El planeta Marte tiene dos casquetes de hielo permanentes en sus polos. Durante el invierno de un polo, permanece en continua oscuridad, enfriando la superficie y provocando la deposición del 25-30% de la atmósfera en bloques de hielo de CO2 (hielo seco). Cuando los polos se exponen nuevamente a la luz solar, el CO2 congelado se sublima. Estas acciones estacionales transportan grandes cantidades de polvo y vapor de agua, dando lugar a heladas similares a la Tierra y grandes cirros.
Los casquetes en ambos polos consisten principalmente en hielo de agua. El dióxido de carbono congelado se acumula como una capa comparativamente delgada de aproximadamente un metro de espesor en la capa norte en el invierno boreal, mientras que la capa sur tiene una capa de hielo seco permanente de aproximadamente 8 m de espesor. El casquete polar norte tiene un diámetro de aproximadamente 1000 km durante el verano boreal marciano, y contiene aproximadamente 1,6 millones de km³ de hielo, que si se distribuyese uniformemente en el casquete resultaría en 2 km de espesor. Esto se compara con un volumen de 2,85 millones de km³ de la capa de hielo de Groenlandia.. El casquete polar sur tiene un diámetro de 350 km y un espesor de 3 km. El volumen total de hielo en el casquete polar sur más los depósitos en capas adyacentes también se ha estimado en 1,6 millones de km³. Ambos casquetes polares muestran depresiones en espiral, que un análisis reciente del radar de penetración de hielo SHARAD ha demostrado que son el resultado de vientos catabáticos aproximadamente perpendiculares que giran en espiral debido al efecto Coriolis.
El congelamiento estacional de algunas áreas cercanas a la capa de hielo sur da como resultado la formación de 1 m gruesas placas de hielo seco sobre el suelo. Con la llegada de la primavera, la luz solar calienta el subsuelo y la presión del CO2 sublimado se acumula debajo de una losa, elevándola y finalmente rompiéndola. Esto conduce a erupciones similares a géiseres de gas CO2 mezclado con arena o polvo basáltico oscuro. Este proceso es rápido y se observa en el espacio de unos pocos días, semanas o meses, una tasa de cambio bastante inusual en geología, especialmente para Marte. El gas que corre por debajo de una losa hasta el lugar de un géiser esculpe un patrón en forma de araña de canales radiales por debajo del hielo.
En julio de 2018, científicos italianos informaron del descubrimiento de un lago subglacial en Marte, debajo de la superficie de los depósitos estratificados del polo sur (no debajo de la capa de hielo permanente visible), y de aproximadamente de ancho, la primera masa de agua estable conocida en el planeta.
Congelación de la atmósfera La investigación basada en leves cambios en las órbitas de las naves espaciales alrededor de Marte durante 16 años encontró que cada invierno, aproximadamente de 3 billones a 4 billones de toneladas de dióxido de carbono se congelan de la atmósfera hacia el casquete polar del hemisferio de invierno. Esto representa del 12 al 16 por ciento de la masa de toda la atmósfera marciana. Estas observaciones respaldan las predicciones del Modelo Atmosférico de Referencia Global de Marte de 2010.
Capas Ambos casquetes polares muestran características en capas, llamadas depósitos de capas polares, que resultan de la ablación estacional y la acumulación de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. La información sobre el clima pasado de Marte puede eventualmente revelarse en estas capas, al igual que los patrones en los anillos de los árboles y los datos del núcleo de hielo en la Tierra. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por patrones de flujo del viento. Las ranuras también están influenciadas por la cantidad de polvo. Cuanto más polvo, más oscura es la superficie. Cuanto más oscura es la superficie, más se derrite. Las superficies oscuras absorben más energía luminosa. Hay otras teorías que intentan explicar los grandes surcos. Capas en la capa de hielo del norte, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Casquete polar norte miniaturadeimagen| Mosaico de imágenes tomadas entre el 16 de diciembre de 2015 y el 26 de enero de 2016 por Mars Orbiter Mission La mayor parte de la capa de hielo del norte está formada por hielo de agua; también tiene una fina capa estacional de hielo seco, dióxido de carbono sólido. Cada invierno, la capa de hielo crece agregando 1.5 a 2 m de hielo seco. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de sólido a gas) a la atmósfera. Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra, porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de la Tierra (25,19 ° para Marte, 23,44 ° para la Tierra).
Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono.
La capa de hielo en el norte es de menor altitud (base a -5000 m, cima a -2000 m) que la del sur (base a 1000 m, cima a 3500 m). También hace más calor, por lo que todo el dióxido de carbono congelado desaparece cada verano. La parte del casquete que sobrevive al verano se llama casquete residual norte y está hecha de hielo de agua. Se cree que este hielo de agua tiene hasta tres kilómetros de espesor. La capa estacional mucho más delgada comienza a formarse a fines del verano hasta principios del otoño, cuando se forman una variedad de nubes. Llamada capucha polar, las nubes dejan caer una precipitación que espesa la capa. El casquete polar norte es simétrico alrededor del polo y cubre la superficie hasta unos 60 grados de latitud. Las imágenes de alta resolución tomadas con el Mars Global Surveyor de la NASA muestran que el casquete polar norte está cubierto principalmente por surcos, grietas, pequeños bultos y protuberancias que le dan un aspecto de requesón. Los pozos están muy cerca unos de otros en relación con las muy diferentes depresiones del casquete polar sur.
Ambos casquetes polares muestran características en capas que resultan del derretimiento estacional y la deposición de hielo junto con el polvo de las tormentas de polvo marcianas. Estos depósitos de capas polares se encuentran debajo de los casquetes polares permanentes. Ambos casquetes polares también muestran características estriadas, probablemente causadas por los patrones de flujo del viento y los ángulos del sol, aunque hay varias teorías que se han avanzado. Un gran valle, Chasma Boreale atraviesa la mitad del casquete. Son unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad, eso es más profundo que el Gran Cañón de la Tierra.
Cuando la inclinación u oblicuidad cambia, el tamaño de los casquetes polares cambia. Cuando la inclinación es máxima, los polos reciben mucha más luz solar y durante más horas cada día. La luz solar adicional hace que el hielo se derrita, tanto que podría cubrir partes de la superficie en 10 m de hielo. Se ha encontrado mucha evidencia de glaciares que probablemente se formaron cuando ocurrió este cambio climático inducido por la inclinación.
La investigación informada en 2009 muestra que las capas ricas en hielo de la capa de hielo coinciden con los modelos de los cambios climáticos marcianos. El instrumento de radar Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA puede medir el contraste en las propiedades eléctricas entre capas. El patrón de reflectividad revela el patrón de variaciones de material dentro de las capas. El radar produjo una vista en sección transversal de los depósitos estratificados del polo norte de Marte. Las zonas de alta reflectividad, con múltiples capas contrastantes, se alternan con zonas de menor reflectividad. Los patrones de cómo se alternan estos dos tipos de zonas pueden correlacionarse con modelos de cambios en la inclinación de Marte. Dado que la zona superior de los depósitos estratificados del polo norte, la porción depositada más recientemente, es muy reflectante al radar, los investigadores proponen que tales secciones de estratificación de alto contraste corresponden a períodos de oscilaciones relativamente pequeñas en la inclinación del planeta debido al eje marciano no ha variado mucho últimamente. Las capas más polvorientas parecen depositarse durante los períodos en los que la atmósfera es más polvorienta.
Una investigación, publicada en enero de 2010 con imágenes de HiRISE, dice que comprender las capas es más complicado de lo que se creía anteriormente. El brillo de las capas no depende solo de la cantidad de polvo. El ángulo del sol junto con el ángulo de la nave espacial afectan en gran medida el brillo visto por la cámara. Este ángulo depende de factores como la forma de la pared del canal y su orientación. Además, la rugosidad de la superficie puede cambiar mucho el albedo (cantidad de luz reflejada). Además, muchas veces lo que se ve no es una capa real, sino una capa fresca de escarcha. Todos estos factores están influenciados por el viento que puede erosionar las superficies. La cámara HiRISE no reveló capas más delgadas que las vistas por Mars Global Surveyor. Sin embargo, vio más detalles dentro de las capas.
Las mediciones de radar de la capa de hielo del polo norte encontraron que el volumen de hielo de agua en los depósitos en capas de la capa era de 821.000 kilómetros cúbicos. Eso equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia de la Tierra.
Los datos del radar SHARAD cuando se combinan para formar un modelo 3D revelan cráteres enterrados. Estos pueden usarse para fechar ciertas capas.
En febrero de 2017, la ESA publicó una nueva vista del Polo Norte de Marte. Era un mosaico hecho de 32 órbitas individuales del Mars Express.
Casquete polar sur El casquete permanente del polo sur es mucho más pequeño que el del norte. Son 400 km de diámetro, en comparación con el 1100 km de diámetro del casquete norte. Cada invierno austral, la capa de hielo cubre la superficie hasta una latitud de 50°. Parte de la capa de hielo se compone de hielo seco y dióxido de carbono sólido. Cada invierno, la capa de hielo crece al agregar de 1,5 a 2 metros de hielo seco de la precipitación de una capa polar de nubes. En verano, el hielo seco se sublima (pasa directamente de sólido a gas) a la atmósfera. Durante cada año en Marte, hasta un tercio de la fina atmósfera de dióxido de carbono (CO2) de Marte se "congela" durante el invierno en los hemisferios norte y sur. Los científicos incluso han medido pequeños cambios en el campo de gravedad de Marte debido al movimiento del dióxido de carbono. En otras palabras, la acumulación de hielo en invierno cambia la gravedad del planeta. Marte tiene estaciones que son similares a las de la Tierra porque su eje de rotación tiene una inclinación cercana a la de nuestra propia Tierra (25,19° para Marte, 23,45° para la Tierra). El casquete polar sur tiene mayor altitud y es más frío que el del norte.
La capa de hielo meridional residual se desplaza; es decir, no está centrada en el polo sur. Sin embargo, el límite estacional sur se centra cerca del polo geográfico. Los estudios han demostrado que la capa descentrada es causada por mucha más nieve que cae de un lado que del otro. En el lado del hemisferio occidental del polo sur se forma un sistema de baja presión porque los vientos son cambiados por la Cuenca Hellas. Este sistema produce más nieve. Por otro lado, hay menos nieve y más heladas. La nieve tiende a reflejar más luz solar en el verano, por lo que no se derrite ni se sublima mucho (el clima de Marte hace que la nieve pase directamente de un sólido a un gas). La escarcha, por otro lado, tiene una superficie más rugosa y tiende a atrapar más luz solar, lo que resulta en una mayor sublimación. En otras palabras, las áreas con más heladas más duras son más cálidas.