El principio básico de la búsqueda de vida extraterreste se articula en
una simple frase: “siga el rastro del agua”. La vida, tal y como la
conocemos sobre el planeta tierra, no puede existir sin el preciado
líquido elemento.
Marte acapara nuestra atención por ser un planeta
parecido al nuestro: tiene valles, volcanes, casquetes polares, una
tenue atmósfera y, lo más importante, parece haber estado cubierto por
grandes extensiones de agua en un remoto pasado.
Sin embargo, la evolución del
planeta rojo ha sido bien distinta de la de nuestro azul hogar. Hace
varios miles de millones de años,
la atmósfera marciana perdió sus
gases invernadero (vapor de agua, CO
2, metano, óxidos de nitrógeno), absolutamente
necesarios para la vida, y condenó al planeta a convertirse en una roca
helada. Pero la pregunta sigue en pie, ¿hay agua en Marte? Y en caso
afirmativo, ¿dónde se encuentra? Las respuestas entran de lleno en dos
de las cuestiones más apasionantes de la ciencia actual: la búsqueda de vida extraterrestre y la colonización de otros planetas.
La búsqueda de agua en Marte se ha convertido en una prioridad para las
últimas misiones de la
ESA y la
NASA, dando incluso lugar a disputas
sobre la primicia de su posible descubrimiento. Tanto la NASA (misión
Mars Odissey) como la agencia espacial europea ESA (misión
Mars Express) reclaman los honores para sí. Independientemente de quién tenga
razón, la suma de esfuerzos parece que estrecha cada vez más el cerco y
hoy en existen pocas dudas sobre la existencia de agua en Marte. Los datos aquí presentados complementan a los del excelente
artículo del Cuaderno de Bitácora Estelar publicado por David Barrado y Navascués.
Figura 1. Mecanismo de producción de los neutrones por las interacciones de los rayos cósmicos y posterior moderación en el suelo marciano. En un
artículo anterior explicaba cómo es posible utilizar los
neutrones para detectar agua en el subsuelo. Basta con colocar una
fuente de neutrones a una cierta profundidad y buscar neutrones
térmicos en la superficie. La sonda
Mars Odissey ha permitido realizar el mismo tipo de medida en la superficie marciana gracias al gamma
ray spectrometer GRS (
epectrómetro de rayos gamma). El
GRS está formado por tres detectores:
La
fuente de neutrones utilizada la ha proporcionado la propia naturaleza.
Como explica la Figura 1, los
rayos cósmicos pueden producir neutrones
al interaccionar con el suelo marciano. Algunos de los neutrones
secundarios salen a la superficie marciana tras haberse
moderado en el suelo. Si encuentran agua a su paso, perderán energía en pocas
colisiones y saldrán a la superficie con energías térmicas y
epitérmicas. Si por el contrario se moderan en un suelo sin agua, su espectro será más energético, en la zona
epitérmica o rápida (ver la nota al final del artículo para la clasificación de los neutrones por su energía).
La
gravedad de Marte es 0.367 veces la de la tierra, lo que se
traduce en una velocidad de escape de 5020 m/s. Su atmósfera es además
entre 100 y 150 veces menos densa que la terrestre. Por ello, los
neutrones térmicos y
epitérmicos
(con velocidades superiores a los 5020 m/s) pueden escapar con cierta
facilidad del planeta sin ser absorbidos por su atmósfera. La
Mars Odyssey detecta los neutrones que escapan de Marte gracias al
GRS.
Figura 2. Esquema de funcionamiento del Neutron Spectrometer de la Mars Odyssey.En la Figura 2 se explica el funcionamiento del
Neutron Spectrometer: los neutrones de la superficie marciana son detectados por el detector en el sentido de avance de la sonda
det.+, mientras que el
det.- presentará un déficit. La diferencia entre ambos detectores y la velocidad de la sonda permiten calcular el origen del
neutron y su rango de energías. El fondo de neutrones provenientes del espacio se determina gracias al
det. sup. y el fondo de neutrones rápidos y
epitérmicos provenientes de la superficie a través del
det. inf. El
HEND completa la información del
NS para neutrones de mayor energía.
Figura 3. Datos de la Mars Odyssey de 2001 sobre la distrubución de agua (hielo) en Marte. Morado: más abundante. Rojo: menos abundante. Fuente: NASA.
De esta manera, la
Mars Odyssey
ha logrado realizar mapas (Figuras 3 y 4) de la distribución de hidrógeno en el suelo
de Marte, que puede asignarse con muy alta probabilidad al hielo oculto
bajo la superficie marciana.
Figura 4. Datos del High Energy Neutron Detector sobre la distrubución de
neutrones epitérmicos emitidos por la superficie de Marte. Azul: menos neutrones epitérmicos (más agua). Rojo: más neutrones epitérmicos (menos agua).
Fuente: NASA.
Las evidencias aportadas por las diferentes misiones e instrumentos se suman y parece razonable concluir que Marte alberga todavía grandes cantidades de agua helada bajo su superficie. Esta información es tremendamente valiosa para la preparación de una futura misión tripulada al planeta rojo y deja la puerta abierta al descubrimiento de vida marciana en sus formas más simples. Dos grandes retos para una curiosa especie de homínidos que, paradójicamente, hace bien poco por preservar su ya degradado habitat.
Clasificación de los neutrones por su energía- Neutrones ultrafríos: tienen una energía En < 2·10-7.
- Neutrones muy fríos: tienen una energía En comprendida entre 2·10-7 < En < to 5·10-5 eV.
- Neutrones fríos: tienen una energía comprendida entre 5·10-5 eV < En < 0.025 eV.
- Neutrones térmicos: tienen una energía promedio de En=0.025 eV a una temperatura del medio de 20º C.
-
Neutrones epitérmicos: tienen una energía superior a los térmicos y En < 1 eV.
-
Neutrones rápidos: tienen una energía En > 1 eV (ó 0.1 MeV ó 1 MeV, dependiendo del contexto en el que se hable).