En busca da auga de Marte
Cara a 1870, o astrónomo Giovanni Schiapparelli afirmou ver as canles de Marte con telescopio. Isto provocou a imaxinación de varios afeccionados á astronomía que consideraron estas canles como canles artificiais creados polo ser. Nas novelas de ciencia ficción comezan a aparecer os marcianos e en 1898 H.G. Wells contou na Guerra dos Mundos que os marcianos tecnoloxicamente avanzados conquistaban a Terra.
A idea de que hai vida en Marte era atractiva, porque durante un tempo moita xente creuna. Na década de 1960, con todo, a nave espacial Mariner 4 obtivo as primeiras imaxes de Marte e demostrou que o planeta era morado. Grazas ás seguintes misións Mariner, analizouse a atmosfera e a xeoloxía de Marte e, nas misións Vicking I e II levadas a cabo na década de 1970, recompiláronse datos en órbita e en chan.
Tras investigar as pegadas, os investigadores concluíron que Marte non estaba vivo, e con iso terminou a primeira inundación de exploracións.
Aínda que non se atoparon rastros da vida, había razóns científicas paira seguir explorando o planeta, e en 1992 a NASA mandou a nave espacial Mars Observer paira realizar estudos xeolóxicos, geofísicos e climáticos en Marte. Tras iso, os resultados dos estudos realizados na Terra reforzaron a idea de que en Marte había vida. Por exemplo, en 1996 investigadores da NASA e Estados Unidos viron estruturas similares ás bacterias fosilizadas nun meteorito marciano (aínda que logo non se confirmou que eran restos de seres vivos). Doutra banda, na Terra, en lugares pouco habitables, atopáronse seres vivos, polo que se demostrou que en condicións extremas de temperatura e presión pódese crear vida.
Foz de Marte
Todo iso motivou á NASA a considerar de novo a Marte como destino. A misión Mars Global Surveyor, iniciada en 1992, obtivo as imaxes máis precisas até a data. Comparáronse as estruturas xeolóxicas que aparecían nelas con estruturas similares ás da Terra, observándose una gran similitude coas xeradas pola auga. Parecía que se deberon a correntes e inundacións, mesmo a lagos e océanos. Con todo, non existen restos de auga líquida na superficie de Marte, xa que a baixa presión atmosférica e as baixas temperaturas en Marte impiden que a auga estea en estado líquido. En cambio, hai vapor de auga na atmosfera de Marte e xeo nos polos.
Con todo, paira moitos investigadores, estas estruturas xeolóxicas indican que en Marte houbo abundante auga. En consecuencia, nun tempo a temperatura ía ser máis quente e a atmosfera máis densa. Pero non poden explicar por que cambiou o clima e onde entrou toda esa auga. Se evaporó todo ou se desprazou baixo o chan? É posible que a presión e a temperatura baixo o chan sexan suficientes para que poida existir auga líquida e atópase atrapada entre as rocas que a rodean.
Segundo outros investigadores, a orixe das estruturas xeolóxicas superficiais de Marte non foi a auga, senón o dióxido de carbono. Segundo eles, ao saír baixo o chan, o dióxido de carbono converteuse en gas polo cambio de presión. As nubes de gas así formadas, movidas a gran velocidade, erosionaron o chan e formaron canóns. Esta teoría é máis crible porque pola contra necesitaríase demasiado auga e cun litro de dióxido de carbono obtense moito máis gas que coa auga.
Un indicio máis directo da auga
Está claro que paira saber se algunha vez houbo auga en Marte ou aínda existe, é máis apropiado realizar medicións directas que interpretar estruturas xeolóxicas. Por iso, una das tarefas da misión Mars Odyssey posta en marcha o ano pasado pola NASA é a procura de auga ( Follow the water ). O espectrómetro de raios gamma que leva a nave espacial é capaz de medir a abundancia e distribución de 20 elementos químicos: hidróxeno, silicio, osíxeno, ferro, magnesio, potasio, aluminio, xofre, carbono e calcio, entre outros. Se saben onde e canto hai, esperan comprender o pasado e o presente de Marte.
E nada máis empezar a analizar as primeiras medicións, deuse a sorpresa de que nas dúas zonas próximas aos polos, baixo a capa superficial, detectouse una presenza importante de hidróxeno. Ademais, estas zonas coinciden con zonas nas que se cre que o xeo é estable. Segundo os investigadores do Laboratorio dos Alamos de EE.UU., este hidróxeno pode ser acuoso. Segundo isto, baixo o chan de Marte habería moita cantidade de auga e así o deron a coñecer moitos medios de comunicación.
Con todo, hai que diferenciar os datos da interpretación dos datos, xa que cando aínda non se atopou evidencia de auga, algúns están a dicir que os humanos que se enviarán a Marte non terán problemas coa subministración de auga. Iso si, a interpretación que se fixo a partir das medicións de hidróxeno do espectrómetro parece razoable, aínda que haberá que confirmar medindo directamente a auga.
Espectrómetro en busca de hidróxeno
O espectrómetro de raios gamma consta de tres medidores: sensor de raios gamma, espectrómetro de neutróns e detector de neutróns de alta enerxía. A suma das medicións destes tres instrumentos permite coñecer a presenza e distribución de hidróxeno no chan marciano. Pero, que mide exactamente o espectrómetro?
O proceso comeza cando os raios cósmicos atravesan a atmosfera de Marte e chocan contra a pel. Os raios cósmicos son partículas de moi alto nivel enerxético que se desprazan no espazo a unha velocidade case luminosa, sobre todo protones. Ao golpear contra calquera átomo situado na superficie de Marte, o choque xera outras partículas a través do proceso denominado espaciación. Estas partículas son principalmente neutróns e outros protones, e aínda que son moi rápidas, non teñen a mesma velocidade que os raios cósmicos iniciais. Estes segundos protones, pola súa banda, atacan a outros átomos e provocan máis partículas. Esta reacción en cadea atravesa os primeiros metros do chan de Marte.
En canto ao espectrómetro, os máis interesantes son os neutróns. En cada choque perden enerxía, retárdanse e finalmente móvense a unha velocidade similar á dos átomos da superficie. É dicir, os neutróns rápidos convértense en neutróns térmicos. Se se manchan, calquera átomo pode asimilalos, mesmo hidróxeno.
Cando un átomo adquire un neutrón térmico, emítese un raio gamma específico do átomo. Por tanto, o espectrómetro de raios gamma permite identificar ao átomo. Leste foi un dos métodos utilizados paira detectar o hidróxeno en Marte.
O outro método é mediante espectrómetro de neutróns e detector de neutróns de alta enerxía. Estes aparellos detectan neutróns e clasifícanos en tres niveis de enerxía: rápidos (producidos tras a espalación de raios cósmicos, de alto nivel enerxético), epitermales (intermedios) e termais (máis lentos). Esta perda de enerxía prodúcese na colisión contra outros átomos e, precisamente, o hidróxeno é especialmente eficaz paira frear os neutróns, xa que a súa masa é case equivalente á do neutro. Por tanto, cando hai moito hidróxeno, os neutróns perden rapidamente velocidade, e os neutróns epitermales e rápidos quedan poucos. Así se puido comprobar nas medicións do espectrómetro de neutróns e do detector de neutróns de alta enerxía.
O hidróxeno é da auga?
Na zona analizada, a medida que se achega ao polo sur o sinal de raios gamma do hidróxeno aumenta, mentres que os neutróns epitermales diminúen. Todo iso indica que canto máis se aproxime ao polo máis hidróxeno hai. Pero saber como se distribúe o hidróxeno na superficie non é tan sinxelo. Paira iso elaboraron diferentes modelos representando a superficie de Marte nunha ou dúas capas. Paira elementos distintos do hidróxeno, utilizáronse as medidas do espectrómetro de Mars Pathfinder, que emerxeu en 1996, tomando como unidade un chan dun 1% de auga en peso. Así viron a que modelo axústanse mellor as medicións.
Os investigadores conclúen que no chan de Marte hai dúas capas, a superior seca e a inferior húmida (o peso das rocas sería do 35-50% de auga). Esta humidade nótase entre as latitudes 45º e 60º, aumentando ao achegarse aos polos. A pesar de que os datos se axustan a este modelo, os investigadores da NASA recoñeceron que non é a única solución, e que probablemente sexa moito máis complicada porque deixaron de lado moitas dificultades, por exemplo, a composición do chan será variable, a diferenza do modelo.
Aínda que o elemento identificado é seguro que é hidróxeno, é máis discutible a forma química na que se atopa. Crese que o hidróxeno da capa superior pode ser auga ou hidróxido asociada física ou químicamente, mentres que na capa inferior non existe outra alternativa que a auga conxelada. Paira empezar, os minerais que forman as rocas non poden conter tanta auga. Doutra banda, a diferenza entre capas é elevada en canto a humidade, e a forma máis sinxela de explicalo é a evaporación do xeo existente na parte superior.
Ademais, os lugares onde os estudos teóricos prevían a presenza de xeo son os que máis hidróxeno conteñen.
Tendo en conta todo iso, e vendo que coincide cos datos tomados polo espectrómetro, é bastante seguro que hai moita auga na capa inferior a 10 cm da superficie de Marte. O espectrómetro ten una resolución aproximada de 1 metro, pero segundo a NASA é moi posible que o chan de Marte sexa un gran depósito de auga.
Mirando cara adiante
A misión Mars Odyssey, que aínda ten moitas funcións, vai recoller, sen dúbida, importantes datos que logo axudarán a comprender Marte. Ademais, o descubrimento da auga dará un gran impulso ás próximas misións da NASA, paira as que a organización recibirá máis facilmente a subvención necesaria. O próximo ano quere instalar en Marte dous vehículos paira a análise de minerais e auga.
Con todo, Marte non só se interesou pola NASA, xa que nos anos 2003-2004 terá ao seu ao redor seis naves espaciais internacionais. Entre eles, a Axencia Espacial Europea (ESA) porá en marcha o proxecto Mars Express, no que outro vehículo, o Beagle 2, poderá tomar mostras de chan. Parece que non teremos que esperar demasiado paira saber si hai auga ou non.
A auga de Marte? Estes experimentos non poden diferenciar os hidratos de auga dos hidróxidos con OH. As observacións de infravermello demostraron que na pel predominan os hidratos, pero loxicamente mídese desde a superficie a pouca profundidade, polo que non poden dicir nada sobre un hidróxeno a un metro de profundidade. Con todo, na miña opinión, si na superficie predominan os hidratos, é moi posible que no subsolo haxa outras situacións. Un problema paira o futuro é que se as misións queren utilizar esta auga xeada, poida que o que vemos non sexa só auga sucia, filtrable e lavable, senón que estea relacionada químicamente e, por tanto, liberable unicamente de reaccións químicas. Isto pode traer problemas de loxística! As medidas son diferentes formas de dar evidencia directa e, neste caso, aínda que só se mide o hidróxeno, analizando a historia de Marte e o contexto xeolóxico e químico, pódese considerar que H está en H 2 Ou. Claro, esa evidencia non é tan boa como a observación directa, pero na miña imaxe é evidencia. Na superficie de Marte houbo moita auga no pasado, tal e como mostra a súa estrutura xeolóxica, e non sabemos exactamente onde foi, pero temos dúas ideas: por unha banda, perdeuse moito vapor de auga no pasado, cando Marte perdeu gran parte da atmosfera, e por outro, debido á abundancia de minerais porosos na superficie, filtrouse moita auga ao subsolo. Estas ideas coinciden coas observacións realizadas e confirman intuitivamente o que esperabamos. Por outra banda, os ciclos de CO 2 e os de H 2 Ou son importantes na atmosfera de Marte, polo que tendo en conta a composición química predominante do planeta, se os hidróxidos fosen subterráneos predominaría o dióxido de carbono, gas moi volátil que non se atopa en grandes cantidades. Astrónomo Mikel Susperregi |
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
