateral en el sol analizado, en ambas se detecta claramente el eventotipoDD Denuevoenlavariabletemperaturano se detecta el vórtice, por lo que no hemos incluido las gráficas En las Figuras 30-35, se presenta el detalle ampliado (zoom - 1 minuto) de las magnitudes presión, irradiación, RDS lateral, velocidad y direccióndeviento EntodasellasseapreciaclaramenteelfenómenodetipoDD

Figura 28: Presiones atmosféricas registradas por las sondas del rover Perseverance durante el sol marciano166.Fuente:Elaboraciónpropia.

Figura 29: Irradiación RDS lateral registrada por el sensor 4 durante el sol marciano 166 Fuente: Elaboraciónpropia.

La Figura 30 muestra una caída de presión (ΔP =5Pa)decortaduración,condospozos Además los pozos ocurren en tiempos muy similares en ambos casos En la Figura 31,radiaciónRDSlateral, observamos que en los dos sensores el pico se produce entiemposdiferentes:<0enlasonda2y>0 en la sonda 4 Este fenómeno se aprecia con mejor detalle en las Figuras 32 y 33 Los picos de las figuras32-33,sonconsistentesconlaluzdispersadeunvórticepolvorientosobreelrover

Figura 30: Presión registrada relativa al evento a las 13:05:34 Se observa la “caída” de presión atmosférica.Fuente:Elaboraciónpropia.

RDSlateralCanales/sensores2y4 Fuente:Elaboraciónpropia

Figura 31: Irradiación registradarelativaaleventoalas13:05:34

Figura 32: Irradiación canal 2 registrada, relativa al evento a las 13:05:34. Fuente: Elaboración propia.

Este fenómeno también se aprecia al analizar en detalle la velocidad de viento (Figuras 34 y 35), aunque menos marcado en elCanalBoom2,quesolomuestraunmáximo LaFigura35,direcciónde viento, muestra un cambio de dirección de las veletas del anemómetro durante el evento, cambiando ladireccióndelvientodelorden180ºantesydespués Esosugierequeelviento,quedetectaelsensor, ha cambiado dedirecciónenelDD(Figura36) Todosestosdatossoncompatiblesconelmovimiento tipotorbellinodelvientoenelDDqueatraviesaelroverysussensores(Figura36):

● AcercamientolateralalRover

● Incremento de la velocidad en una dirección, disminución de la presión atmosférica local y variacióndelairradiaciónlateralenelsentidodellegada(sonda2)

● Velocidadmínimaenel“ojo”deldustdevil

● Incremento de la velocidad en la dirección opuesta, disminución de la presión atmosférica localyvariacióndelairradiaciónlateralenelsentidodealejamiento(sonda4)

Figura 33: Irradiación canal 4 registrada, relativa al evento a las 13:05:34 Fuente: Elaboración propia.

propia.

Se propone la posible trayectoria del DD con respecto a Perseverance (Figura 36), en la que se aprecia, como éste al pasar sobre el rover, el sensor de viento captaría el cambio de sentido en la dirección del viento Murdoch ha caracterizado este mismo tipo de situación (Murdoch et al , 2022, 1-11)

Figura 34: Velocidaddelvientoregistradorelativaalevento13:05:34 Fuente:Elaboraciónpropia

Figura 35. Dirección del viento registrado relativa al evento 13:05:34 En ambos sensores se aprecia un cambio de dirección del viento ≈180º. Fuente: Elaboración

En la Figura 37, se h o enelinstantemínimo de presión (t=0) Se ha p 1, a una línea recta de base y a una función d mejora el ajuste de los datosobtenidos):

Aplicando la ecuación de Bernoulli (Riaño & Echeverría, 2020), la caída de presión se relaciona conlavelocidaddelfluidoporlaexpresión:

En nuestro caso ΔP=52 Pa y supuesta la densidad 0017 kg/m3 (Johnson et al , 2020), la velocidad del viento en ese dust devil sería 24.73 m/s (89 km/h). Este valor es muy similar al detectado por el anemómetro (Figura 34) con una velocidad de viento ≈ 23 m/s (83 km/h): es decir, desviaciones inferiores al 10 %.

Figura 36: Trayectoria azul)ytamaño(círculos blancos) con respecto al direcciónderotaciónen elsentidodelasagujasd

5.3.2. Estimación de la cantidad de masa de polvo levantada y densidad de la esteladelDD

Para realizar la estimación de la cantidad de masa de polvo que levantaelDD,sehapartidodela hipótesis de que se conserva la energía mecánica del polvo en dicho evento Es decir, la energía cinética de la corriente de aire que mueve el DD es igual a la energía potencial del polvo en suspensión (EKP ≈ UP) (Tipler, 1992) Así,lamasadepolvolevantadapuedecalcularseapartirdelos siguientesapartadosa),b)yc):

a)la energía cinética de la corriente de aire quemueveelDd:

(ec.1) �� �� = 1 2 ρ�� 2����ℎ

En esta expresión, ρ es la densidaddelaire, v lavelocidaddelviento, D eldiámetro, L elrecorrido y h la altura del DD y DLh su volumen total. Suponemos que el DD tiene una geometría aproximadamentecilíndrica.

Unafracción CP deestaenergíasetransfierealpolvo,esdecir,seutilizaparaelevarlo.

2����ℎ�� ��

El valor de CP depende de la zona, es decir si es arenosa o rocosa, del material si esmásdensoo menosdenso,delapropiaformadelpolvo PodemossuponerqueelvalordeCP esde0a05

Al finalizar el DD, una cantidad de polvo de masa M se encuentra dispersa en el volumen de la atmósferaquehaabarcadoelDD

b)La energía potencial del polvo en suspensión es: (ec.3) �� �� = ����ℎ

Donde es la altura media del polvo en suspensión, es decir h/2. La conservación de la ℎ ℎ= energíaimplicaqueEKP ≈ UP ydespejandoM,seobtiene:

Figura 37. “Pozo” de presión atmosférica en el minuto del evento. Se han incluido los puntos experimentales (medidas) y el ajuste aunalínearectadebaseyunafuncióndeGaussdealtura52Pa yanchuraamediaaltura326s Fuente:Elaboraciónpropia

Para obtener el númerototaldepolvolevantadoporlosDustDevil,seutilizanvaloresmediosyse multiplicaporelnúmerodeDustDevilNDD.

c)DensidaddelaireenMarte

La densidad del aire en la Tierra en función de latemperatura(T)ylaaltitud(h)estádeterminada por la ecuación (ecuación 5) de la atmósferaestándar(ISO 2533:1975 - Standard Atmosphere,1975). Consideraremos esta misma expresión (ecuación 5) para el estudio de Marte, de manera preliminar. (ISO 2533:1975 - Standard Atmosphere,1975)

Tabla 7: ValoresdeparámetrosatmosféricosenlaTierrayMarte.Fuente:(Clancy et al.,2017)

Así,lasestimacionesparaunDDenMarteson:

● Si la densidad del aire marciano es 0.017kg/m3 (Johnson et al., 2020, 10)ylaaceleraciónde la gravedad 3.72m/s2 (Clancy et al.,2017)(Tabla7),unDDdevelocidadv=10m/s,diámetro D=7.5m,recorridoL=4000m,supuestoCP=0.4,levantaría5483kgdepolvo(ecuación4).

● Cálculo del volumen medio del DD a lo largo del recorrido Si calculamos VDD = D L h · · (dóndediámetrodelDDesD=75m,recorridoL=4000myalturadelDDh=1000m),

VDD=7.5 4000 1000=3 107 m3/DD · · ·

● Si la altura del DD es h=1000 m, la densidad de partículas en la estela del DD sería 183 μg/m3

● Cantidad de polvo movilizada por 100 DDs/solyporañomarciano.Sisuceden100DDa lo largo de un sol marciano en todo el planeta, la cantidad total de polvo levantado en elsol sería de 5483 t Por lo tanto, la cantidad estimada de polvo aportada por los DDs en unaño marciano(668,6soles)seríade~366 105 t(ecuación5)

Marte: Los torbellinos de polvo levantan anualmente aproximadamente la mitad del material que las tormentas de polvo locales y regionales y, por lotanto,sonuncontribuyentesignificativodepolvoalaatmósfera marciana (Whelley & Greeley, 2008) Whelley estima que los DD producen un elevamiento global depolvoalaatmósferade23±1 1011 kgdepolvo/año SiconsideramosquecadaDD, enpromedio,aporta5483kg,entonces,

N(DDs/año)= =4 107 DD/año 23±11011������������������/��ñ�� 5483����/����

● Número de DDs equivalentes a la tormenta local que alcanzó el cŕater Gale, alcanzando una superficie de un tamaño de 482 km2 , y hasta una altitud de 19 kmsobreelsuelo,ycuyo volumendepolvomovilizadofuede3 1015 m3 (Ordoñez-Etxeberria et al ,2020). ·

N(DDs/tormentalocal)= =108 DD/tormentalocal

6. Conclusiones

Se han conseguido los objetivos principales de esta investigación consistentesenhacerunestudio dealgunosdeloseventosdepolvoqueafectanaladinámicadelaatmósferadeMarte.

Poniendo en relación el análisis de los resultados realizados en el apartado 6 y las hipótesis inicialmentepropuestasenesteestudio(apartado4),sepuedeconcluirque:

● EncuantoalaH1:

Tras análisis de los datos aportados por REMS y MEDA (Tabla 8), de los tres eventos DDs analizados, podemos concluir que H1 es parcialmente correcta. Es decir, los sensores meteorológicos de T, P e irradiación UV de los rovers Curiosity y Perseverance detectan la presencia de DDs marcianos, siempre y cuando el DD pase porelrover.LascaídasdepresióndetectadassondeΔP=5 Pa, aproximadamente. Los sensores para medir la caída de irradiación UV-ABC y el cambio de la velocidad del viento, incorporados en el rover Perseverance, son de especial utilidad en la detección deDD Sinembargo,losdetectoresdetemperaturanosonsensiblesalosDD

Cuando estos eventos polvorientos están algoalejadosdelrover(sol2847-C),losúnicossensores quelopuedendetectarsonlacámaraysiemprequeéstaestébiendirigidahaciaeleventodepolvo Es decir, los vórtices convectivos son fenómenos locales que únicamente producen cambios de presión atmosférica y variación de la irradiación muy local Recientemente, Murdoch ha descrito cómo Perseverance ha detectado un DD marciano, al pasar por el rover: ha realizado la grabación del sonidodelDDylohafotografiadosimultáneamente(Murdoch et al ,2022)

● EncuantoalahipótesisH2:

Esta hipótesis no ha podido ser confirmada rotundamente a partir de este estudio, porque se requiere el análisis de una gran cantidad de DDs en un largo periodo de tiempo y en diversas localizaciones marcianas Sin embargo, sí se concluye que, aunque los DD son fenómenos muy locales ybreves,sonmuyrelevantesenlaaportacióndepolvoalaatmósferamarciana,portratarsede fenómenos que se dan con gran frecuencia en muchos puntos de Marte En todo caso, con las estimaciones realizadas (apartado 632), la hipótesis H2 no sería correcta, porque sehaestimadoque el número de DDs es de 4 107 DD/año. Es decir, se producirían 400 veces más DDs que los propuestosporlahipótesis.

● EncuantoalahipótesisH3:

Se confirma. Los datos estudiados muestran que la tormenta de polvo global MY34-GDS2018 tuvo una gran influencia sobre la meteorología de Marte y, en particular, en el cŕater Gale. Se han observado cambios globales y repentinos: en la temperatura, en la presión y, sobre todo, en la radiacióndetectadaporelRover Curiosity,causadosporelpolvoensuspensión.

olvoproducidoporlatormentade polvo global GDS2018, con efectos notados primero en los datos de presión Es particularmente destacable la considerable disminución de la radiación UV, como resultado de la absorción y dispersión del polvo en la banda UV Las temperaturas medias diurnas del aire y del suelo variaron casi 10 y 6 K debido a la menor radiación que llega a la superficie Además, sus ciclos diurnos y máximosymínimosexperimentaronfuertesperturbaciones Elenfriamientodiurnoyelcalentamiento nocturno resultantes de la GDS redujeron la amplitud diurna de la temperatura del aire cerca de la superficie en 43 K y la temperatura del suelo en 67 K Durante el período más polvoriento, la temperatura del suelopermaneciómáscálidaquelatemperaturadelairecercadelasuperficiedurante la noche y, por lo tanto, la típica capa de inversión nocturna estuvo ausente cerca de la superficie, debidoalmayoracoplamientoentrelasuperficieylaatmósferaenlascondicionesmásopacas

● EncuantoalashipótesisH4 yH5

Ambas se confirman Durante la tormenta de polvo global MY34-GDS2018, las variaciones diurnas de temperatura del aire, de temperatura del suelo, y de presión (ΔTdiurno y ΔPdiurno) son muy bruscasentreeliniciodelatormentaysusfasesmáspolvorientas

● EncuantoalahipótesisH6:

Se confirma Es decir, la estación MEDA, al poseer más instrumentos que miden la presencia de polvo, permite una mejor caracterización de los eventos (DD y tormentas) que la estación REMS (Figura 5) MEDA disponedesensoresdeíndicerefracción(UV-ABC)ydevelocidadydireccióndel viento, los cuales permiten determinar qué eventos meteorológicos llevan asociados un aumento del polvoenlaatmósfera(Tabla8)

Sol1417 (Curiosity)

Sol2847 (Curiosity)

Sol166 (Perseverance)

Sensorpresión atmosféricalocal

Sensoríndice refracción(UV-ABC)

Detección

Nodetección(evento muylejanodelsensor)

Detección

Nohaydatos Nohaydatos Detección

SensorRDS Nohay Nohay

Sensorde temperatura Nodetección Nodetección(evento muylejanodelsensor)

Velocidadydirección delviento

Nohaydatos Nohaydatos

Cámara Nohaydatos Detección

PosibleDetección

Nodetección

Detección

Nohaydatos

Tabla 8: Detección de los DDs por los sensores de Curiosity y Perseverance. Fuente: Elaboración propia.

Este análisis muestra la evolución tecnológica de las estaciones meteorológicas utilizadas por los roversalolargodeltiempoylainfluenciadelemplazamientodelosroversenMarte.

7. Limitaciones yperspectivasfuturas

Enesteestudiohemostenidolassiguienteslimitaciones:

El análisis de datos ha supuesto un reto en este trabajo. Se han tenido que descargar un gran volumen (ej.:. 30000 filas x 15 columnas) de datos que ha resultado imposible tratar a través de Google Spreadsheets. Finalmente, hubo que cambiar de programadetratamientoymanejarlotodoen MicrosoftExcel.

7.2. Acercadelaslimitacionesdelosdatosdelasestacionesmeteorológicas

La medición de los eventos polvorientos, como los DDs, es muy difícil de realizar desde las estaciones meteorológicas de los rovers, si el fenómeno noatraviesaalosmismos.Porlotanto,noes posible hacer una medición muy exhaustiva de todos estos procesos de esta manera. Se requieren imágenesorbitalesdesatélitesquecomplementenesteestudio.

Para realizar el estudio de las estaciones marcianas, no siempre se ha dispuesto de datos (adquisición de datosnoescontinuayserequiereunagransincronizaciónyajustedeparámetrospara calibrarlos.) o estos no han sido de suficiente calidad. El polvo puede afectar a las estaciones meteorológicas, lo que limitalamediciónregulardedatos.LaconectividaddelosroversconlaTierra es limitada, por lo tanto, cuando es necesario hacer una transferencia de información importante, como por ejemplo una imagen, se pausa o limita la transmisión de otras variables (I. Ordoñez-Etxeberría,comunicaciónpersonal,10deoctubrede2022)(NASA,2019).

Lasperspectivasfuturasquepuedendarcontinuidadaestetrabajoson:

7.3. UtilizaciónfuturadedatosdePerseverance

Cuandohayasuficientesdatosprocedentesde Perseverance yqueéstosseanpúblicos:

● Realizar un estudio de los parámetros atmosféricos (P, T, radiación, ), a lolargodeunaño marcianocompleto.

● HacerunestudiodelnúmerodeDDsqueelroverdetectaalolargodeunmesodeunperiodo superiordetiempo.

7.4. Correccionesycambiosfuturos

El cambio de la posición de los rovers en altura, modifica la presión atmosférica que miden Se debe hacer una corrección, pero no hemos podido hacerla por falta de tiempo Por lo tanto, es una mejoraarealizar

7.5. Acerca de las lecciones a seguir en la Tierra: Marte como patrón de estudio del cambioclimático

Marte es una joya de información que puede ser utilizada como un patrón de funcionamiento de los cambios producidos por la dinámica de polvo sobre el clima marciano Al estudiar los cambios climáticos dramáticos que ha sufrido en su historia podemos preguntarnos por qué no han ocurrido aquí, en la Tierra, y por qué sí en Marte Ahora que el cambio climático constituye un problema acuciante, Marte nos puede enseñar qué pasaría si pasamos cierto umbral Entender lasinteracciones entre el polvo y la atmósfera (sin la acción del ciclo del agua) en Marte, puede ser muy útil para estudiar el efecto albedo sobre el clima Este dato, junto con que prácticamente no posee vapor de agua, convierten a la atmósfera marciana en una candidata perfecta a modelos de dinámica atmosféricaglobalesbasadosenprocesossecos

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