Por Ricardo Marconi (*)
Analistas de la NASA están profundizando con meticulosidad, imágenes de la superficie de Marte, logradas, tanto desde el espacio como mediante satélites y observatorios. Los especialistas están evaluando la posibilidad cierta de que en determinados puntos del planeta rojo se habrían producido detonaciones nucleares que tendrían una antigüedad que podrían medirse en millones de años
Esos mismos analistas sugieren que por ese tiempo Marte contaba con agua en estado líquido. En 1877, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli observó que en determinadas regiones del suelo marciano se veían formaciones rectilíneas de color oscuro y se les dio el nombre de canales.
Luego, entre 1895 y 1908, el astrónomo norteamericano Percival Lowell, llegó a la conclusión de que los canales habían sido construidos por seres inteligentes para llevar el agua desde los casquetes polares hasta las regiones desérticas. Luego, otras mejores observaciones efectuadas mediante telescopios, realizadas por José Comas y Solá y Eugène Antoniadi demostraron, a principios del siglo XX, que existían accidentes geográficos más o menos lineales en la superficie pero que no denotaban la construcción artificial de los mismos.
Ya en 1976, se obtuvieron fotos más puntuales del planeta, pero de baja resolución y en 2017, los científicos mencionados en el inicio de la presente columna, opinaron que “el planeta parece haber sufrido una destrucción total por medio de armamento desconocido que destruyó la biósfera marciana y el cálculo primario sobre el momento en que ello habría ocurrido se consideró en hace 1.7 millones de años, en función del tiempo en que se habrían generado las explosiones nucleares.
Esos mismos análisis determinaron que “no hay cráteres masivos”. Más acá en el tiempo, más precisamente en 2007, un telescopio detectó sesenta flujos de energía poderosos que se expusieron como señales de radio, provenientes del espacio profundo, siendo considerados los mismos como estallidos del universo, cuyo origen no fue posible establecer y que se denominan FRD.
En prevención de la extinción
Es preciso puntualizar que lo expuesto en el párrafo anterior no debe ser considerado como “una teoría ilógica”. La NASA –ya lo hemos señalado en columnas anteriores-, ha probado “Velas solares”, las que en el espacio avanzan en función de “ráfagas de radio rápidas” o mediante un “rayo láser visible de mayor potencia”, que nos permitiría ser impulsados a Próxima Centauri B, donde se arribaría en un lapso de 45 años, como alternativa para desarrollar vida terrena cuando el sol que nos cobija se “apague” definitivamente convirtiendo a la Tierra en un planeta inviable para la vida humana.
Los científicos estiman, desde lo teórico, que los flujos de energía detectados “podrían ser utilizados por civilizaciones avanzadas para impulsar naves por todo el universo, a velocidad de la luz”. Otra teoría, aunque menos convincente, está relacionada con las existencia de magno estrellas, que giran magnetizadas muy rápidamente y que podrían generar “terremotos estelares” por la liberación de rayos gama.
Está claro que la humanidad debe prevenir la extinción de La Tierra, momento en que nuestro hogar en el orbe se convertirá en un páramo sobre el que los escritores de ciencia ficción y los científicos han expuesto teorías hasta el cansancio. Fue precisamente en agosto de 2016 que se profundizó la alternativa Próxima Centauri B, junto a la del planeta Marte. Una nueva especie viviendo en La “zona vital” Próxima Centauri B se encuentra en lo que se denomina la “zona vital” de su estrella, a la que el planeta le muestra –como nuestra luna- solo una cara hacia la luz.
Es por ello que se trabaja actualmente en el Proyecto Orión para finales de siglo, representando un esfuerzo monumental para la especie humana. El lado oscuro de Próxima Centauri B está desprovisto del calor de la estrella y por lo tanto, expuesto a muy bajas temperaturas. Ese “sol” es oscuro y rojo y los terrícolas que se aventuren en el lado oscuro, como única alternativa viable de vida, como civilización, deberán vivir bajo tierra para protegerse de la radiación.
La evolución humana en Próxima Centauri B será diferente a la nuestra y en menor tiempo, por su exposición a la radiación y al distinto nivel de gravedad. Nuestros huesos serán más fuertes, tendremos una tez pálida y nuestros ojos se agrandarán. Viviremos en un entorno competitivo extremo y seguramente nos transformaremos en una nueva especie.
Quienes sigan viviendo en la Tierra verán reducidas sus mandíbulas y cabezas serán más chicas, a la vez que estaremos relacionados más intensamente con más tecnología. Solo resta agregar que en Próxima Centauri B los recursos serán menores y nuestra especie deberá jugar su existencia cada día.
Regresemos a la posibilidad marciana
Sobre la base de datos observados fundamentalmente desde la órbita marciana se ha deducido que la composición atmosférica del planeta es fundamentalmente: dióxido de carbono en un 95,3 %, con un 2,7 % de nitrógeno, 1,6 %de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15 %), de carbono (0,07 %) y vapor de agua (0,03 %).
La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. No obstante, debido a la confirmación, en 2015, de la presencia de agua estacional en la superficie marciana por la NASA, los datos sobre la proporción de oxígeno y vapor de agua atmosféricos deben ser revisados. Con criterio temporal también se ha supuesto que el contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, sería incapaz de bloquear la radiación ultravioleta. La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses.
Nubes de varios colores
Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. Las nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos procedente del suelo ferruginoso.
En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica. Efecto invernadero y vulcanismo La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.
La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de su actividad geológica. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío.
El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno y helio, entre otros) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape aerodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos por lo que va acumulándose con el tiempo.
Distribución desigual de gas metano
En los inicios de su historia Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayor parte de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.
No existe un cinturón de radiación, aunque sí una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura. La atmósfera de Marte escapa al espacio exterior lentamente, pero de forma continuada, a lo largo del tiempo. La principal causa de este escape es el viento solar.
Al no existir un campo magnético significativo, las partículas cargadas eléctricamente del viento solar penetran en la atmósfera. El magnetismo de estas partículas interactúa con los iones de la atmósfera y les da suficiente aceleración como para que algunas logren la velocidad de escape y abandonen el planeta. También golpean las partículas neutras, dándoles también una aceleración semejante en algunos casos.
MAVEN
En 2015 la sonda espacial MAVEN midió la tasa de pérdida de la atmósfera, y el resultado fue que cada segundo escapa al espacio exterior más de 100 gramos de la atmósfera de Marte, siendo entre 10 y 20 veces superior la pérdida durante las erupciones solares.
Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gas metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas solo puede tener un origen volcánico o biológico.
El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo que tarda en desaparecer de la atmósfera de Marte, lo que implica que hay una fuente activa que lo produce. La pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o biológico.
La misión del aterrizador Mars Science Laboratory (Curiosity) incluye equipo para comparar las proporciones de los isótopos C-12, C-13 y C-14, presentes en dióxido de carbono y en metano, para así determinar el origen de este último.
Existencia del agua en Marte
El agua en estado líquido no puede existir en Marte debido a la baja presión atmosférica, que es menos del 1% de la de la Tierra, excepto en las superficies más bajas por períodos cortos. Los dos casquetes polares parecen estar formados en gran parte por agua. El volumen de agua helada del casquete polar sur sería suficiente, si se derritiera, como para cubrir toda la superficie del planeta con una profundidad de 11 metros.
Un manto permafrost se extiende desde el polo hasta latitudes de unos 60°. Se cree que grandes cantidades de agua helada están atrapadas en la gruesa capa de la criosfera de Marte. Los datos de los radares de la Mars Express y de la Mars Reconnaissance Orbiter, mostraron grandes cantidades de agua helada en ambos polos (julio de 2005) y en latitudes medias (noviembre de 2008).
La sonda Phoenix tomó directamente muestras de agua helada en la superficie del suelo de Marte el 31 de julio de 2008. Un estudio publicado en septiembre de 2013, basado en los datos recopilados por el rover Curiosity, afirma que en la superficie de Marte habría entre un 1,5 y un 3 % de agua.
No obstante, hoy día este cálculo se queda corto y se contempla como erróneo o susceptible de revisión después del anuncio en 2006 y la confirmación en 2015 por la NASA, de la presencia de agua líquida en la superficie de Marte que aparece estacionalmente en ciertas regiones del planeta. A lo largo del tiempo se han realizado numerosos descubrimientos de indicios que sugieren la probable existencia de agua en el pasado.
Un estudio publicado en 2015 por la NASA concluyó que hace 4300 millones de años, y durante 1500 millones de años, el planeta tuvo un extenso océano en el hemisferio norte con un volumen mayor que el del Ártico, suficiente para cubrir todo el territorio marciano con 130 m de agua. En las imágenes tomadas por la sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter se detectaron vetas superficiales descendentes con variaciones estacionales en las colinas marcianas, lo que se interpretó como el indicio más prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida en el planeta.
El 14 de febrero de 2014, en fotografías tomadas por los orbitadores marcianos, se observaron pruebas de que existen flujos de agua en las llamadas líneas de pendiente recurrentes (RSL, siglas en inglés) y el 28 de septiembre de 2015, durante una rueda de prensa, la NASA anunció que había hallado pruebas sólidas de que agua líquida, probablemente mezclada con sales percloradas, fluye intermitentemente por la superficie de Marte.
Lago de agua dulce
En diciembre de 2013 se anunció la posibilidad de que hace unos 3600 millones de años, en la denominada Bahía Yellowknife, en el cráter Gale, cerca del ecuador del planeta, habría existido un lago de agua dulce que pudo albergar algún tipo de vida microbiana. La posibilidad de que haya agua en Marte está condicionada por varios aspectos físicos.
El punto de ebullición depende de la presión y si esta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si el planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas.
Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.
Aguas congeladas
Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra. En torno a ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones lobulares, cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un suelo gélido.
Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones. Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur.
Glaciares enterrados
La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandes glaciares enterrados con extensiones de docenas de kilómetros y profundidades del orden de un kilómetro, los cuales se extienden desde los acantilados y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes más bajas de lo esperado.
Esa misma sonda también ha descubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada. Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que cubrían una tercera parte del planeta, ha sido obtenida por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parecen ser las líneas de costa de dos antiguos océanos.
También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 %) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual.
En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite, el hielo se sublima, convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido. El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su amartizaje.
¿Casquetes polares?
La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debido a la condensación del vapor de agua atmosférico.
Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que sobrepasa el casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60°. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO2. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120 °C, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de –80 °C, se sublima, a su vez, la escarcha; solo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y estos no sufrirán una ablación importante.
Hielo perpetuo
La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO2 («hielo seco») y quizá debajo del casquete sur haya hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el norte no lo ha hecho nunca.
Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternas de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro. La masa total de hielo del casquete polar norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por «hielo seco».
El 19 de junio de 2008 la NASA afirmó que la sonda Phoenix debió haber encontrado hielo al realizar una excavación cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material sublimaron después de ser descubiertos el 15 de junio por un brazo de robot. (Jackemate.com)
(*) Licenciado en Periodismo – rimar9900@hotmail.com