¡El Rojo es el nuevo Azul!





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MARTE ES UN PLANETA POR EL QUE SENTIMOS DEBILIDAD EN LA TIERRA. Lo demuestran las numerosas misiones que lo han visitado desde que la misión Mariner 9 lo orbitara por primera vez en 1971. Es cierto que su cercanía ayuda, pero Marte aglutina características que lo convierten en un objetivo científico único: vientos de hasta treinta kilómetros por segundo, gigantescas tormentas de polvo o la posibilidad de que albergara agua líquida en el pasado, entre muchas otras. Además, cada misión ha servido para acrecentar el mito marciano. Un ejem- plo de ello es la inesperada detección, por parte de la sonda Mars Express en 2004, de trazas de gas metano en su atmósfera, cuyo origen aún se desconoce.

Desde hace más de una década, la Agencia Espacial Europea (ESA) trabaja en el programa ExoMArs 2016-2018 que consta de dos misiones que visitarán el planeta veci- no en los próximos años. La primera de ellas –ExoMars 2016– que se lanzó el pasado marzo de 2016 y que llegará a la órbita marciana en octubre de este mismo año, y que consta de un orbitador (TGO) y un módulo de descenso. La segunda parte –ExoMArs 2018– pretende situar en 2018 un rover sobre la superficie marciana. ExoMars resolverá muchas de las incerti- dumbres actuales sobre el planeta rojo, pero seguro que también añadirá nuevas piezas al puzzle marciano. Pero para maximizar el retorno científico de ExoMars antes hay que poner al día nuestro conoci- miento sobre Marte, y con este objetivo ha surgido el proyecto UPWARDS,  un consorcio coordinado desde el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) que cuenta con la participación de grupos de investigación procedentes de siete institu- ciones científicas europeas. UPWARDS busca ser un puente entre ExoMars y los programas anteriores de exploración de Marte, especialmente Mars Express, la misión europea que desde 2003 gira en torno al planeta rojo. Durante tres años, UPWARDS intentará responder algunas de los enigmas actuales sobre nuestro planeta vecino.

Programa EXOMARS - ESA

A grandes rasgos

Si bien la apariencia actual de Marte se adecua con bastante precisión a la descripción de "desierto helado", existen muchos indicios que apuntan a un pasado algo más benévolo. Con una temperatura media de -63º y una presión atmosférica cien veces inferior a la de la Tierra, la existencia de agua líquida sobre la superficie queda descartada ya que si, por ejemplo, consiguiésemos hacer llegar un vaso de agua hasta allí, se congelaría o se evaporaría inmediatamente. No obstante, existen estructuras geológicas similares a las que el agua modela en nuestro planeta: las imágenes de antiguos ríos, deltas, afluentes o lagos marcianos, cuya edad se estima en unos 4.000 millones de años, indican que el planeta debió de ser relativamente cálido a lo largo de sus primeros 500 millones de años. En ese intervalo de tiempo, Marte debió de ser bastante activo, con periodos cálidos y húmedos y abundante actividad volcánica, así como con una atmósfera más espesa que generara el efecto invernadero necesario para establecer una temperatura superior a 0º y permitir el flujo de agua líquida por la superficie. A lo largo de los siguientes 1.000 millones de años, la actividad geológica comenzó a disminuir y el agua de la superficie a congelarse y a formar masas de hielo superficiales y subterráneas; se cree que, quizá por causa de grandes impactos, esa agua fue expulsada catastróficamente hacia la superficie, formando las huellas fluviales que conocemos. Sin embargo, en la era actual, que comenzó hace unos 2.000 ó 3.000 millones de años, no queda ni rastro del agua que supuestamente inundó el planeta, así como de la densa atmósfera que lo cubría, ausencias ante las que se han articulado varias posibilidades: puede que, debido a su baja fuerza de gravedad, Marte fuera incapaz de retener su atmósfera y ésta se perdiera en el espacio o, quizá, aún se conserva en forma de hielo en el regolito marciano (una capa superficial creada por impactos de meteoritos). Esta última hipótesis cuadra bastante bien con uno de los posibles destinos del agua perdida: los estudios del oxígeno de la atmósfera de Marte resultaron incompatibles con el escape de grandes cantidades de agua, de modo que se impuso la idea de que debía de estar congelada y almacenada en el subsuelo marciano en forma de suelo helado o permafrost (una especie de barro congelado que cubre los primeros metros de profundidad del planeta). En esta dirección apuntan los recientes descubrimientos de sales hidratadas en algunas estructuras geológicas muy dinámicas. La presencia de estas sales puede indicar un entorno humedo. No obstante, se han formulado un buen número de teorías que intentan explicar los valles y canales marcianos y que proponen desde un "pasado azul" de Marte, cuyo hemisferio norte se hallaba cubierto por un océano, hasta otras que apuntan al dióxido de carbono sólido o a una conjunción de viento, polvo y sedimentos como agentes causantes de las estructuras geológicas que se han atribuido a torrentes de agua en el pasado. Algunas teorías se establecen en una posición intermedia y afirman que procesos de hundimiento, producidos por el reblandecimiento y derrumbe del suelo debido al agua subterránea, originaron los misteriosos valles.  

 

 

El puzzle marciano

En cualquier caso, son muchos los enigmas que existen acerca del planeta rojo. Son buena parte de las piezas que conforman el actual puzzle marciano. Estas son algunas de ellas:

Interacción subsuelo - superficie - atmósfera

El subsuelo marciano -una zona inaccesible de manera directa con los instrumentos actuales- es uno de los temas más canden- tes en la moderna investigación sobre Marte, ya que se encuentra detrás de muchos de los fenómenos que observamos en la superficie y en la atmósfera marcianas. Por ejemplo, uno de los mecanismos propuestos para explicar la enigmática y varia- ble presencia de pequeñas trazas de metano en la atmósfera del planeta rojo se basa en la desestabilización esporádica del hielo y de los clatratos existentes en el subsuelo marciano. Los clatratos son estructuras moleculares de agua helada en las que estaría atrapado el gas metano, y que se piensa son también responsables de mucha de la actividad geológica que se observa en la superficie marciana.

Sea cual sea el origen del metano, tampoco conocemos el mecanismo mediante el que se transporta desde el subsuelo hasta la superficie, y de ahí a la atmósfera. Esto es determinante para explicar tanto las cantidades como la frecuencia con la que se detecta, pero exige un completo conocimiento del entorno del subsuelo del que hoy en día no disponemos.

Más allá de explicar las cantidades de metano observadas, comprender bien la interacción global entre el subsuelo, la superficie y la atmósfera de Marte abriría la puerta a resolver buena parte de la complejidad de este planeta entendido como un sistema global. Por ejemplo, nos permitiría dibujar la evolución térmica del planeta; o explicar cómo el vapor de agua procedente de la atmósfera puede difundirse hacia los estratos inferiores y formar hielo por condensación bajo la superficie en una de las etapas clave del ciclo del agua marciano.

 

 

Una atmósfera libre de aerosoles

En la superficie de un planeta se refleja buena parte de su historia y evolución geológica. Y nunca mejor dicho, porque precisamente gracias al análisis de la luz solar reflejada en ella es posible dibujar el mapa de su composición mineralógica superficial. En este mapa se puede encontrar la huella de fases de gran actividad interna, posibles impactos de meteoros o fenómenos geológicos hoy extintos. Sin ir más lejos, en el caso de Marte algunos minerales presentes en su superficie son evidencias claras de la existencia de agua líquida en el pasado reciente del planeta. Por tanto, conocer con detalle la composición superficial de Marte es un punto crucial a la hora de reconstruir y entender su imagen actual. Pero antes de ser detectada desde el espacio, la luz reflejada desde la superficie de Marte debe atravesar su atmósfera. Este hecho enmascara las medidas con una importante contribución procedente de la propia composición atmosférica del planeta, especialmente gases de diferentes especies y aerosoles (partículas en suspensión de diferente tamaño y concentración que dispersan la luz reflejada). Por tanto, es necesario identificar esta contribución y desacoplarla de la señal para poder estudiar con la mayor fiabilidad posible la composición química de la superficie del planeta.

El ciclo del agua

Actualmente las condiciones de presión y temperatura impiden la presencia de agua líquida sobre la superficie marciana. Pero, aún así, Marte posee un ciclo hidrológico activo, caracterizado por una gran variabilidad -tanto geográfica como estacional que afecta a la cantidad de agua existente en forma de vapor y de hielo a lo largo del año. Este ciclo es una pieza fundamental a la hora de resolver buena parte del puzle marciano, no solo por la influencia en su clima, sino porque de su comportamiento se deriva buena parte de la geología mar- ciana actual (por ejemplo, en aspectos tan importantes como la formación de hielos y clatratos en el subsuelo), así como de las posibles condiciones de habitabilidad que Marte pudo tener en el pasado.

Es conocido que durante el verano marciano gran parte de los casquetes polares subliman en forma de vapor de agua, que se desplaza grandes distancias debido a la acción del viento. Posteriormente, durante el invierno, gran parte de este vapor vuelve a condensarse en los polos. A una escala más local se pueden formar con- densaciones en forma de nubes, mucho más tenues que las terrestres, que desem- peñan un papel clave en el clima marciano al modificar la cantidad radiación solar que alcanza la superficie del planeta. También es conocida la formación de capas de hielo sobre la superficie, que pueden mantenerse durante unas pocas horas en verano y hasta varias decenas de días en el invierno. Estos reservorios de hielo son importantes a la hora de com- prender la variabilidad interanual observada en este ciclo.

Aunque disponemos de un conocimiento general del ciclo, el diablo se esconde en los detalles. Es a la hora de describirlos cuando comprobamos que muchos proce- sos físicos asociados al ciclo del agua no se entienden del todo. Precisamente, al introducir los efectos radiativos de las nubes, los modelos dejan de ser capaces de repro- ducir las observaciones en detalle. Otros aspectos, como la distribución vertical de vapor de agua y su ciclo diurno, o la variabilidad de las nubes durante el día, tampoco se han explicado convincentemente.

 


 

Fabulosas tormentas de polvo

Sin duda, otra de las características más llamativas del planeta vecino es la presen- cia de extraordinarias tormentas de polvo, que en algunos casos pueden llegar a cubrir literalmente toda la superficie. Estas gigantescas tormentas suelen iniciarse en el hemisferio sur durante el perihelio y son variables tanto en magnitud como en frecuencia, con una media de aproximada- mente un evento cada tres años. En otros casos cubren regiones enteras o tienen una influencia más local. Las primeras suelen presentarse todos los años y suelen tener una duración de varias semanas, mientras que las más pequeñas acontecen de manera continuada. ¿Qué mecanismos son capaces de generar estos fenómenos? Aún no hay respuesta, pero evidentemente son fenómenos que inciden de manera directa en otros factores, como la formación de hielos en la superficie o el propio ciclo del agua.

 

 

 

La termosfera

La termosfera de Marte es la zona de tran- sición entre las capas más bajas de la atmósfera y aquellas más exteriores que conectan con el espacio exterior. Se trata de una zona fundamental para componer una visión global de la atmósfera del planeta y de los procesos que en ella ocurren, desde su acoplamiento físico, químico y dinámico con la superficie hasta la interacción con el espacio exterior. Muy compleja y activa dinámicamente, esta región es muy sensible a fenómenos superficiales como las tormentas de polvo, que provocan bruscas variaciones de temperatura en las capas más inferiores de la atmósfera y que se dejan sentir en la termosfera. Además, es una región crítica a la hora de cuantificar el aerofrenado para futuras misiones orbitales alrededor de Marte.

A pesar de su interés y de que existe un gran volumen de datos referentes a esta región atmosférica, aún hay muchos a la espera de ser analizados.

 

Repensar Marte

En definitiva, UPWARDS y otros proyectos obtendrán una nueva imagen global de Marte. Una pues- ta a punto de todo nuestro conocimiento marciano a la espera de las nuevas sorpresas que, sin lugar a dudas, deparará la futura generación de misiones a nuestro planeta vecino.

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