Mars Odissey: ¡hay agua en Marte!

Por Angel Ferrer. Coordinador Sección planetaria.

Vuelve a ser noticia la presencia de agua en nuestro vecino planeta Marte. La nave Mars Odyssey ha detectado evidencias de la existencia de grandes cantidades de agua en la superficie marciana. 3 artículos publicados en Science en Julio de 2002 anuncian grandes cantidades de agua. Las pruebas son indirectas, pero unido a las imágenes tanto de la Mariner, Viking como las detalladísimas de la Mars Global Surveyor, parecen indicar que ha habido agua líquida en su superficie y en grandes cantidades. La Mars Odyssey ha detectado mucha agua en el subsuelo, sobre todo cerca del Polo.

Durante muchos años se creyó que Marte era como una Tierra, con habitantes y civilizaciones. Desde telescopios terrestres, se apreciaban como canales, que aumentaban y disminuían de tamaño, se duplicaban, o simplemente desaparecían. Cambios de la coloración se interpretaron como las cosechas en  los campos. Los canales servirían para trasportar el agua desde los polos hasta las zonas ecuatoriales en un planeta cada vez más seco.

La llegada de las naves Mariner cambió dramáticamente la situación. No había habitantes ni civilizaciones sino cráteres y más cráteres. Con las escasas imágenes enviadas solo se apreció una inmensa y  extraña “cicatriz”, en la zona ecuatorial, bautizada como valle Marineris.  Después de la tristeza de no contactar con “marcianos” se fue descubriendo un mundo geológicamente muy interesante en el que se apreciaban estructuras semejantes a nuestros valles, barrancos, deltas, escorrentías, lagos desecados, acantilados, incluso una dudosa línea costera que separaba dos hemisferios claramente diferentes: el Norte, una inmensa llanura con muy escasos cráteres y el Sur, más elevado y con cientos de cráteres. (Fig. 1 y 2)

Foto1: Región de un posible delta de un río. Cráteres con bordes festoneados sugerentes de una colada de barro por calentamiento del hielo del subsuelo. Formas de lágrima sugerentes  erosión fluvial.

Foto 2: Canales ramificados. Muy parecidos a nuestras cuencas fluviales.

El siguiente hito lo constituyen las Naves Viking en 1975. Estaban preparados con tres experimentos para detectar la existencia de vida en la superficie. Los resultados fueron muy ambiguos y no se pudo detectar existencia de vida.

Tras 20 años, Marte vuelve a ser visitado. Todos recordareis la misión Mars Pathfinder, con su famoso  robotito (Sojourner) que anduvo husmeando varias piedras en el verano del 1996. Los resultados fueron más fotogénicos que científicos.

 La siguiente en llegar fue la Mars Global Surveyor. La colección de imágenes que nos ha proporcionado es realmente magnífica. Miles de fotografías de alta resolución. Lo que antes era un cráter sin más, ahora es un cráter con paredes surcadas de regueros, como manantiales que acaban en una superficie semejante a un lago seco. Las imágenes son demostrativas. (Fig. 3, 4 y 5)

Foto 3: Paredes de un cráter. Se aprecian formaciones más oscuras que parecen como manantiales, con erosión de las paredes y deposición en el fondo.
Foto 4 y 5: Cientos de regueros que nacen en las paredes del cráter.  Recorren cientos de metros y desaparecen. Posiblemente se evapora el agua líquida, dadas las condiciones de la atmósfera marciana.

 

 Posteriormente la mala suerte se cebó en las sondas con destino a Marte. Ya sabéis que hay una ventana de lanzamiento de unos pocos días cada dos años aproximadamente y hay que aprovecharla. La siguiente nave se denominaba Mars Climate Orbiter. Por un lamentable fallo no se puso en órbita, (el equipo de vuelo y el de puesta en órbita usaban  medidas diferentes, unos en millas y otros en kilómetros y ... se perdió la nave). La siguiente, Mars Polar Lander, tuvo la misma suerte. Cuando estaba descendiendo, a solo 40 metros de la superficie marciana el ordenador paró los motores y se estrelló desde esa altura. Evidentemente, dejó de funcionar.

En este artículo nos vamos a centrar en la Nave Mars Odissey. De esta forma podremos seguir con mayor atención los datos que nos vayan llegando por los distintos medios de comunicación.

Después de los dos sonados fracasos, la Agencia Espacial Americana reorganizó las misiones. La prevista para el 2001 se denominaba Mar Surveyor 2001, compuesta de un órbitador y un módulo de aterrizaje, que será puesto con destino a Marte en la próxima ventana del 2003. La misión fue simplificada en un 60% aproximadamente. Así mismo fue bautizada como Mars Odyssey en honor a la película “ 2001: Una odisea del espacio” de Stanley Kubrick.

Misión de la Mars Odissey

La ventana de lanzamiento del 2001 era desde 7 al 27 de abril. Únicamente 21 días. Pero de estos los 10 primeros días son los verdaderamente buenos. Si se lanza los últimos días, llega a Marte con mucha velocidad, lo cual impone más combustible de frenado o en este caso más órbitas de aerofrenado. A su vez hay dos instantes cada día más adecuados para el lanzamiento. (Fig. 6)

Foto 6: Simulación de la Mars Odyssey orbitando sobre Marte.

 

Todo estaba a punto en cabo Cañaveral de Florida. En la primera oportunidad de la ventana de tiro fue lanzada la nave a bordo de un cohete Delta II 7925. Era el día 7 de abril. Desde Internet se pudo ver el lanzamiento gracias a unas cámaras colocadas en el cohete Delta II. No hubo ningún incidente. La trayectoria de la nave era perfecta. Tanto es así que no hubo que corregir su trayectoria prevista para el 16 de abril. Aproximadamente a 3.5 millones de kilómetros la cámara THEMIS (Termal Emisión Imaging System) fotografió  la Tierra y  la pareja Tierra-Luna. La velocidad de crucero es de 3.300 m/s (metros/segundo).

El 23 de Mayo encendió sus motores auxiliares durante 82 segundos modificando su velocidad en 3.6 m/s. La Maniobra de corrección de la trayectoria se repitió el día 2 de Julio (23 s. de encendido de motores modificando la velocidad en 0.9 m/s), el 16 de septiembre (12 s. de funcionamiento de los motores) y el 12 de Octubre (3 s.).

El 21 de agosto comprueban que MARIE (Martian Radiation Enviroment Experiment) no funciona. El resto del equipo va perfecto.

El día 24 de octubre era un día clave en la misión. Tenían que encender los motores y ponerse en órbita. La velocidad a 1.500 km de Marte era de 5.907 m/s y tenía que reducirse a  4.582 m/s para quedar atrapado por Marte. Un tercer fracaso seguido podía retrasar enormemente las misiones a Marte. A las 4h y 26 m hora española se procedía a la operación. Tras 19.37 m. y 266 kg de combustible se puso en órbita. La trayectoria real difería de la ideal en solamente 1 km. Los interesados pudieron seguir la maniobra prácticamente en directo por internet. Habían preparado una página con diversos parámetros, velocidad, combustible, trayectoria, etc. Vamos casi como un juego de simulación pero de verdad. ¡Un éxito!.

Después de la inserción, la nave está en una órbita muy elíptica con un periodo de 18h y 36 m.Tres días después comienza la fase de aerofrenado para conseguir una órbita circular de 2 horas de duración,  a 400 Km. de altura. El aerofrenado consiste en atravesar las capas altas de la atmósfera para disminuir la velocidad y que vaya cayendo la nave. Después de 3 meses y 322 órbitas estaba situada en una órbita con el punto más próximo al planeta  a 201 km y el más lejano a 500 y una duración de 3 h 15 min. Bastó un encendido de motor de 244 segundos para ponerla en la órbita prevista. La técnica de aerofrenado es muy útil para evitar utilizar combustible y por tanto llevar menos peso. Se calcula que en este caso evitó 200 kg. Tiene varios inconvenientes, el más obvio es que solo se puede utilizar en los planetas o satélites con atmósfera. Pero el mayor peligro es la incertidumbre de la densidad atmosférica, pues se modifica por las estaciones del año, tormentas solares, y puede llevar al traste la misión. Esta fase terminó el 13 de enero de 2002.

 El 5 de Febrero despliega la antena principal, una parabólica de 1.3 m con capacidad de comunicación alta. El 18 de Febrero comienza oficialmente las misiones encomendadas a la sonda. Se procede a su calibración y se comprueba que todos los instrumentos funcionan correctamente incluido MARIE. Solo falta desplegar un brazo de 6 metros que lleva al final el espectrómetro gamma (GRS). Es una maniobra arriesgada pues si no se despega correctamente las medidas resultan  distorsionadas por  la propia masa de la nave. Además puede desequilibrar el centro de gravedad y modificar la órbita, etc. El día 4 de Junio de 2002 se desplegó sin ningún problema.

Desde el mismo día 18 de febrero y antes de desplegar el brazo articulado  los científicos habían abierto la compuerta del GRS y puesto a la temperatura ambiental de 140 grados bajo cero que es como mejor trabaja y ¡¡¡premio!!!

Anunciaron que el día 1 de Marzo se daría en una conferencia los resultado preliminares y así fue :  ¡se han detectado numerosos neutrones que sugieren ingentes cantidades de agua a muy poca profundidad, por debajo de la latitud 60º y  sobre todo en el polo Sur!

El 5 de Julio de 2002 se publican 3 artículos en la famosa revista Science, explicando los resultados:- Global Distribución of Neutrons from Mars: Results from Mars Odissey, W.C. Feldman, y cols. Science vol 297 pag 75-78. En total 13 autores de los cuales 10 son del Laboratorio Nacional de los Alamos, 1 de la Universidad de Arizona, 1 de la Universidad de Cornell y un autor del  Observatorio de los Pirineos, Francia. El segundo artículo esta a continuación, en la misma revista, páginas 78 a 81, titulado : Maps of Subsurface Hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odissey. Los autores son Mitrofanov I. y cols. En total firman el artículo 12 autores. Curiosamente los 8 primeros son del Instituto para la investigación espacial de Moscu, los 4 últimos son americanos.

El tercer artículo también está a continuación y se titula Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits. W.V. Boyton y cols. Science vol. 297 pag. 81 a 85. Lo firman 25 autores, hay americanos, rusos, franceses, alemanes y hasta un neocelandés.

A finales de Julio de 2002 estoy escribiendo estas líneas. Estoy seguro que aparecerán noticias muy interesantes durante los próximos meses. Iremos informando.

Pero antes de ver los resultados analicemos el instrumental que lleva la nave a bordo.

Instrumental a bordo

Es una nave relativamente pequeña. Mide 2.2 metros de larga, 2.6 m de ancho y 1.7 m de alto. Pesa 725 kg de los cuales 349 Kg. son de combustible, 332 Kg. de estructura de la nave y soporte básico (antena, ordenadores, paneles solares) y 44.5 Kg. de carga científica útil: un espectrómetro Gamma y dos espectrómetro de neutrones (GRS), THEMIS (Sistema de Imagen de Emisión Térmica) y MARIE (Detector de Radiaciones en Marte). Posteriormente los veremos detenidamente. Los paneles solares desplegados miden 7 m cuadrados y proporcionan 750 Vatios. (Fig. 7)

Foto 7. Representación esquemática de la Nave con el instrumental a bordo.

 

THEMIS. (Termal Emisión Imaging System). Es un espectrómetro funcionando en el infrarrojo térmico con una resolución de 100 metros por píxel junto a una cámara de alta resolución en el espectro visible. Esta última alcanza una definición de 20 m por píxel, cubriendo en cada imagen una superficie de 20 por 20 km. El THEMIS podrá identificar minerales como los carbonatos, silicatos, hidróxidos, sulfatos, óxidos y fosfatos siempre que su proporción sea superior al 10%. Gracias a que trabaja en el infrarrojo térmico es posible que pueda detectar puntos calientes como fuentes termales o volcánicas. También puede identificar lugares de origen hidrotermal o fluvial o bien la cantidad de polvo o roca que contiene el suelo. Se basa en el distinto comportamiento de estos materiales cuando se enfrían por la noche. Sería muy interesante que detectara puntos calientes o lavas pues indicaría que Marte sigue activo geológicamente. Hay volcanes que sus laderas no tienen cráteres de impacto y por tanto se supone que son muy jóvenes, pero no se ha detectado actividad volcánica activa. Así mismo hay grandes extensiones de lava o sedimentos que sugieren un origen reciente. Puede aclarar unos cuantos interrogantes de la geología marciana.

MARIE. (Martian Radiation Enviroment Experiment). Esta destinado a medir la radiación a la que estarían sometidos los futuros astronautas durante el viaje y en la superficie marciana. Hay que tener en cuenta que Marte tiene una atmósfera muy fina y sin campo magnético. Los futuros astronautas estarán sometidos a los rayos ultravioletas, rayos cósmicos, erupciones solares, etc., con mucha mayor intensidad que en la Tierra.

GRS. (Espectrómetro Gamma). En realidad consta de 3 elementos. Aparte del propio espectrómetro de rayos Gamma, tiene dos espectrómetros de neutrones, uno de alta y otro de baja energía. Diseñados por equipos americanos y rusos ( de ahí el origen de los autores de las publicaciones).

 El GRS debe ser capaz de determinar la composición elemental de la superficie marciana con una precisión mayor del 10% y con una resolución de 300 km. Debe ser capaz de detectar la presencia de unos 20 elementos: carbono, oxigeno, silicio, potasio, hierro, magnesio, calcio y azufre, asi como algunos elementos radiactivos naturales. Pero lo más importante es que es capaz de detectar el hidrógeno hasta 1 metro de profundidad. Si hay hidrógeno se puede suponer que esté unido al oxígeno en forma de agua. Sin duda es el que ha proporcionado las mayores satisfacciones a la misión desde los primeros resultados, como luego veremos. Pero, ¿en que se basa? (Fig. 8)

Foto 8. Esquema de las bases físicas de los rayos cósmicos, rayos gamma y neutrones.

 

Se basa en captar los rayos gamma y neutrones que emiten los átomos de la superficie marciana. Algunos isótopos de uranio, torio o potasio emiten espontáneamente radiación gamma cuando se desintegran radiactivamente. Según la energía de la radiación se puede saber a que elemento pertenece y según la intensidad su proporción relativa. Pero la inmensa mayoría de los elementos son estables y no se desintegran. El principio en que se basa el GRS es que la superficie de Marte como la de la Tierra o la Luna está siendo bombardeada continuamente por los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos son partículas cargadas, protones y partículas alfa, que viajan próximos a la velocidad de la Luz. Tienen una energía de varios GeV (mil millones de electrón-voltios). Su origen no esta precisado del todo pero provienen de las estrellas de la vía Láctea y de nuestro Sol. Cuando chocan con un átomo de la superficie marciana o de cualquier cuerpo se producen una serie de reacciones nucleares que generan neutrones de alta energía. Estos neutrones pierden energía por colisión con núcleos atómicos próximos que capturan esa  energía, lo cuales, quedan en un estado excitado y posteriormente vuelven a su estado normal emitiendo el exceso de energía en forma de un radiación Gamma. Puede suceder también que el neutrón vaya perdiendo energía hasta que un núcleo atómico lo captura (se denominan neutrones térmicos). El átomo que captura el neutrón sigue los mismos pasos y para perder el exceso de energía emite un rayo gamma. En ocasiones el neutrón generado por el rayo cósmico es capaz de liberarse y escapar de Marte bien directamente o bien después de alguna colisión con algún átomo de la superficie.

La radiación gamma que emiten los átomos después de las colisiones son específicas y se puede determinar el elemento que lo origina. A su vez cada átomo tiene unas propiedades en cuanto a captura o atenuación de la energía de los neutrones. Esto significa que midiendo la radiación gamma y los neutrones que se escapan tanto los de alta energía como los de baja o muy baja energía (epitérmicos y térmicos) los científico pueden calcular la composición atómica y proporción de los distintos elementos de la superficie marciana.

El Hidrógeno es un caso especial pues tiene una masa muy parecida a los neutrones. El resto de los átomos tiene una masa muy superior: Carbono doce veces, Oxigeno 16, etc y la captura o pérdida de energía es muy diferente. Esto se traduce en que los átomos de Hidrógeno producen una atenuación muy considerable de la radiación gamma y neutrones sobre todo los de baja y media energía. Los lugares con mucho hidrógeno se detectará una disminución o déficit en la radiación o emisiones  de neutrones con respecto a las superficies sin hidrógeno.

A su vez la radiación gamma detecta sobre todo la composición de los primeros 30 cm, mientras que los neutrones informan de la composición hasta 1 metro de profundidad.

El siguiente paso es correlacionar el hidrógeno con el agua. Hay pocos minerales con hidrógeno y prácticamente el único importante es el agua bien líquida o sólida. O sea que detectar hidrógeno es equivalente a decir que hay agua.

Pero no es tan fácil. Para tener mejor sensibilidad y detectar elementos escasos se necesitan muchas horas o días de integración. El Espectrómetro gamma debe estar a muy baja temperatura para evitar interferencias y sobre todo aislado para evitar la propia radiación de la nave. Lo primero es fácil de conseguir, se abre la puerta y entra el frío del espacio hasta conseguir bajar a 193 grados bajo cero. Lo segundo se consigue situándolo en un brazo articulado a 6 metros del cuerpo principal de la nave.

¡Me parece increíble que se pueda medir la radiación emitida por los núcleos atómicos tras colisionar con un rayo cósmico con un pequeño detector situado en órbita a 400 km! (creo que esa admiración e incredulidad empieza a ser signo de vejez).

Resultados.

Ya hemos comentado que la comunicación en rueda de prensa y posterior artículo científico se produjo con sorprendente rapidez.  Los trabajos se basan en la captación de datos desde el 20 de Marzo al 18 de abril de 2002. Por lo visto los resultados no dejan la menor duda. HAY AGUA EN EL SUBSUELO DE MARTE, ¡¡¡ Y MUCHA!!!.

Aparte de cambios locales pequeños en cráteres o cuencas de impacto, lo que han detectado es una alta concentración de hidrógeno, y por tanto de hielo de agua  por debajo de 60º latitud Sur, siendo máxima en el polo Sur. Han calculado que el hielo constituye un 20% a un 50 % del peso del suelo (hasta un metro de profundidad). O lo que es lo mismo: un 50% del volumen. El hielo podría presentarse como pequeños cristales mezclados con la regolita marciana o bien como bolas de hielo o incluso grandes láminas de hielo. (Fig.9)

Foto 9. Detección de radiación gamma y neutrones. Cuanto más oscuro indica menos rayos gamma y neutrones y por tanto una mayor concentración de hidrógeno en el subsuelo. Imagen original  en escala de colores

Este hielo no se distribuiría por igual. A 60 grados de latitud Sur se situaría a 60 cm de profundidad, mientras que a 75º la profundidad sería de solamente 30 cm. A partir de los 60 grados Sur no se han detectado grandes concentraciones de hidrógeno. Se explica por dos causas: el sensor GRS solo puede analizar 1 metro del suelo marciano, y la segunda es que estas latitudes son relativamente cálidas y durante algunos meses de verano puede alcanzar temperaturas relativamente altas que evaporen el agua. Por los cráteres de impacto y las imágenes de la MGS se piensa que el agua está a mayor profundidad, y por tanto no la puede detectar la Mars Odyssey.  (Fig. 10)

Foto 10.: Representación esquemática del primer metro del suelo marciano a distintas latitudes.

Hay un dato curioso y es la no detección de agua en el polo Norte. Se puede explicar porque ahora en el polo Norte marciano es invierno y se supone que hay una capa de hielo de CO2 de unos 15 centímetros por encima de la superficie que impide detectar hielo de agua. Dentro de unos meses será verano y esperan ver los cambios en la composición. Los próximos meses prometen ser muy interesante. (Fig. 11)

Foto 11: Detección de radiación gamma y neutrones. Ausencia en el polo norte y gran concentración en el polo sur, confirmando la presencia de agua en el subsuelo.

La presencia de agua en la superficie marciana responde a algunos interrogantes pero abre nuevas dudas. Los cráteres con contornos irregulares que vemos se explica pensando que el impacto calienta el hielo del subsuelo y se produce como una colada de barro que avanza por la superficie. El valle Marineris pudo originarse por una calentamiento de la zona volcánica de Tarsis que creó un inmenso lago subterráneo que afloró repentinamente a la superficie produciendo ese gigantesco cañón. Muchas de las imágenes como ríos o barrancos son precisamente eso: ríos y barrancos cuando en una época circuló agua líquida. Los “manantiales” que vemos a mitad de las laderas de los cráteres indicarían la altura de la capa freática a dicho nivel, produciendo una salida de agua líquida que se extingue al cabo de pocos cientos de metros.

Hay que pensar que las condiciones en Marte son muy diferentes a la Tierra. Tiene menos gravedad y una  atmósfera muy  tenue, unos 9 mm de presión. El agua hierve a menor temperatura, pero hay que pensar que el agua siempre tiene sales disueltas y su temperatura de congelación disminuye. Si el agua tiene sales como cloruros o carbonatos cálcicos puede ser necesario temperaturas de - 50 ºC. para que se congele. Esto nos hace pensar que puede haber agua líquida  a no mucha profundidad.

Si hay agua líquida, pues podemos pensar en la existencia de formas de vida, muy  primitiva, pero vida. En la Tierra hay seres, los extremófilos, que pueden vivir en condiciones ambientales verdaderamente increíbles. La Nave Viking analizó la existencia de vida en Marte con resultados negativos. Actualmente se duda de su eficacia pues pudo no detectar la existencia de bacterias a muy baja concentración. Hasta un millón de bacterias por centímetro cúbico pudieron escaparse a sus experimentos. Por otro lado analizó los centímetros más superficiales, acribillados de radiaciones y desprotegidos de atmósfera por lo cual es muy difícil que ahí exista vida.

Si hubiera bacterias en el subsuelo marciano, ¿os imagináis lo contentas que se pondrían cuando vieran la carne calentita de un astronauta.? Sin comentarios.

Es curioso que el espectrómetro gamma GRS, se concibió en 1985, y equipaba la Mars Observer que se perdió en 1993. Posteriormente no se incluyó en ninguna nave por falta de financiación. Hace unos años podíamos haber tenido esta valiosa información.

La siguiente nave prevista es la Mars Express, con un radar capaz de sondear el subsuelo hasta varios kilómetros de profundidad que confirmará o no la existencia de agua a mayor profundidad y próxima al ecuador.

Los próximos meses prometen ser muy interesantes.

 

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