LAS ÚLTIMAS MISIONES A MARTE

Características de Marte

El planeta Marte es el cuarto planeta del sistema solar en orden de proximidad al Sol. Se encuentra a una distancia media de 1,5 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, unos 230 millones de kilómetros. Por esta razón tarda más tiempo en completar una órbita, alrededor de 687 días terrestres, algo menos que dos años, y además recibe menor cantidad de radiación solar que la Tierra. Es más pequeño que la Tierra, con un radio ecuatorial de 3.390 km.

Marte rota sobre su propio eje completando un día marciano en 24 horas y 41 minutos, asombrosamente similar a nuestros días. El eje de rotación se halla inclinado en un ángulo de 25°, lo cual determina que, a lo largo de la traslación del planeta en torno del Sol, se produzcan estaciones de una forma similar a como se producen en la Tierra. Los hemisferios norte y sur marcianos reciben diferente cantidad de radiación del Sol y por consiguiente las temperaturas son diferentes. Estos cambios estacionales se manifiestan en la superficie de Marte, en particular en el crecimiento y decrecimiento de los casquetes polares.

Deimos y Fobos son las dos lunas de Marte. Son satélites pequeños, con forma irregular y se supone que son asteroides capturados por el campo gravitatorio marciano. La más grande, Fobos, tiene un diámetro de 23 kilómetros, mientras que Deimos tiene menos que 12 kilómetros.

Cuando observamos a Marte a simple vista o a través de un telescopio, lo primero que reconocemos es su color rojizo. Este color tan característico de Marte se debe a la gran cantidad de óxido ferroso que hay sobre la superficie del planeta. El origen del oxido ferroso es muy discutido e incierto. Una de las ideas más sugerentes es que el óxido ferroso se formó en un pasado lejano del planeta, con la acción de gran cantidad de agua que inundó grandes áreas pero que misteriosamente desapareció sin dejar rastro.

Sobre la superficie de Marte se observan manchas más oscuras, dependiendo de la reflectividad de la luz solar que tenga el suelo, lo que astronómicamente se conoce como albedo. Algunas de estas zonas oscuras tienen relación con el relieve marciano y otras no.

También se observan dos casquetes polares que crecen o se achican con el cambio de las estaciones marcianas. El casquete polar norte es de mayor tamaño que el casquete sur. Ambos están formados por hielo de agua y de dióxido de carbono (hielo seco).

Una mirada más próxima a la superficie marciana revela la presencia de muchos cráteres de impacto de meteoritos, cubriendo grandes áreas de la superficie. Existen además muchos volcanes inactivos de enorme tamaño como el Monte Olimpus o el Monte Elysium y también zonas de fractura y fallas geológicas que atraviesan vastas regiones de la superficie, como el Valle Marineris con más de 4000 kilómetros de longitud y hasta 200 kilómetros de ancho.

Marte posee una tenue atmósfera formada básicamente por dióxido de carbono y en mucha menor proporción por nitrógeno, oxígeno y argón. La presión atmosférica normal en la superficie de Marte es 0.6 veces menor que la presión atmosférica terrestre a nivel del mar. Eso determina que no pueda haber agua en estado líquido en la superficie de Marte. Al ser tan baja la presión atmosférica, el agua en estado líquido herviría y rápidamente se transformaría en vapor. Por ésto, el agua en Marte está en estado gaseoso, en la atmósfera o en estado sólido en los casquetes polares y quizás, en el subsuelo marciano. Sin embargo las últimas misiones a Marte han proporcionado evidencia de que podría existir agua en estado líquido, como veremos más adelante.

La observación de Marte por telescopios potentes revela una gran actividad atmosférica. Muchas veces, grandes regiones de su superficie se ven surcadas por grandes tormentas de polvo. Parecen ser fenómenos estacionales y son más probables durante la primavera marciana.

Redes de lechos de ríos secos forman inequívocas cuencas esparcidas en muchas partes de la superficie marciana. Se especula que en un pasado lejano, hubo una o varias inundaciones sucesivas en el planeta que dejaron su huella. Esto debió haber ocurrido en algún período de la historia geológica marciana cuando la atmósfera era suficientemente densa y húmeda como para permitir el agua en estado líquido.

<>Existen tres maneras diferentes de estudiar al planeta Marte: por telescopio, por naves espaciales o por los meteoritos marcianos. Históricamente, las observaciones por telescopio han sentado las bases de todos los estudios de Marte. En la actualidad se llevan a cabo observaciones con el Telescopio Espacial Hubble que permiten conocer los cambios de la superficie del planeta, la circulación atmosférica y las variaciones estacionales. Sin embargo, si queremos obtener más información necesitamos que naves espaciales hagan estudios en órbita en torno al planeta o que aterricen en él. Las misiones espaciales son extremadamente caras y muchas veces han fracasado en sus intentos. Por otra parte, los meteoritos marcianos son meteoritos encontrados en la Tierra que provienen de Marte. Los mismos nos dan posibilidades de estudiar muestras de ese planeta sin tener que ir a buscarlas.

MISIONES A MARTE

EXITOSAS	PERDIDAS	ACTUALES	FUTURAS
Mariner 4 (1965) USA
Mariner 6 y 7 (1969) USA
Mariner 9 (1971-72) USA	Mars 3 (1972) URSS
Mars 5 (1973) URSS
	Mars 6 (1973) URSS
Viking 1 Orbiter (1975-80) USA
Viking 1 Lander (1975-82) USA
Viking 2 Orbiter (1975-78) USA
Viking 2 Lander (1975-80) USA
	Fobos 1 (1988) URSS
	Fobos 2 (1988) URSS
	Mars Observer (1993) USA
Pathfinder (1996-97) USA	Mars 96 (1996) Rusia
Sojourner
Mars Global Surveyor (1996-) USA		Mars Global Surveyor (1996-) USA
	Mars Climate Orbiter (1999) USA
	Mars Polar Lander (1999) USA
	Deep Space 2
			Mars Odissey (2001) USA
		Nozomi (Planet B) (1998-03) Japón
			Mars Express (2003) Beagle 2 - ESA
			Mars Exploration Rovers (2003) USA
			Mars Reconnaisance Orbiter (2005) USA

MISIONES A MARTE

En el cuadro de la página anterior figuran las misiones más relevantes a Marte. La exploración de ese planeta por medio de naves espaciales comenzó en el año 1960. No figuran en el cuadro aproximadamente 17 misiones, en su mayoría soviéticas que fallaron en sus intentos de llegar a Marte o que tuvieron problemas en el lanzamiento. El Mariner 4 de Estados Unidos fue el primer vehículo que pasó a relativamente corta distancia de Marte y obtuvo las primeras fotografías. El Mariner 9 en 1971, fue el primer vehículo puesto en órbita de Marte, que mostró por primera vez los volcanes enormes y los lechos de ríos secos. La sonda permaneció en actividades hasta octubre de 1972, luego de realizar un mapa de casi la totalidad de la superficie marciana.

Las misiones Viking 1 y 2 lanzadas respectivamente en agosto y setiembre de 1975, fueron muy exitosas y recogieron numerosa información sobre Marte. Ambas constaban de dos vehículos, un satélite orbital y un vehículo de descenso, que fueron los primeros en aterrizar en la superficie marciana. El Viking 1 Lander descendió en Chryse Planitia y transmitió datos hasta noviembre de 1982. El Viking 2 Lander aterrizó en la región de Utopía y transmitió datos hasta abril de 1980. Por su parte, la Viking 1 Orbiter estudió por primera vez la luna marciana Fobos y permaneció activa hasta agosto de 1980. La Viking 2 Orbiter mapeó la luna Deimos y continuó enviando datos hasta julio de 1978. Las fotografías tomadas por las Viking Lander muestran un desierto polvoriento y con gran cantidad de piedras dispersas. Los tres experimentos que realizaron para detectar actividad biológica (bacterias o virus) dieron resultado negativo.

La década de los ´80 estuvo signada por los fracasos de las sondas Phobos 1 y 2 de Rusia, destinadas a descender sobre la luna marciana. También Estados Unidos sufrió la pérdida de una misión muy costosa que fue el Mars Observer.

También se perdieron varias misiones recientes: el Mars Climate Orbiter en 1998, que perdió contacto antes de entrar en órbita alrededor de Marte; el Mars Polar Lander en 1999, que probablemente se estrelló contra la superficie marciana y la Mars 96 (Rusia) que explotó después del lanzamiento.

Los éxitos más rotundos de los años ´90 fueron las sondas Mars Global Surveyor y Mars Pathfinder, estando la primera aún en actividad.

MARS PATHFINDER

La sonda Mars Pathfinder descendió en la región de Ares Vallis el 4 de julio de 1997. La sonda había sido diseñada como una prueba de nuevas tecnologías tales como los "air-bags" o bolsas de aire creados para evitar las riesgosas maniobras de descenso, permitiendo que la nave caiga sin destruirse en el impacto. Más novedoso aún, la sonda contenía en su interior el primer vehículo capaz de moverse en la superficie de otro planeta, el Sojourner.

Además de maravillosas fotografías, durante los 3 meses que la sonda estuvo activa se hicieron cantidad de mediciones que permitieron mejorar notablemente nuestro conocimiento sobre Marte. Los instrumentos a bordo de la Pathfinder estaban diseñados fundamentalmente para estudiar el clima presente y pasado de Marte y para estudiar el suelo e identificar los recursos para futuras misiones de exploración.

La región en que descendió la sonda, llamada Ares Vallis, es una antigua planicie donde se supone circuló agua en las inundaciones que cubrieron gran parte del planeta hace más de 2.000 millones de años. Se tenía entonces la esperanza de encontrar minerales dejados por estas grandes inundaciones. Las fotos panorámicas de la región revelan un desierto ondulado con rocas redondeadas. También aparecen especies de terrazas de curvas suaves que recuerdan a "islas" alineadas con una dirección preferencial. Las similitudes con planicies de inundación de la Tierra son muy grandes, aunque otros agentes podrían haber dado esa forma a las rocas y al terreno (por ejemplo, erosión eólica o vulcanismo). El viento es un agente importante en la conformación del relieve marciano, no sólo contribuye dando forma a las rocas, sino también haciendo circular las dunas de arena que se observan en todas las regiones de Marte.

La mayoría de las rocas estudiadas por la Pathfinder son de origen volcánico, según sugieren las formas y las texturas observadas. Algunas aparecen más redondeadas que otras y también con diferencias de coloración. Estas rocas serían más antiguas. Llama la atención la cantidad de rocas que se encuentran diseminadas por la superficie. Se supone que muchas de ellas provienen de un impacto de meteorito que se encuentra a 2.2 km. al SE del lugar de descenso. También se observan piedras más pequeñas incrustadas dentro de otras lo cual nuevamente sugiere la formación de conglomerados de rocas, probablemente acarreadas por corrientes de agua. El espectrómetro Alfa Protón de Rayos X, a bordo del Sojourner determinó que el suelo es más abundante en silicio que el de la Tierra. Esto confirmaría el origen volcánico de las rocas; en su formación decantaría el hierro y subirían a la superficie minerales más livianos como el silicio. Si bien ésto implica una intensa actividad volcánica en el pasado de Marte, no hay en este momento vestigios de movimientos de placas tectónicas como las de la Tierra.

El polvo que cubre gran parte de la superficie marciana está compuesto por oxido de hierro, lo cual lo vuelve un material altamente magnético. Es muy diferente del polvo de la Tierra y hay gran controversia respecto al origen del mismo. Se ha sugerido que el óxido ferroso se formó en un ambiente muy húmedo rico en hierro, aunque también puede deberse a procesos muy lentos con la poca agua existente en la atmósfera marciana.

Existe también mucha electricidad estática, revelada en la manera en que el polvo se adhería intermitentemente a las ruedas del Sojourner.

Por otra parte hay también cortezas duras, que resistieron el "rascado" de las ruedas del vehículo, mostrando que debajo del polvo pueden existir capas formadas por la evaporación de soluciones ricas en sales.

Con la medición del retardo de las ondas de radio enviadas por la Pathfinder se pudo determinar con suma precisión el período de rotación de Marte. Se determinó que el eje de Marte oscila en lo que se llama movimiento de precesión (similar al de un trompo que se bambolea a un lado y a otro). El eje de rotación de Marte describiría un cono en un período de 170.000 años, mucho mayor que el período de precesión de la Tierra que es de sólo 26.000 años. Este movimiento revela la presencia de un núcleo metálico relativamente grande en el interior de Marte (entre 40 y 60% del radio marciano).

Respecto al clima, pudieron obtenerse los datos completos del ciclo de temperaturas durante el día, a lo largo de los 83 días de actividad. La misma puede llegar a algo más que 20 grados centígrados después del mediodía marciano. Pero por la noche la temperatura baja mucho; la sonda Pathfinder midió la temperatura más baja medida hasta el momento en la superficie de Marte: -173 grados centígrados.

Se estudió la formación de nubes de dióxido de carbono, preferentemente observados en la mañana y en el atardecer. La cantidad de vapor de agua en la atmósfera es muy pequeña, mucho menor que la de cualquier desierto en la Tierra. Los cielos son de color rosado, debiendo su color a la gran cantidad de polvo en suspensión.

El viento circula con velocidades del orden de los 10 m/s. A menudo pueden darse remolinos de viento, especies de pequeños tornados llamados "dust devils" o demonios de polvo que circulan erráticamente.

MARS GLOBAL SURVEYOR

La nave orbital Mars Global Surveyor arribó a Marte el 11 de setiembre de 1998 y todavía sigue enviando datos y fotografías a la Tierra. Uno de los instrumentos más importantes a bordo es la cámara MOC (Mars Orbiter Camera) de muy alta resolución que, en las órbitas bajas, puede alcanzar a distinguir objetos de 1.4 metros de tamaño. También es capaz de obtener fotografías de grandes áreas como gran angular. La cámara MOC es capaz de distinguir piedras en la superficie de Marte y así estudiar el origen de las mismas por su distribución. Las espectaculares fotografías muestran el movimiento estacional de las dunas con el viento, la estratificación del suelo marciano vista en los grandes acantilados de las regiones de fallas geológicas, lechos secos de fluido y una posible evidencia de la existencia de agua líquida sobre la que nos referiremos más adelante. Si bien la mayoría de los grandes cañones marcianos como el Valle Marineris no tienen origen en ríos sino que es geológico, las fotografías muestran algunos posibles cursos secos de agua dentro de los grandes sistemas.

La circulación atmosférica ha sido estudiada con detalle, así como también la formación de las grandes tormentas de polvo. Las mismas crecen en la primavera marciana, cuando el calor comienza a acumularse en las rocas y se expanden sobre la superficie llegando a cubrir los hemisferios completos del planeta. En octubre de 2001 se pudo observar el desarrollo de las tormentas de polvo más grandes que se conocen hasta el momento, afectando prácticamente todo el planeta.

Pudo observarse también los caminos erráticos de los "dust devils", remolinos de polvo que trazan marcas curvadas sobre el suelo que hasta el momento eran un misterio. La acción de los remolinos remueve el polvo dejando ver terreno más oscuro.

Otro instrumento de la Mars Global Surveyor es un espectrómetro de emisión térmica (TES) que se usa para realizar mapas infrarrojos que dan idea de la composición del suelo. También posee un magnetómetro que ha hecho la primer detección del campo magnético marciano. El mismo no es un campo magnético global, sino que parecen ser fragmentos de lo que fue un campo magnético del pasado remoto. Un altímetro laser (MOLA) se usa para medir las alturas del relieve. Uno de los descubrimientos realizados con el altímetro láser es que una vasta región del hemisferio norte marciano es una llanura completamente chata, lo cual se supone pudo haber sido un antiguo océano.

Los mapas de altísima resolución obtenidos por la sonda permitirán en el futuro la elección de nuevos lugares para el descenso de naves espaciales.

¿HAY AGUA LÍQUIDA EN MARTE?

Sabemos que en Marte hay agua en estado gaseoso y en estado sólido. La primera está en proporciones muy pequeñas en la atmósfera de Marte y la segunda en los casquetes polares. Pero ¿existe agua en estado líquido?.

En principio, la presión atmosférica en la superficie de Marte no permite que el agua en estado líquido permanezca en la superficie de Marte. A tales bajas presiones y a las temperaturas de Marte el agua hierve. Esto parece hacer imposible la existencia de agua líquida en Marte. Sin embargo, las nuevas fotografías de alta resolución de la sonda Mars Global Surveyor parecen indicar que bajo ciertas circunstancias ha fluido agua recientemente en Marte. Las primeras fotografías fueron obtenidas en junio de 2000 y muestran una centena de pequeños canales aparentemente cavados por el paso de agua.

Para que estos canales hayan sido formados por flujos de agua, la misma tiene que haber circulado en corrientes muy rápidas y de gran volumen. Se calcula que los canales más pequeños fueron formados por cantidades de agua del orden de 2500 m³ (algo así como el contenido de una pileta olímpica), pero los más grandes requerirían una cantidad cien veces mayor. Si bien es difícil datar la época de formación de estos canales se supone que han sido formados hace poco tiempo. Algunos están libres del polvo marciano, lo cual indicaría una formación de hace sólo unos pocos años atrás.

Los pequeños canales son observados en los bordes de los cráteres de meteoritos, a latitudes mayores que 30°. Las temperaturas reinantes a esas latitudes oscilan entre los -70° y los -100° centígrados, lo cual implica que el suelo está completamente congelado. Para dificultar aún más el entendimiento, muchos aparecen en los bordes más fríos de los cráteres, donde son muy poco iluminados por el sol.

Una teoría sobre la formación de los canales dice que se forman cuando, en el derrumbe de las paredes de los cráteres, quedan expuestos napas subterráneas que comienzan a "gotear" hacia el fondo de los cráteres. Esta teoría está avalada por la observación de que todas las marcas parecen surgir a una misma altura en las paredes de los cráteres. Sin embargo, las bajas temperaturas parecen indicar que otro es el origen de esos pequeños canales.

Existen teorías alternativas para la formación de los canales y tienen que ver con la condensación del dióxido de carbono que dejaría esas marcas por erosión.

Sin embargo los pequeños canales continúan siendo un misterio. Nuevas observaciones de la sonda Mars Global Surveyor y de las futuras misiones a Marte seguramente arrojaran luz sobre su origen.

FUTURAS MISIONES A MARTE

La sonda norteamericana Mars Odyssey 2001 llegará a Marte el 24 de octubre de 2001. Se trata de un vehículo orbital. Sus objetivos principales son la búsqueda de agua en el subsuelo marciano, el trazado de mapas de los minerales, el estudio del clima, la geología y como fin último, la preparación para futuras misiones tripuladas.

Desgraciadamente el instrumento de radiación ambiental, diseñado para medir los niveles de radiación del suelo marciano parece no funcionar. Sin embargo, el espectrómetro de rayos gama y el sistema de imagen infrarrojo siguen en perfecto funcionamiento.

Para el 2003 se espera el arribo a Marte de la primer sonda japonesa, llamada Nozomi (esperanza). La sonda estudiará en detalle el campo magnético marciano, la composición y estructura de la atmósfera marciana, la existencia de un posible anillo de polvo en torno del planeta y por primera vez estudiará la ionósfera de ese planeta.

La Agencia Espacial Europea ESA tiene planeado enviar la nave Mars Express que estudiará la topografía, los minerales, la estructura del subsuelo (buscando la existencia de agua), la circulación global del aire y la interacción de la atmósfera con el medio interplanetario. A bordo de la Mars Express viajará el pequeño Beagle 2, capaz de descender en la superficie y que buscará restos de vida primitiva, agua y sustancias orgánicas.

Se planifican más misiones a Marte, vehículos orbitales como la Mars Reconnaisance Orbiter para el 2005 o con capacidad de recorrer la superficie como los Mars Exploration Rovers para el 2003. También hay planificado globos aerostáticos y hasta un pequeño aeroplano.

METEORITOS DE MARTE Y VIDA EN MARTE

Los meteoritos de Marte son una nueva y valiosa herramienta para el estudio de ese planeta. Los llamados SNC o "snicks" son meteoritos rocosos que provienen de Marte. Se conocen una veintena y la mayoría se los encuentra en la Antártida, donde permanecieron atrapados por el hielo por mucho tiempo. Se cree que es material de la superficie de Marte que fue eyectado por el impacto de meteoritos o asteroides en tiempos remotos. Una vez escapados del campo gravitatorio de Marte, vagan por el espacio hasta que caen en la Tierra. Se puede saber con gran certeza que provienen de Marte. Una prueba consiste en analizar el gas atrapado en burbujas del material, cuya composición química es idéntica a la de la atmósfera marciana. La prueba más importante de que provienen de Marte es la relación de isótopos (átomos con más cantidad de neutrones en sus núcleos) de algunos elementos químicos, muy diferente a la de las rocas de la Tierra y a la de los meteoritos convencionales, pero análoga a la encontrada en Marte.

El meteorito marciano más conocido y que ha llamado más la atención es el llamado ALH 84001. Se lo llama así porque fue encontrado en los campos de hielo de Alan Hills en la Antártida, en 1984 y por que fue el primer meteorito que encontró la expedición. Este meteorito es una roca ígnea que se ha cristalizado lentamente a partir de lava. Se calcula que cayó en la Antártida hace 13000 años. La peculiaridad de este meteorito es que en su interior parece albergar restos de lo que fueron bacterias en tiempos muy remotos. Esto lleva a suponer que hubo vida en Marte hace mucho tiempo, al menos a nivel microscópico.

Las evidencias encontradas en este meteorito son:

1. Glóbulos de carbono que podrían provenir de la descomposición de materia orgánica.

2. Cristales inusuales de magnetita, que son similares a los producidos en la Tierra por ciertas bacterias.

3. Mezclas raras de minerales que pueden haber sido formadas por bacterias.

4. Pequeñas estructuras en la roca con forma de "salchichitas" que se parecen mucho a las bacterias terrestres.

Cada una de estas evidencias ha sido examinada con mucho detenimiento y ha sido sujeta a fuertes polémicas acerca de su formación. Algunas evidencias podrían ser desechadas de acuerdo a los nuevos estudios.

Hay una gran discusión sobre el ambiente en el que se formaron los glóbulos de carbono. Algunos científicos proponen que se han formado bajo la acción de corrientes de agua caliente en fuentes termales, lo cual alentaría la hipótesis de las grandes inundaciones marcianas. Sin embargo otros proponen que se formaron en medios mucho más calientes (por ejemplo durante el impacto de un asteroide), demasiado como para que se deban a la acción de formas vivas.

La mezcla inusual de minerales es la más débil de las evidencias y se han encontrado muchos ambientes en la Tierra que pueden llegar a producirlas. De esta manera se ha desestimado esa evidencia.

Las pequeñas "salchichitas" observadas por el microscopio electrónico son muy pequeñas como para que hayan sido bacterias. Se ha determinado casi con seguridad que fueron originadas cuando se hizo el preparado para ser observado en el microscopio, lo cual las descarta también.

Tampoco es suficiente el hallazgo de moléculas orgánicas complejas porque parecen haberse originado en contaminación del meteorito con sustancias terrestres.

La única prueba que mantiene la mayor atención y que no ha podido ser descartada es la presencia de magnetita. Algunas bacterias de la Tierra parecen producir ciertas sustancias con propiedades magnéticas de modo de aprovechar el campo magnético terrestre para desplazarse y hallar comida. Esta es la sustancia que, en proporciones muy pequeñas, se ha encontrado en el interior del meteorito. Los cristales de magnetita del meteorito son extraordina-riamente puros y se hace muy difícil encontrarles otro origen que no sea biológico.

¿Hubo entonces vida en Marte? Es muy difícil decirlo. Para determinarlo sería decisivo contar con una misión espacial con la capacidad de traer muestras del suelo marciano a la Tierra, para analizarlas en el laboratorio.

Por Roberto Venero.