La búsqueda de vida en Marte

Por Javier Gómez-Elvira/ CAB (INTA-CSIC)

La tenue atmósfera marciana

La atmósfera Marciana está compuesta principalmente por CO2 (dióxido de carbono) y tiene una presión superficial media de 600 pascales (6 mb), esto es, una presión mucho menor que la presión de la Tierra (100.000 Pa; 1 atm, 1.000 mb = 1 bar).

Debido a la baja densidad atmosférica, la temperatura de la superficie de Marte está controlada principalmente por el calentamiento solar y por el posterior enfriamiento infrarrojo radiado hacia la atmósfera y el espacio. Durante el día los kilómetros más bajos de la atmósfera, y durante la noche las últimas decenas / centenas de metros, son los que se ven afectados por intercambio de calor con la superficie y por la absorción de radiación infrarroja del Sol y la superficie y la re-emisión de radiación a la superficie, el espacio y el resto de la atmósfera. Para las mismas condiciones (de velocidad de viento, cielos claros, etc.) la atmósfera de la Tierra intercambia más calor con la superficie que la tenue atmósfera marciana. Es decir, la atmósfera de la Tierra tiene más influencia en la temperatura de la superficie del planeta que la de Marte.

En el caso de Marte el efecto invernadero causado por el CO2 sube sólo 3° K la temperatura del planeta. La temperatura de la superficie puede alcanzar valores por encima del punto de congelación de la Tierra (0° C), sin embargo el agua líquida es inestable en el planeta debido a que la presión atmosférica está por debajo del punto triple del agua, por lo cual el hielo de agua sublima directamente en forma de vapor.

A pesar de que Marte es más pequeño (tiene un 11% de la masa de la Tierra) y está un 50% más alejado del Sol que la Tierra, el clima de Marte tiene importantes similitudes con el caso de la Tierra. Por ejemplo, existen casquetes polares, eras glaciares, cambios estacionales y patrones meteorológicos.  Esta materia ha sido estudiada tanto por planetólogos como por climatólogos. Sin embargo, se constata que también existen diferencias importantes, tales como la ausencia de agua líquida en forma estable y una inercia térmica mucho más baja.

El polvo que es elevado a la superficie de Marte por los vientos sirve como núcleo para inducir la formación de nubes. Estas nubes se pueden formar a grandes alturas, hasta 90 km sobre la superficie del planeta. Son nubes tenues que, en general, solo se distinguen en el reflejo del sol por la noche. Son parecidas a las nubes mesoscalares de la Tierra. En nuestro planeta aparecen a unos 80 km de altura y son conocidas con el nombre de “nubes noctilucientes”.

Los aerosoles atmosféricos (partículas minerales del tamaño de micras), que dotan a la atmósfera Marciana de ese color rojo característico, son elevados del suelo a la atmósfera a través  de vientos, circulaciones ascendentes convectivas, torbellinos o dust-devils; plumas de polvo y tormentas globales que pueden cubrir el planeta por completo de polvo. Debido a su pequeño tamaño quedan en suspensión un tiempo hasta que, poco a poco, por acción de la gravedad, se van depositando lentamente aclarando la opacidad de la atmósfera. Este ciclo está todavía pobremente caracterizado, y las propiedades apantalladoras del polvo frente a radiación son todavía desconocidas.

Durante el solsticio, el pronunciado gradiente térmico latitudinal entre las latitudes medias cálidas y las zonas gélidas de la noche polar produce un jet o chorro potente hacia el Este, o vórtice polar, que puede alcanzar velocidades muy superiores a 100 m/s. Los vientos son, en general, suaves y hacia el Oeste, en el hemisferio que está en verano.

En las condiciones de equinoccio se genera un chorro (jet) moderado a latitudes medias en cada hemisferio, cuyos vientos zonales son ligeramente mayores en el Norte que en el Sur.

El planeta con más posibilidades de vida

Marte es, por excelencia, el planeta del Sistema Solar donde se supone que hay más probabilidades de encontrar indicios de vida presente o pasada. Es un planeta rocoso, con ciertas similitudes con la Tierra. En la actualidad es frío y seco, con una temperatura media de -46º C, mucho contraste entre estaciones (–60 a –5º C) y una atmósfera tenue de 7 milibares, dominada por dióxido de carbono. Sin embargo, la exploración de Marte ha revelado evidencias indiscutibles de que fue en el pasado un planeta templado y húmedo.

La misiones espaciales que lo han explorado han observado huellas en superficie de un pasado más habitable durante los primeros 1.000 millones de años. Dichas huellas se encuentran tanto en el paisaje marciano como en las rocas. La presencia de un fluido, posiblemente agua, queda de manifiesto en la presencia de cauces de ríos, depósitos sedimentarios y extensas cuencas. En el hemisferio norte destaca una gran depresión llana que se ha interpretado como el lecho de un antiguo océano, el Océano Boreal. El análisis de la topografía ha revelado la presencia de dos posibles líneas de costa, formadas por la erosión del agua a medida que el océano fue desapareciendo. Asimismo, las rocas marcianas contienen minerales que debieron formarse en presencia de agua, como sales hidratadas de magnesio y hierro, o arcillas de alteración de minerales de rocas volcánicas. A partir del análisis de estos minerales se pueden averiguar  ciertas condiciones ambientales. Los óxidos y los sulfatos de hierro, por ejemplo, indican que el agua de donde se originaron debía ser ácida.

Tras el período húmedo, Marte debió sufrir un grave cambio climático que le hizo perder la mayor parte del agua superficial. En la actualidad se encuentra en forma de hielo en el interior de cráteres, entre las capas de los polos, en el permafrost o como parte de la estructura de minerales como las sales anteriormente mencionadas. Aunque el hielo no es un elemento de habitabilidad, se ha discutido que se pueda producir hoy en día la descongelación en el subsuelo, debido a gradientes térmicos locales, para formar acuíferos potencialmente habitables. Esta es una de las razones por las que las próximas misiones al planeta contemplan la posibilidad de perforar y analizar el subsuelo. Por otro lado, los sensores de las recientes misiones han detectado en superficie la formación erosiva de torrenteras en los taludes de algunos cráteres y valles, así como de las denominadas “arañas” (cuencas de cientos de metros que tienen hendiduras radiales y que parecen evolucionar estacionalmente) que aparecen a latitudes altas y pueden deberse al paso estacionario del agua por el estado líquido.

Uno de los recientes descubrimientos de mayor interés para la Astrobiología es la detección de metano asociado a vapor de agua en la atmósfera marciana. El origen de ese metano está en discusión, pudiendo ser biológico, por desgasificación volcánica o por la alteración de algunas rocas. Al margen del origen, lo que se ha confirmado es que la fuente tiene de ser actual, ya que las radiaciones que llegan a la atmósfera de Marte destruyen el metano en tiempos relativamente cortos. Una posibilidad es que, el gas se haya originado en el pasado, pero se conserve en el subsuelo, en minerales denominados clatratos. Estos minerales son hielos de agua con una cavidad interior en donde se pueden almacenar gases. Los cambios de presión y temperatura afectan a su estabilidad, y al destruirse liberan el metano.

Objetivo: verificar si Marte es habitable

La exploración astrobiológica de Marte acaba de empezar. En las próximas décadas, una serie de misiones irá al planeta con instrumentos especialmente preparados para la caracterización de las condiciones ambientales y la detección de vida.

MSL tiene como objetivo fundamental verificar la habitabilidad de Marte, focalizándose en cuatro aspectos principlamente:

•        Determinar si se dispone de los elementos básicos para la vida, es decir su potencial biológico.

•        Caracterizar la geología, a través del estudio de los minerales, composición elemental y morfología de la superficie y del subsuelo.

•        Estudiar la historia geoquímica de Marte y determinar su posible influencia en la existencia de vida en el pasado, como, por ejemplo, la existencia de agua líquida.

•        Determinar los niveles de radiación que llegan a la superficie.

La instrumentación de MSL, o Curiosity, como ha sido bautizado, es la más completa enviada nunca a Marte y se compone de los siguientes instrumentos:

APXS. Este espectrómetro de partículas alfa y rayos X ha volado en todas las misiones de exploración de Marte y es capaz de detectar elementos desde el sodio al estroncio.

ChemCam. Un haz láser volatiliza el mineral, y el plama resultante es analizado mediante un telecopio, que recoge la luz emitida, y un espectrometro, que la descompone en sus componentes de frecuencia.

CheMin. Se trata de un instrumentos para el análisis y cuantificación de las muestras de minerales que recogerá y triturará el brazo robótico.

DAN. Su misión es detectar moléculas de agua en el suelo (hasta 50 cm de profundidad), para lo cual dispara neutrones contra él y analiza los que vuelven al instrumento, al rebotar contra los moléculas de los compuestos que se encuentran en su camino.

MAHLI. Esta cámara está situada en el brazo robótico y dispone de una lente para macro-fotografía y un sistema de auto-foco. Permitirá tomar detalles de las rocas que inspeccione el rover.

MARDI. Cámara que recogerá 4 imágenes por segundo desde el momento en el que se libere el escudo térmico hasta el aterrizaje.

MASCAM. Dos cámaras situadas en el punto más alto del rover. La derecha tiene un teleobjetivo que le permitirá tomar imágenes con una resolución superior a todas las enviadas anteriormente. La izquierda se trata de un angular medio. La combinación de ambas cámaras proporcionará imágenes 3D.

RAD. Se trata de un detector de partículas que mide la radiación de alta energía que llega a Marte desde el Sol y el medio interestelar.

REMS. Medirá la presión y humedad relativa, la temperatura del suelo y el aire, la velocidad y dirección del viento y la radiación ultravioleta que llega a la superficie de Marte.

SAM. Examinará las muestras sólidas a la búsqueda de compuestos que contengan carbono y sean importantes para el desarrollo de la vida. Igualmente tomará y analizará los gases que componen la atmósfera marciana.

REMS: reto de la tecnología española

REMS se compone de cuatro unidades principales: Boom 1, Boom 2, sensor ultravioleta (UV) y Unidad de Control o Instrument Control Unitbooms están situados en el mástil de MSL, en el cual se encuentran los instrumentos de observación remota. El sensor UV se sitúa en la plataforma superior del rover y la ICU en el interior del vehículo. Cada boomboom 1 y el de humedad en el boom 2. (ICU), incluyendo esta última el sensor de presión. Ambos contiene un sensor de viento y un sensor de temperatura del aire. El sensor de temperatura de suelo está en el

El diseño del instrumento ha tenido que afrontar unos cuantos retos tecnológicos realmente importantes, como ha sido la limitación en el peso total a 1,3 kg, el tener que utilizar la electrónica de preprocesado de los sensores de los booms sin ningún tipo de protección térmica, o el problema de la deposición de polvo sobre el sensor ultravioleta. El esfuerzo para reducir masa ha ido en el sentido de una integración máxima de la electrónica, la mecánica y los sensores mismos. Se han explorado diferentes opciones de integración de la electrónica de los booms.

•        El sensor de temperatura del suelo recoge la radiación infrarroja que éste emite y, a partir de ella, se estima su temperatura.

•        El sensor que mide la temperatura del aire lo hace a través de un termistor colocado de tal forma que se vea lo menos perturbado posible por el calor del cuerpo del boom y del rover.

•        La velocidad y dirección del viento se obtienen a partir de la medida de la velocidad del aire sobre el cuerpo del boom y gracias a tres anemómetros de lámina caliente situados sobre su superficie. Seis fotodiodos son los que proporcionan las correspondientes bandas de radiación ultravioleta.

•        La presión se mide a partir de la deformación de una membrana y la humedad relativa gracias a los cambios de capacidad que producen las variaciones de humedad en una lámina de un material sensible a tal efecto.

El instrumento REMS adquirirá cada hora, durante 5 minutos, medidas  de la velocidad del viento, la temperatura del aire y del suelo, la humedad, la presión y la radiación UV una vez por segundo. Estas medidas se recibirán junto con el resto de datos de ingeniería de la salud y operación del instrumento, las medidas de otros instrumentos de MSL, así como el resto de información de la plataforma MSL.

Una vez en Tierra estos datos serán procesados rápidamente e integrados con el resto de información científica del entorno para detectar posibles fenómenos locales de interés que puedan condicionar la programación de actividades del día siguiente. Por ejemplo, las oscilaciones térmicas diarias pueden condicionar el período óptimo de operación de otro instrumento, o bien la dirección e intensidad del viento pueden condicionar la operación del vehículo y sus instrumentos. La evaluación de la opacidad del cielo en el UV puede sugerir medidas simultáneas de la opacidad en el rango visible con las cámaras del vehículo. Por otro lado, las fuertes restricciones de consumo, de comunicación con el satélite, etc., hacen que todo este flujo de decisiones sobre la operación de los instrumentos y el vehículo se tengan que consensuar entre un grupo internacional de científicos e ingenieros, en tiempo real, a lo largo de un día, para cargar la secuencia de operaciones del día siguiente. Este es uno de los retos mayores de las operaciones in-situ, la rápida toma de  decisiones y la redefinición de estrategias de medidas a corto, medio y largo plazo.