Marzo marciano (III): Las 10 cosas imprescindibles  que debes saber sobre Marte

«Esto es el principio de una nueva amistad…»

En el mes de febrero de 2021 se inició el nuevo periodo exploración de Marte.  Por primera vez en la historia de la exploración marciana llegaban en poco intervalo de tiempo al planeta, tres misiones de diferentes nacionalidades, con la finalidad de conocer mejor su atmósfera y buscar en su superficie pruebas pasadas o actuales de vida primitiva.

En la anterior (segunda y extensa entrada)  tratamos de ¿Cuál ha sido la exploración de Marte?, en esta tercera entrada del blog dedicada  al «Marzo- Marciano» vamos a ver por qué es tan difícil aterrizar en Marte, cómo es el planeta,  cuáles son las zonas más interesantes para explorar y por qué evolucionó de forma tan diferente a la Tierra.

Contestamos por tanto en esta entrada a varias de las preguntas básicas sobre Marte, ¡Vamos allá…!

3)  ¿Por qué es tan difícil aterrizar en Marte?

La pregunta no es tan fácil de responder como en algunos medios puedes encontrar. Vamos por partes, para intentar ofrecerte una explicación lo más sencilla posible, aunque algo ya hablamos en la extensa entrada anterior de una completa visión sobre las naves que hemos enviado al planeta rojo.

 Unas 40 veces hemos intentado llegar a la Luna –a unos 400.000 Km de distancia-  y solo aproximadamente la mitad han tenido éxito. Los mayores fracasos vinieron por parte de la antigua Unión Soviética (URSS), y en parte es debido  a que, a pesar de su cercanía, los aterrizadores (landers) deben de llevar unos sensores de posición y velocidad, tienen que trabajar en modo automático durante los momentos del posicionamiento y aterrizaje. Los sensores reciben esa información que es procesada a bordo  y transmitida a los cohetes de posición y frenado para respuesta inmediata. Aunque la información llega a la Tierra en apenas algo más 1 segundo, una orden desde la Tierra en los últimos metros o instantes antes de un encendido crucial puede llegar demasiado tarde a la nave.  A este tiempo que tarda una señal en llegarnos debido a la distancia que tiene que cubrir, le llamamos latencia de señal. Los éxitos de las misiones Apolo (exceptuando Apolo XIII) se debieron a que las decisiones en los últimos metros eran tomadas por personas «in situ», es decir, en el propio aterrizador (módulo lunar).

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También es cierto que gran parte de los fracasos ocurrieron mayormente en épocas tempranas de la exploración espacial y sin la tecnología que disponemos ahora. Si, lo sé, unos pocos han ocurrido recientemente, pero también hemos asistido a proezas de la Agencia Espacial China como es llegar a las cercanías del polo sur de la Luna, posteriormente a su cara oculta (con rover y enlace de comunicaciones en órbita lunar para que nos llegara la señal) y más recientemente la toma de muestras y retorno a la Tierra. Todo en modo autónomo en cuanto a operaciones esenciales.

Y es que aterrizar en cualquier astro fuera de la Tierra no es nada fácil, es más, salir de la Tierra ya requiere un gran esfuerzo en empuje para vencer o igualar casi (en realidad queremos no queremos escapar de la órbita de la Tierra, si no llegar a la Luna con una de las órbitas terrestres) la velocidad de escape debido a la masa de nuestro planeta y en cuanto a  una correcta orientación del vector de despegue, porque la Luna se va moviendo también en el espacio.

La duración del vuelo a un cuerpo celeste es variable en función del combustible que queramos gastar, en el caso del los vuelos tripulados Apolo a la Luna, se llegaba en tres días puesto que el soporte vital para la tripulación tiene unos límites impuestos por el propio combustible  disponible inicial, pero podemos enviar  misiones automáticas sin tripulación que tarden casi un mes en llegar, con un gasto menor en combustible aprovechando órbitas terrestres previas, que pueden utilizarse de aceleraciones previas al viaje encendiendo adecuadamente los motores de posición en determinados momentos de la órbita.

Para llegar a la Luna debemos realizar un vuelo directo despegando desde la superficie de la Tierra, o bien un vuelo con órbita terrestre previa  u órbita de estacionamiento. El vuelo directo es más costoso (aunque se ahorre en combustible), más complejo (menos tolerante a errores iniciales de salida de la atmósfera de la Tierra y de llegada a la Luna) y con menos probabilidad de éxito.

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Así pues para orbitar o descender sobre la superficie lunar es preciso -para una exactitud aceptable-  orbitar primero la Tierra antes de realizar la inserción a órbita lunar. Una vez en las cercanías, con la trayectoria adecuada (la cosa no es tan sencilla), la gravedad lunar empieza a acelerar la nave que deberá frenar lo justo para entrar en órbita de nuestro satélite. Una vez en órbita lunar, el programa Apolo utilizó la maniobra conocida como LOR (encuentro lunar) para descender desde la órbita el aterrizador (módulo lunar o LEM) a superficie y posteriormente – después de las excursiones lunares de los astronautas –  volver a encontrarse con el orbitador (módulo de mando y servicio) para volver a la Tierra mediante el encendido del motor del módulo de servicio. Todo esto a finales de los años sesenta del siglo pasado, no lo perdamos de vista el dato, y parece ser, que todos los momentos de mayor peligro de la misión, era precisamente el LOR es que más asustados tenía a los ingenieros.

Pero ir a Marte es ligeramente diferente. Se trata de un vuelo directo a través de lo que se denomina órbita de transferencia de Hohmann, que llevará a la nave a una trayectoria directa sobre Marte. Para hacernos una idea, lanzamos la nave considerando que parte de la trayectoria elíptica que va a trazar hasta el planeta, está contenida entre la Tierra y Marte, siendo el punto de lanzamiento terrestre el periapsis (periastro) y en el sentido de rotación y revolución de la Tierra, llegar al planeta  Marte, que será el apoapsis (apoastro) de esa trayectoria trazada. Básicamente es lo mismo que para el lanzamiento lunar, pero la distancia es tan pequeña que apenas es distinguible la figura parabólica de la trayectoria.

No os asustéis por las palabras utilizadas, con una ilustración la cosa es mucho más intuitiva, lo que sí que está claro es que hay que tener en cuenta la velocidad orbital de la Tierra alrededor del Sol y la velocidad orbital de Marte, para saber donde apuntar una vez superada la atmósfera de la Tierra  ¿estamos de acuerdo más o menos, no?

Lógicamente Marte está mucho más lejos que la Luna, algo así como algo más de unas 1.000 veces más lejos en la trayectoria que debe de realizar la nave (unos 500 millones de kilómetros), que no es para nada una línea recta. Eso implica una latencia de señal  (aunque la señal emitida si se propague en línea recta) en las cercanías de Marte o de órbita marciana de muchas veces el retraso de las emitidas desde la Luna. Esto es cercano a los 10 minutos que tardan en llegarnos la información. Las operaciones críticas en las proximidades de Marte deberán ser realizadas completamente en automático, dejando al ordenador de abordo que tome las decisiones oportunas en función de la información que disponga de sus sensores en cada momento.

Y es aquí cuando encontramos otro dato que nos recuerda al ofrecido anteriormente de la Luna; el 50% aproximadamente de las misiones enviadas a Marte han fracasado, no sólo en el aterrizaje, sino también en su inserción orbital, a priori más sencilla. Tienes la extensa anterior entrada para consultarlas. A diferencia de la Luna, algunas misiones han fracasado no sólo en los primeros años de la exploración del planeta, si no en décadas recientes, especialmente en el caso de aterrizadores (landers), fracasos que recogimos en la entrada de exploración anterior.

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Y es que aterrizar sobre la superficie de Marte es más complejo que en la Luna, ya no solo por su distancia, si no por unas peculiaridades que diferencian ambos astros.

En primer lugar como ya habíamos señalado con anterioridad, Marte posee atmósfera a diferencia de la Luna. Esa atmósfera –aunque inferior a la terrestre en cien partes-supone una fricción para una nave que llega desde una trayectoria directa interplanetaria. A una velocidad de casi un par de decenas de miles de kilómetros por hora, la gravedad del planeta aumenta aún más su velocidad de aproximación a superficie, por lo que para evitar que salga rebotada por la atmósfera o que se queme por exceso de fricción, tiene que entrar en un adecuado ángulo y emplear varios sistemas de frenado durante los famosos «7 minutos de terror » que han dado a conocer las naves de NASA que se han posado en la superficie, aunque no siempre hayan sido exactamente siete.

El primer frenado es realizado mediante un escudo térmico, que alcanzará más de 1.000 ºC durante la fricción (con pérdida de comunicaciones con la Tierra) a pesar de lo tenue de la atmósfera marciana, para posteriormente abrir un paracaídas de gran tamaño (por la necesidad de mayor sustentación debido citada débil atmósfera) que es lanzado a velocidad hipersónica: a mayor tamaño mejor, pero los paracaídas muy grandes son más difíciles de desplegar y más sensibles al desgarro, algo fatal en el descenso. Posteriormente tras despojarse de escudo térmico y del paracaídas, entran en acción los retrocohetes que llevarán al aterrizador desde unos 250 Km/h  hasta una velocidad no superior a 3 Km/h en superficie.  En el caso de los dos últimos grandes rovers de NASA (Curiosity y Perseverance), estos retrocohetes de frenado han ido ensamblados en una sección de la etapa de crucero  que ha desplegado  a los  rovers mediante unos cables de nylon de unos 9 metros de longitud, para después alejarse del lugar del descenso, maniobra conocida como«Skycrane» o grúa celeste, de la que hablamos en la anterior entrada y pusimos un esquema en la primera.

En las misiones anteriores a estas dos citadas, se utilizaron en vez de esta maniobra unos airbags que permitían algunos rebotes sobre la superficie, y con anterioridad solo retrocohetes en los pioneros aterrizadores Viking.

Pero ha habido bastante suerte (no para todos), porque la atmósfera es débil para ofrecer sustentación, pero suficientemente importante para quemar los sistemas electrónicos que controlan el descenso de una nave si se produce a alta velocidad. Es más, la atmósfera es –además- traicionera, porque sufre cambios en la densidad repentinos e incluso ofrece diferentes resistencias según la altitud topográfica de la zona elegida para el aterrizaje de forma sensible, siendo más difícil en zonas altas y en latitudes altas (muy al norte o muy al sur del planeta). La capacidad del ordenador de a bordo de tomar las decisiones adecuadas en función de sus sensores, y la respuesta de todos los sistemas, como podéis comprender es vital.

Además existen otras variables no controlables, como la posibilidad de una tormenta local o global de polvo marciano, lo cual complicaría mucho el aterrizaje. Ni que decir tiene que en la sala de control de misión en la Tierra solo podemos cruzar los dedos y esperar que la nave funcione como está programada y  tome las mejores decisiones según los datos disponibles, y esperar la primera transmisión desde la superficie del planeta.

Decir también que Perseverance ha conseguido incrementar la precisión de su aterrizaje gracias al sistema «inteligente» de conocido como LVS (Lander Vision System), en el que comparaba imágenes durante el descenso de los últimos metros con imágenes de una base de datos disponible para orientar de forma más segura la zona elegida. China ha utilizado un sistema análogo, del cual conocemos más bien poco, en las misiones recientes a la Luna y que han constituido un éxito para el gigante asiático.

4) ¿Cómo es el Planeta Marte y qué zonas son las más interesantes para explorar?

Resumir en pocas líneas la riqueza y cada vez más sorprendente geología y morfología de Marte es complicado y es motivo de diferentes libros que podemos encontrar al respecto.

De forma muy general diremos que las primeras misiones sobre el planeta nos mostraron unas características que no se corresponde con la realidad de la riqueza geológica y topográfica que actualmente empezamos a conocer con detalles.

Sin embargo el primer orbitador Mariner 9 (1971-72) nos cambió el concepto de la superficie de Marte. Grandes volcanes extintos, una fractura enorme en las cercanías del ecuador del planeta (Valle Marineris), innumerables cráteres y figuras de antiguas inundaciones con grandes canales de desbordamiento que mayormente solo se podrían asociar a un pasado con agua abundante, zonas con forma de lagrima y zonas sinuosas formando redes complejas y llanuras sorprendentes, zonas polares con patrones en espiral, además de un hemisferio norte dominado por una gran llanura reciente sin apenas craterización, que se suele considerar una zona de fondo oceánico.

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Marte tuvo un pasado dinámico, activo, tanto en forma de volcanes como en mucha menor medida una débil  tectónicas de placas, y aunque no fue ni de intensidad ni de la duración de la terrestre (que como sabemos todos, por fortuna aún continua), fue  la que posiblemente ayudó a originar el enorme cañón Valle Marineris (y todo su subsistema) junto a la enorme presión de la zona volcánica cercana, que atraviesa una cuarta parte del ecuador marciano, Sus dimensiones: 4.500 km de longitud por 200 km de ancho y unos 8 Km de profundidad de media. Esta actividad se detuvo paulatinamente parece ser hace unos 4.000 millones de años con el enfriamiento interno del planeta.

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Las enormes formaciones de volcanes de la zona de Tharsis se vieron favorecidas por esta escasa o nula tectónica de placas y la enorme energía interna que acumularon estas regiones, provocó multitud de fallas, que el viento y el agua aún presente en la superficie ayudaron a erosionar.

En la abundante craterización del hemisferio sur destaca también la enorme cuenca de impacto Hellas Planitia (-42º S), con un diámetro de unos 2.300 kilómetros  que se formó probablemente durante el bombardeo tardío del sistema solar (LHB) que se produjo entre los 4.100 y 3.800 millones de años. Constituye el punto más bajo del planeta. Científicos de la universidad de Texas en Austin propusieron en 2018 que se trataba de un lugar de gran interés astrobiológico por unos patrones fotografiados por el orbitador MRO en 2009, similares a los existentes en las llamadas «calderas de hielo» de Islandia.

Aquellas zonas que presentan estructuras donde el agua fluyó y mucho mejor, en aquellas zonas donde el agua arrastró sedimentos durante largo tiempo, constituyen zonas de especial interés geológico y astrobiológico. Así, la misión Perseverance ha buscado para su aterrizaje un cercano antiguo delta, desembocadura de un rio que fluyó hacia el cráter de impacto Jezero.

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Entre las zonas de Marte muy diferenciadas, no podemos olvidarnos de las zonas polares. Antes de la exploración espacial solo conocíamos su estacionalidad (avance y retroceso según la estación) y  pensábamos en una riqueza de hielos de dióxidos de carbono, similar a su tenue atmósfera, con pocas trazas de agua. Pero ahora sabemos que se componen centralmente por hielo de agua y  se encuentran recubiertos de hielos de CO2, parte del cual es el que experimenta los avances y retrocesos estacionales. El casquete polar norte es el que más retrocede durante su verano, incrementando la atmósfera del planeta en CO2 y mucha menor medida vapor de agua. El casquete polar sur es más estable, y solo presenta sublimación de CO2 que posteriormente puede caer sobre la superficie en forma de  nieve. Además existe una desviación de más de 100 kilómetros respecto al sur geográfico y presenta algunas formaciones morfológicas para las que aún no tenemos respuestas contrastadas.  Es por ello que, pese a la dificultad en aterrizar en las cercanías de los polos, es sumamente interesante para comprender mejor estas zonas y también las evidencias que nos guardan de la historia y cambio del planeta. Es muy recomendable para ampliar conocimientos sobre la geología de Marte, la información disponible del U.S Geological Survey [14]

5) ¿Por qué evolucionó de forma tan diferente la Tierra y Marte?

Marte es un planeta que como la Tierra se formó hace unos 4.600 millones de años, y ambos planetas partieron probablemente de unos orígenes similares aunque con menos masa en el caso de Marte. Durante la formación de la corteza, existía en el planeta una atmosfera densa y abundante agua. En la llamada era Noeica,  hace de entre 4.000 y 3.500 millones de años (y durante el Gran Bombardeo Tardío)  la abundancia de agua era notable (cubría un 20% del planeta) y un pH probablemente neutro dieron orígenes a las primeras arcillas. Mientras en la Tierra empezaban a aparecer las primeras formas de vida más simples, la atmósfera marciana empezaba a escaparse del planeta ¿pudo surgir la vida en este momento también en Marte?

Hace 3.900 millones de años, Marte sufrió un enorme impacto en el hemisferio sur que provocó la mayor depresión y cuenca de impacto del planeta: Hellas Planitia. El núcleo fundido del planeta posiblemente empezó a enfriarse y detenerse, al campo magnético a debilitarse.

En la era Hespérica, situada hace entre los 3.500 y 2.800 millones de años, una gran cantidad de actividad volcánica en Marte durante miles de años provocó la formación de sulfuros en la superficie debido a las emisiones volcánicas, y el aumento de CO2, el agua empezó a acidificarse mientras la atmósfera continuaba perdiéndose al espacio, aunque posiblemente era parcialmente compensada por las erupciones que permitían mantener una presión atmosférica adecuada para el agua líquida. En la Tierra ya existía la fotosíntesis y las células procariotas, y pensamos que algunos lugares del planeta rojo tenían en esos momentos las condiciones adecuadas para el mantenimiento de la vida (por ejemplo el lugar donde opera Curiosity). Pensamos que en esta época gran parte del hemisferio norte marciano (Vastitas Borealis, que marca el llamado límite 1/3 de su topografía diferenciada entre parte del hemisferio norte y el resto del planeta) estaba cubierto por un gran océano.

De los 2.800 millones de años a esta parte, mientras en la Tierra la atmósfera empezaba a ser rica en oxígeno, la presión atmosférica en Marte bajaba muy notablemente, el ambiente se enfriaba y se reducía en vapor de agua (se secaba), el agua de superficie se congelaba o perdía al espacio al sublimarse (favorecida también por la menor masa del planeta) y la superficie empezaba a estar dominada por los óxidos de hierro.

Hace 2.000 millones de años la gran zona volcánica de Tharsis aún continuaba activa y creemos que se forma el Olympus Mons favorecida por la escasa tectónica de placas y la poca gravedad del planeta, pero la «dinamo» interior  de Marte se va  «apagando» progresivamente de forma inevitable y provocando la pérdida de gran parte de su atmósfera al espacio, mientras que en la Tierra, hace 1.000 millones de años surgen las primeras formas multicelulares que podrán evolucionar gracias a una atmósfera estable protegida por su campo magnético y su gravedad.

Los últimos flujos de lava datan de hace unos 200 millones de años, pero es posible encontrar residuales de actividad volcánica que se extinguen por completo poco antes de cuando en nuestro planeta aparecen los homínidos, hace unos 8 millones de años.

Comentar que la las llamadas eras marcianas: Noeica, la más antigua, Hespérica la más reciente con cráteres pequeños, y la Amazónica –coincidente con grandes extensiones del hemisferio norte- la más reciente, se basan precisamente eso, en su craterización como medio de datación.

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Actualmente Marte –en contra de lo que se suele decir- no está geológicamente del todo muerto. Gracias al aterrizador Insight (2018) hemos detectado muchos terremotos, de niveles mayores que los de la Luna, que pueden ser restos de la débil tectónica de placas y vulcanismo que presentó, y además todos ellos parecen originarse en un punto del planeta a unos 1500 kilómetros de distancia de donde opera el aterrizador-sismólogo de NASA.

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Entonces ¿a qué se debe esta diferencia en la evolución de los dos planetas? Bueno, partiendo que todo lo que estamos explicando son hipótesis en base a las evidencias de las misiones espaciales, y que no siempre son compartidas por toda la comunidad científica, actualmente pensamos que el núcleo interno fundido del planeta se enfrió al ser de menor tamaño que el de nuestro planeta, eso provocó casi una detección de la rotación interior y el cese casi completo del «efecto dinamo» que protegía a la atmósfera del planeta mediante una magnetosfera importante del viento solar.

El paleomagnetismo de superficie aún nos tiene que contar muchas historias de cuando cesó exactamente, pero lo que parece evidente gracias a los estudios del orbitador MAVEN es que la atmósfera marciana se escapó al espacio debido a la interacción del viento solar, efecto que aún continúa al tener actualmente un campo magnético de unas 10.000 veces inferior al terrestre.

En la siguiente entrada hablamos del agua y de la vida en Marte.

¡A cuidarse!

Referencias del texto

[14] https://pubs.usgs.gov/sim/3292/