MARTE

MARTE. Es el cuarto planeta del Sistema Solar más cercano al Sol. Llamado así por el dios de la guerra de la mitología romana Marte, recibe a veces el apodo de planeta rojo debido a la apariencia rojiza que le confiere el óxido de hierro que domina su superficie. Tiene una atmósfera delgada formada por dióxido de carbono, y dos satélites: Fobos y Deimos. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra. Aunque en apariencia podría parecer un planeta muerto, no lo es. Sus campos de dunas siguen siendo mecidos por el viento marciano, sus casquetes polares cambian con las estaciones e incluso parece que hay algunos pequeños flujos estacionales de agua. Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (los llamados «lazos») permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler. Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases (porción iluminada vista desde la Tierra) están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42°, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien solo supuso su existencia.

Características físicas

Tiene forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6794 km y polar de 6750 km. Medidas micrométricas muy precisas han mostrado un achatamiento de 0,01, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte. Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.

Traslación y rotación

Rotación de Marte (en movimiento retrógrado, no real), en la imagen el planeta da la rotación en segundos, pero en la realidad tarda más de 24 horas.

Rotación

Se conoce con exactitud lo que tarda la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Christiaan Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666,Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el periodo de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s). Marte rota en sentido anti horario, al igual que la Tierra. De la duración del día sideral se deduce que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s. El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min 18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable. No obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad. Para mayor comodidad operativa, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte mediante sondas robóticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, pese a tener otros significados en otros idiomas («suelo» en francés; o el nombre de nuestra estrella en español).

Traslación

El año marciano dura 687 días terrestres. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

Oblicuidad orbital

Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24° 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19°, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23° 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

Geología

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama aerografía (no confundir con aerografía), nombre que proviene de Ares(dios de la guerra entre los griegos). Marte es un planeta notablemente más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53 %, superficie 28 %, masa 11 %. Como los océanos cubren alrededor del 70 % de la superficie terrestre y Marte carece de mares, ambos planetas poseen aproximadamente la misma cantidad de superficie pisable. Gracias a las imágenes tomadas por la cámara HiRISE, que viaja a bordo de la Mars Reconaissance Orbiter, en órbita del planeta rojo desde marzo de 2006, se han puesto de manifiesto muchas de las principales características morfológicas de su superficie. La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8 % de sílice, 13,5 % de hierro, 5 % de aluminio, 3,8 % de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

Marte es uno de los planetas mas interesantes para ser observado. Se trata de un cuerpo de menor tamaño que la Tierra, posee dos pequeñas y opacas lunas orbitando muy cerca de su superficie. A la hora de observarlo hay que asegurarse de que se trate de una buena época para ello. Las fechas mas convenientes son las próximas a su oposición. Al igual que todos los demás planetas exteriores, en la oposición se encuentran en el mejor momento de para ser observados, su tamaño y brillo son máximos y su distancia a la Tierra es mínima (no siempre coinciden al mismo tiempo estas todas estas características)

En el momento de la oposición el sistema Sol-Tierra-Planeta forma una línea recta. Es en las cercanías de esta fecha donde Marte presenta todas sus impresionantes características. Las mas observadas son las del terreno, zonas mas brillantes y otras mas oscuras asociadas a diferentes zonas en la superficie de Marte. Con un telescopio de pequeño ya son observables. Filtros de colores pueden ayudar a aumentar el contraste entre las direrentes zonas.

Una animación interactiva con la rotación de Marte y las diferentes zonas marcadas puede accederse haciendo click en el gráfico superior.

Marte posee un periodo de rotación parecido al de la Tierra, por tanto si se lo observa durante algún tiempo se pueden notar las características superficiales mas prominentes. Para esto debe saberse con anterioridad la longitud central de Marte (el paralelo que domina el centro del disco marciano), para poder ubicar esa longitud en un mapa y saber que se esta observando para poder identificar diferentes zonas. Es posible también observar los casquetes polares como zonas mas brillantes.

El tamaño aparente de Marte varía mucho entre el máximo y el mínimo posible. Las oposiciones de Marte se dan cada año y medio aproximadamente. Otra característica de Marte es su activa atmósfera. No es muy densa, pero en ocasiones (reservadas para telescopio mayores) es posible ver con la asistencia de filtros de colores (azul, por ejemplo) formaciones de nubes sobre la superficie marciana.

Un buen momento para la observación del planeta es cuando la luz crepuscular se hace presente. Esto amortiza el brillo del Marte e incrementa el contraste entre las diferentes zonas.

Filtros en Marte

• Naranja y Rojo (21, 23A) : Oscurece las zonas mas oscuras del planeta, contrastándolas mas obviamente.
• Verde (56) : Facilita la observación de los casquetes polares, y de ciertas tormentas de polvo amarillentas ocasionales.
• Azul (38A) : Permite la observación de formaciones nubosas, sobre todo en el terminador, donde se forman nubes al amanecer y atardecer.

Datos de Marte

• Diámetro ecuatorial : 6789 km
• Densidad media (Tierra=1) : 0.71
• Gravedad (Tierra=1) : 0.38
• Período de rotación : 24.6 horas / 1.03 días
• Velocidad de escape : 18007 km/hr
• Inclinación de eje de rotación : 25.2º
• Excentricidad orbital : 0.093
• Velocidad orbital media : 86907km/hr
• Distancia mínima al Sol : 206.7 millones de km
• Distancia máxima al Sol : 249.3 millones de km
• Distancia media al Sol : 227.9 millones de km
• Período de revolución : 1.88 años
• Inclinación orbital : 1.85º

La órbita de Marte es mas excéntrica que la de la Tierra, por este motivo presenta estaciones con características mas marcadas. El verano en el sur tiene lugar cuando Marte se encuentra en el perihelio unos 42 millones de kilómetros mas cerca del Sol que en su afelio. El verano en el sur es así mas cálido y breve que dicha estación en el hemisferio norte, y su invierno mas largo y frío. Estas características afectan a los casquetes polares y provocan enormes tormentas de polvo que pueden envolver todo el planeta.

Marte es un planeta rocoso, con una corteza, un manto y un núcleo. Se cree que la capa rígida superior tiene unos 30 kilómetros de grosor y el manto puede extenderse unos 2400 kilómetros. Estas capas están mas frías que las de la Tierra, por tal motivo no existen placas tectónicas que modifiquen la superficie. El núcleo metálico de unos 2000 kilómetros de diámetro puede ser totalmente sólido, lo que explicaría la ausencia de un campo magnético alrededor del planeta.

Aun así la superficie de Marte posee enormes estructuras geológicas, como una de las montañas mas importantes del Sistema Solar, el Olimpus Mons, de una altura de 25 kilómetros y una base de 550 kilómetros de diámetro. También posee un enorme acantilado denominado Valles Marineris, de 4000 kilómetros de largo y de hasta 7 kilómetros de profundidad. Marte posee indicios de haber tenido en épocas pasadas agua liquida en su superficie, formado mares y ríos.

El planeta posee dos pequeñas lunas: Fobos y Deimos. Fobos es de solo 27 kilómetros de diámetro y al igual que Deimos tiene la apariencia de un asteroide. Deimos, el mas exterior de las lunas marcianas mide solo 10 x 11 x 10 kilómetros. La cercanía a la superficie de Marte de las lunas produce interesantes efectos.

Fobos

• Diámetro : 28×20 km
• Área : 1500 km²
• Volumen : 780 km³
• Gravedad superficial (Tierra=1) : 0.00067
• Distancia al centro de Marte : 9350 km
• Velocidad orbital : 2.13 km/seg
• Velocidad de escape : 25 km/hr
• Inclinación orbital : 1.1º
• Período de totación : 7.65 hr / 0.31 días marcianos

Deimos

• Diámetro : 16×10 km
• Área : 400 km²
• Volumen : 5400 km³
• Gravedad superficial (Tierra=1) : 0.00036
• Distancia al centro de Marte : 23500 km
• Velocidad orbital : 1.17 km/seg
• Velocidad de escape : 12 km/hr
• Inclinación orbital : 1.8º
• Período de totación : 30.3 hr / 1.23 días marcianos

Los satélites de Marte se hallan tan cerca del planeta (en comparación con su tamaño) que hay una considerable diferencia en la distancia desde el centro de Marte comparada con la distancia desde la superficie.

Ambas lunas (especialmente Fobos) están mucho más cerca cuando son vistos en el cenit que cuando se los ve en el horizonte. Y no solo eso, solo es posible ver a Deimos si el observador sobre la superficie de Marte se halla mas allá de los 6,5 grados desde los polos (83.5º de latitud), y a Fobos, que se halla mas oculto por la visual del horizonte, no puede ser visto mas allá de los 70º de latitud norte o sur.

También el breve periodo de revolución de ambos satélites produce interesantes efectos para un observado sobre la superficie de Marte. Deimos completa su rotación de oeste a este en 30,3 horas, mientras que el periodo de rotación de Marte es de 24.7 horas. Marte a su vez alcanza a Deimos y lo deja atrás, pero por muy poco. Deimos, al ser alcanzado, sale por el este y se pone en el oeste, pero lo hace muy lentamente porque su velocidad se aproxima a la de Marte. Deimos tarda 65.57 horas para pasar de la salida a la puesta (2.66 días marcianos, 2.73 días terrestres)

El periodo de rotación de Deimos con respecto al Sol es de 30.3 horas (y siempre muestra la misma vara a Marte). Esto significa que experimenta todo un ciclo de fases entre la nueva y la llena en 30.3 horas. Así, durante el intervalo en el que se encuentra sobre el horizonte marciano pasa por su ciclo de fases dos veces y un poco mas. Si Deimos fuese suficientemente grande para apreciar el cambio de fases sería realmente un espectáculo muy interesante, pero solamente presenta cambios de brillo.

La situación de Fobos es también muy interesante. Completa su periodo de revolución en 7.65 horas, en solo tres décimas del día marciano. Orbita con mucha mas rapidez que Marte sobre su eje. Es el único satélite conocido del Sistema Solar que supera en tal medida la velocidad del planeta que lo contiene. El resultado para un observador en la superficie es que Fobos sale por el oeste y se pone por el este, completando un ciclo de salida y puesta en 5,55 horas. Al hacerlo pasa por cuatro quintos de sus fases, y es eclipsado si la fase incluye la llena, y borrado por la luz solar si incluye la fase nueva.

El tamaño aparente de los satélites observados desde la superficie de Marte varia entre los 13.3 y 11.2 minutos de arco para Fobos, y los 2.0 y 1.6 minutos de arco para Deimos (0.16 y 0.003 veces la superficie aparente de nuestra Luna observada desde la Tierra, correspondientemente) El brillo ronda las 0.06 y 0.001 vececs el brillo de la Luna llena para Fobos y Deimos (magnitud -9.6 para Fobos, y -5.1 para Deimos)

El tamaño aparente de Marte visto desde sus satélites es realmente grande: 2426 minutos de arco desde Fobos (78.3 veces el tamaño de nuestra Luna vista desde a Tierra) y 982 minuntos de arco desde Deimos (31.7 veces el tamaño de la Luna) Con esto, Marte brilla 5700 veces mas que la Luina llena cuando es visto desde Fobos, y 940 veces mas cuando se lo observa desde Deimos.

Marte observado por el telescopio espacial Hubble.

• Desde la Tierra, mediante telescopios, se observan unas manchas oscuras y brillantes que no se corresponden a accidentes topográficos sino que aparecen si el terreno está cubierto de polvo oscuro (manchas de albedo). Éstas pueden cambiar lentamente cuando el viento arrastra el polvo. La mancha oscura más característica es Syrtis Major, una pendiente menor del 1 % y sin nada resaltable.
• La superficie de Marte presenta también unas regiones brillantes de color naranja rojizo, que reciben el nombre de desiertos, y que se extienden por las tres cuartas partes de la superficie del planeta, dándole esa coloración rojiza característica. Estos desiertos en realidad se asemejan más a un inmenso pedregal, ya que el suelo se halla cubierto de piedras, cantos y bloques.
• Un enorme escalón, cercano al ecuador, divide a Marte en dos regiones claramente diferenciadas: un norte llano, joven y profundo y un sur alto, viejo y escarpado, con cráteres similares a las regiones altas de la Luna. En contraste, el hemisferio norte tiene llanuras mucho más jóvenes, y con una historia más compleja. Parece haber una brusca elevación de varios kilómetros en el límite. Las razones de esta dicotomía global son desconocidas.
• Hay cráteres de impacto distribuidos por todo Marte, pero en el hemisferio sur hay una vieja altiplanicie de lava basáltica semejante a los mares de la Luna, sembrada de cráteres de tipo lunar. Sin embargo el aspecto general del paisaje marciano difiere al que presenta nuestro satélite como consecuencia de la existencia de atmósfera. En concreto, el viento cargado de partículas sólidas produce una ablación que, en el curso de los tiempos geológicos, ha arrasado muchos cráteres. Éstos son, por consiguiente, mucho menos numerosos que en la Luna y la mayor parte de ellos tienen las murallas más o menos desgastadas por la erosión. Por otra parte, los enormes volúmenes de polvo arrastrados por el viento cubren los cráteres menores, las anfractuosidades del terreno y otros accidentes poco importantes del relieve. Entre los cráteres de impacto destacados del hemisferio sur está la cuenca de impacto Hellas Planitia, con 6 km de profundidad y 2000 km de diámetro. Muchos de los cráteres de impacto más recientes tienen una morfología que sugiere que la superficie estaba húmeda o llena de barro cuando ocurrió el impacto.
• El campo magnético marciano es muy débil, con un valor de unas 2 milésimas del terrestre y polaridad invertida respecto a la de la Tierra.

Geografía

Mapa topográfico de Marte. Accidentes notables: Volcanes de Tharsis al oeste (incluyendo el Monte Olimpo), Valles Marineris al este de Tharsis, y Hellas en el hemisferio sur. La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra: Una característica del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra el Monte Olimpo, el mayor volcán del Sistema Solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10 % de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate, (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman «bomb sag» (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.

Valle Marineris

El Monte Olimpo visto desde la órbita de Marte. Cercano al Ecuador y con una longitud de 2700 km, una anchura de hasta 500 km y una profundidad de entre 2 y 7 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis. Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua. La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4000 millones de años y por un breve período, en la denominada era Noeica. Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

Aproximación a la imagen de colores reales, tomada por el Mars Exploration Rover Opportunity, muestra la vista del cráter Victoria desde Cabo Verde. Fue capturada durante un período de tres semanas, desde el 16 de octubre hasta el 6 de noviembre de 2006. Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica conocida cómo Cuenca Borealis de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40 % de la superficie del planeta -la mayor del Sistema Solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna- que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de 2000 kilómetros de diámetro. Posteriormente a la formación de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.

Características atmosféricas

Ionosfera marciana La atmósfera de Marte es muy tenue, con una presión superficial de solo 7 a 9 hPa frente a los 1013 hPa de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3 %) con un 2,7 % de nitrógeno, 1,6 % de argón y trazas de oxígeno molecular(0,15 %) monóxido 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. 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, es 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. 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 procedentes 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. 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 una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. 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, helio, etc.) 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 hidrodinámico 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 del gas metano en la atmósfera de Marte.

En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría 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 hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura. 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 en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello 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 del metano.

El agua en Marte

No hay pruebas concluyentes acerca de la existencia de agua en Marte, aunque un estudio publicado en septiembre de 2013, basado en los datos recogidos por el rover Curiosity, afirma que en su superficie habría entre un 1,5 y un 3 % de agua. 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.

Vista de Marte (El planeta Rojo) Con las imágenes aportadas por la sonda orbital Mars Reconnaissance Orbiter, se han detectado en las colinas marcianas vetas superficiales descendentes con variaciones estacionales, lo que se ha interpretado como el indicio más prometedor de la existencia de corrientes de agua líquida en el planeta. 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 agua en Marte está condicionada por varios aspectos físicos. El punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese 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. 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 de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos 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 gelisuelo. 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. Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur. 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 1 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 dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parece 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 aterrizaje.

Casquetes polares

Polo norte de Marte

Animación de una zanja excavada el día 15 de junio de 2008 por la sonda Phoenix cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material subliman en la esquina inferior izquierda. 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 extiende al 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 éstos no sufrirán una ablación importante. 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 alternantes 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. El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hornos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un instrumento que forma parte de la sonda, contenía hielo de agua.

Géisers en el polo sur

«Manchas oscuras» en las dunas del polo sur de Marte.

Concepto de la NASA: «Geysers on Mars». Las manchas son producto de erupciones frías de hielo subterráneo que ha sublimado. Durante 1998-1999, el sistema orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre las latitudes 60°- 80°. La peculiaridad de estas manchas, es que el 70 % de ellas recurre anualmente en el mismo lugar del año anterior. Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio de cada invierno, por lo que un equipo de científicos de Budapest, ha propuesto que estas manchas podrían ser de origen biológico y de carácter extremófilo. Por su parte, la NASA ha concluido que las manchas son producto de erupciones frías de géiser, los cuales son alimentados no por energía geotérmica sino por energía solar. Científicos de la NASA explican que la luz del sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales con gas de dióxido de carbono (CO2) bajo presión. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo partículas de arena basáltica a la superficie.

Climatología

No se dispone todavía de datos suficientes sobre la evolución térmica marciana. Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (-55 °C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80 °C. En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -130 °C. Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente. Están causadas por vientos de más de 150 km/h. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones planetarias. Durante un año marciano parte del CO2 de la atmósfera se condensa en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmosférica tiene una variación anual.

Las estaciones en Marte

Estaciones en Marte. Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25°,19. La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90°solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur. Análogamente, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones. La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles. Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e inviernos cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera y el verano son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.

Clima marciano en el pasado

Hay un gran debate respecto a la historia pasada de Marte. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie. La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar Mediterráneo. El agua de la atmósfera marciana posee cinco veces más deuterio que en la Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus, se interpreta como que los dos planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola. (El agua de mayor peso tiene mayor tendencia a permanecer en el planeta y no perderse en el espacio). Los recientes descubrimientos del robot de la NASA Opportunity, avalan la hipótesis de un pasado húmedo. A finales de 2005 surgió la polémica sobre las interpretaciones dadas a determinadas formaciones de rocas que exigían la presencia de agua, proponiéndose una explicación alternativa que rebajaba la necesidad de agua a cantidades muchos menores y reducía el gran mar o lago ecuatorial a una simple charca donde nunca había existido más de un palmo de agua salada. Algunos científicos han criticado el hecho de que la NASA solo investiga en una dirección buscando evidencias de un Marte húmedo y descartando las demás hipótesis. Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los primeros 1000 millones de años un Marte calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, la era Noeica que sería el anciano reducto de un Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era duró de los 3800 a los 3500 millones de años y en ella ocurrió el cambio climático, y la era más reciente y larga que dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3500 millones de años a la actualidad con un Marte tal como lo conocemos en la actualidad frío y seco. En resumen el paradigma de un Marte húmedo que explicaría los accidentes orográficos de Marte está dejando paso al paradigma de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido una importancia mucho más limitada.

Órbita

La órbita de Marte es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares. Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30 °C en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio. Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5″. Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25″, alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Satélites naturales

Fobos y Deimos (comparación de tamaño) Marte posee dos pequeños satélites naturales, llamados Fobos y Deimos. Su órbita está muy próxima al planeta. Se cree que son dos asteroides capturados. Ambos satélites fueron descubiertos en 1877 por Asaph Hall. Sus nombres fueron puestos en honor a los personajes de la mitología griega que acompañaban a Ares (Marte para la mitología romana). Desde la superficie de Marte, Deimos, el más lejano y pequeño sale por el este como la Luna. Sin embargo, Fobos, más grande y cercano, se mueve alrededor del planeta más rápido de lo que el mismo planeta rota. Por este motivo aparece en el occidente, se mueve comparativamente, en forma rápida a través del cielo (en 4 horas 15 minutos o menos) y se pone al este, aproximadamente dos veces por cada día marciano (cada 11 horas y 6 minutos).

Asteroides troyanos

Marte posee, como Júpiter, algunos asteroides troyanos en los puntos de LaGrange L4 y L5; los tres asteroides reconocidos oficialmente por la Unión Astronómica Internacional y el Minor Planet Center son: 5261 «Eureka», 101429 VF31 y el 121514 UJ7. También se han descubierto en Marte los siguientes asteroides troyanos: 1999 UJ7 (en el punto L 4), 1998 VF31, 2001 DH47, 2001 FG24, y 2001 FR127 (en el punto L 5). Los asteroides coorbitales 1998 QH56 y 1998 SD4 no se consideran como Troyanos porque no son estables y serán alejados por la gravitación de Marte en los próximos 500 000 años.

Vida

Las teorías actuales que predicen las condiciones en las que se puede encontrar vida, requieren la disponibilidad de agua en estado líquido. Es por ello tan importante su búsqueda. 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. Trazas de gas metano fueron detectadas en la atmósfera de Marte en 2003 lo cual es considerado un misterio, ya que bajo las condiciones atmosféricas de Marte y la radiación solar, el metano es inestable y desaparece después de varios años, lo que indica que debe de existir en Marte una fuente productora de metano que mantiene esa concentración en su atmósfera, y que produce un mínimo de 150 toneladas de metano cada año. Se planea que la futura sonda Mars Science Laboratory, incluya un espectrómetro de masas capaz de medir la diferencia entre 14C y 12C para determinar si el metano es de origen biológico o geológico. No obstante, en el pasado existió agua líquida en abundancia y una atmósfera más densa y protectora; éstas son las condiciones que se creen más favorables que hubo de desarrollarse la vida en Marte. El meteorito ALH84001 que se considera originario de Marte, fue encontrado en la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET y algunos investigadores consideran que las formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados.

Observación

Christiaan Huygens hizo las primeras observaciones de áreas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini (calculó en 1666 la rotación del planeta en 24 horas y 40 minutos y en 1672 dedujo la existencia de una atmósfera en el planeta), W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter.

Cara de Marte En 1837 los astrónomos alemanes Beer y Mädler publicaron el primer mapamundi de Marte, con datos obtenidos de sus observaciones telescópicas, al que seguirían los del británico Dawes a partir de 1852. El año 1877 presentó una posición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadounidense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día, se usa la nomenclatura inventada por él para los nombres de las regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como «canals», palabra que implica algo artificial. Esta última palabra despertó la imaginación de mucha gente, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aristócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que había vida en Marte (los marcianos). Lowell estaba tan entusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al planeta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no solo había vida en Marte, sino que esa vida era inteligente: Marte era un planeta que se estaba secando, y una sabía y antigua civilización marciana había construido esos canales para drenar agua de los casquetes polares y enviarla hacia las sedientas ciudades. Con el paso del tiempo, el furor de los canales marcianos se fue disipando, ya que muchos astrónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi nadie creía en civilizaciones marcianas, pero muchos estaban convencidos de que sí que había vida en Marte en forma de musgos y líquenes primitivos, hecho que se puso en duda al ser Marte visitado por primera vez por una nave espacial en 1965.

Exploración

La primera sonda en visitar Marte fue la soviética Marsnik 1, que pasó a 193 000 km de Marte el 19 de junio de 1963, sin conseguir enviar información.

Mars Global Surveyor. La Mariner 4 en 1965 sería la primera en transmitir desde sus cercanías. Junto a las Mariner 6 y 7 que llegaron a Marte en 1969 solo consiguieron observar un Marte lleno de cráteres y parecido a la Luna. Fue el Mariner 9 la primera sonda que consiguió situarse en órbita marciana. Realizó observaciones en medio de una espectacular tormenta de polvo y fue la primera en atisbar un Marte con canales que parecían redes hídricas, vapor de agua en la atmósfera, y que sugería un pasado de Marte diferente. La primera nave en aterrizar y transmitir desde Marte es la soviética Marsnik 3, que tocó la superficie a 45°S y 158°O a las 13:50:35 GMT del 2 de diciembre de 1971. Posteriormente lo harían las Viking 1 y Viking 2 en 1976. La NASA concluyó como negativos el resultado de sus experimentos biológicos. El 4 de julio de 1997 la Mars Pathfinder aterrizó con pleno éxito en Marte y probó que era posible que un pequeño robot se pasease por el planeta. En 2004 una misión científicamente más ambiciosa llevó a dos robots Spirit y Opportunity que aterrizaron en dos zonas de Marte diametralmente opuestas para analizar las rocas en busca de agua, encontrando indicios de un antiguo mar o lago salado. La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó la sonda Mars Express en junio de 2003 que actualmente orbita en Marte. A este último satélite artificial de Marte se le suma la nave de la NASA Mars Odyssey, en órbita alrededor de Marte desde octubre de 2001. La NASA lanzó el 12 de agosto de 2005 la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, que llegó a la órbita de Marte el 10 de marzo de 2006 y tiene como objetivos principales la búsqueda de agua pasada o presente y el estudio del clima. En 25 de mayo de 2008, la sonda Phoenix aterrizó cerca del polo norte de Marte; su objetivo primario fue desplegar su brazo robótico y hacer prospecciones a diferentes profundidades para examinar el subsuelo, determinar si hubo o pudo haber vida en Marte, caracterizar el clima de Marte, estudio de la geología de Marte, y efectuar estudios de la historia geológica del agua, factor clave para descifrar el pasado de los cambios climáticos del planeta. El 26 de noviembre de 2011 fue lanzada la Mars Science Laboratory (abreviada MSL), conocida como Curiosity. Se trata de una misión espacial que incluye un astromóvil de exploración marciana dirigida por la NASA y que se centra en colocar sobre la superficie marciana un vehículo explorador de tipo rover. Este vehículo será tres veces más pesado y dos veces más grande que los vehículos utilizados en la misión Mars Exploration Rover, que aterrizaron sobre Marte en el año 2004, y portará los instrumentos científicos más avanzados. La comunidad internacional proporcionará algunos de estos instrumentos, y se tiene planeado lanzarlo a través de un cohete Atlas V 541. Una vez aterrizado, el rover tomará docenas de muestras de suelo y polvo rocoso marciano para su análisis. La duración de la misión será de 1 año marciano (1,88 años terrestres), y con un rango de exploración superior a los enviados anteriormente, investigará la capacidad pasada y presente de Marte para alojar vida. El día 6 de agosto de 2012, ocho meses después de su lanzamiento, el Curiosity aterrizó en la superficie de Marte, concretamente en el cráter Gale, tras pasar por los denominados «7 minutos del pánico», periodo de tiempo durante el cual el Curiosity atravesó la atmósfera de Marte y durante los cuales el equipo técnico encargado de supervisar el viaje no pudo hacer nada, debido al retraso de 14 minutos experimentado por las señales emitidas por el rover antes de llegar a la Tierra desde Marte.

• Meteoritos

En 2008, la NASA mantiene un catálogo de 57 meteoritos considerados provenientes de Marte y recuperados en varios países. Estos meteoritos son extremadamente valiosos ya que son las únicas muestras físicas de Marte disponibles para analizar. Los tres meteoritos listados a continuación, exhiben características que algunos investigadores consideran tener indicios de posibles moléculas orgánicas naturales o probables fósiles microscópicos:

• Meteorito ALH84001

Imagen obtenida por un microscopio electrónico de estructuras minerales en el interior del meteorito ALH84001. El meteorito ALH84001 fue encontrado en la Antártida en diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET; el meteorito pesa 1,93 kg. Algunos investigadores asumen que las formas regulares podrían ser microorganismos fosilizados, similares a los nanobios o nanobacterias. También se le ha detectado contenido de cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le encuentra en relación con ciertos microorganismos.

Meteorito Nakhla

Meteorito Nakhla. El meteorito Nakhla, proveniente de Marte, cayó en la Tierra en 28 de junio de 1911, aproximadamente a las 09:00 AM en la localidad de Nakhla, Alejandría, Egipto. Un equipo de la NASA, de la división de ‘Johnson Space Center’, obtuvo una pequeña muestra de este meteorito en marzo de 1998, la cual fue analizada por medio de microscopía óptica y un microscopio electrónico y otras técnicas para determinar su contenido; los investigadores observaron partículas esféricas de tamaño homogéneo. Asimismo, realizaron análisis mediante cromatografía de gases y espectrometría de masas, (GC-MS) para estudiar los hidrocarburos aromáticos de alto peso molecular. Además, se identificaron en el interior «estructuras celulares y secreciones exopolimericas». Los científicos de la NASA concluyeron que «al menos un 75 % del material orgánico no puede ser contaminación terrestre.» Esto causó interés adicional por lo que en 2006, la NASA pidió una muestra más grande del meteorito Nakhla al Museo de Historia Natural de Londres. En este segundo espécimen, se observó un alto contenido de carbón en forma de ramificaciones. Al publicarse las imágenes respectivas en 2006, se abrió un debate por parte de unos investigadores independientes que consideran la posibilidad de que el carbón sea de origen biológico. Sin embargo, otros investigadores han recalcado que el carbón es el cuarto elemento más abundante del Universo, por lo que encontrarlo en curiosas formas o patrones, no sugiere la posibilidad de origen biológico.

Meteorito Shergotty

El meteorito Shergotty, de origen marciano y con masa de 4 kg, cayó en Shergotty, India en agosto 25 de 1865, donde testigos lo recuperaron inmediatamente. Éste meteorito está compuesto de piroxena y se calcula fue formado en Marte hace 165 millones de años y fue expuesto y transformado por agua líquida por muchos años. Ciertas características de este meteorito sugieren la presencia de restos de membranas o películas de posible origen biológico, pero la interpretación de sus formas mineralizadas varía. Astronomía desde Marte

Observación del Sol

Puesta de Sol observada desde la superficie de Marte por el Mars Exploration Rover: Spirit en el cráter Gusev el 19 de mayo de 2005. Visto desde Marte, el Sol tiene un diámetro aparente de 21′ (en lugar de 31,5′ a 32,6′ que tiene visto desde la Tierra). Los científicos que manejaron al Spirit y Opportunity le hicieron observar una puesta solar. Se pudo observar como desaparece oculto entre el polvo en suspensión en la atmósfera.

Conjeturas especulativas previas

El astrónomo Johannes Kepler señaló a principios del siglo XVII que Marte debía tener dos satélites, en función de un razonamiento subordinado a la «armonía numérica»: la Tierra tiene una luna y Júpiter, en el momento de realizar Kepler su afirmación, se creía que tenía únicamente las cuatro descubiertas por Galileo Galilei en 1610, por lo que a Marte, que estaba entre los dos planetas, le tocaban, proporcionalmente, dos. Una coincidencia muy interesante entre astronomía y literatura es la estrecha semejanza entre Fobos y Deimos y los datos especulados para dos satélites marcianos de ficción descritos por Jonathan Swift en «Los viajes de Gulliver», novela publicada en 1726, aproximadamente 150 años antes que se descubrieran estos satélites, haciéndose eco de las opiniones de Kepler. También el francés Voltaire volverá a recordar a Kepler en su libro de ficción «Micromegas», publicado en 1750, en el que de nuevo se citan de manera especulativa dos satélites naturales de Marte.

Descubrimiento y observación

Los satélites de Marte fueron descubiertos por el astrónomo estadounidense Asaph Hall en 1877, y fueron bautizados por él, dándole los nombres de los dos hijos que en la mitología griega acompañaban al dios Marte: Fobos (miedo) y Deimos (terror). Aunque son muy pequeños y están demasiado próximos al brillante disco del planeta, ambos pueden ser capturados con telescopios de aficionado (a partir de los 20 cm de abertura) por medio de cámaras CCD.

Nombre	Diámetro (km)	Masa (kg)	Distancia a Marte (km)	Periodo orbital (h)
Fobos	22.2 km (27×21.6×18.8)	1.08×1016	9377 km	7,66
Deimos	12.6 km (10×12×16)	2×1015	23460 km	30,35

Observación de los satélites

Órbitas de Fobos y Deimos en torno a Marte Marte tiene dos minúsculos satélites, dos peñascos de forma irregular, Fobos y Deimos. El primero mide 27 x 21 x 19 km y el segundo 15 x 12 x 11 km. Deimos orbita a 20.000 km de altitud y Fobos a 6.100 km. A pesar de hallarse tan próximos, estos satélites solo son visibles en el cielo marciano como puntos luminosos muy brillantes. El brillo de Deimos puede ser comparable al de Venus visto desde la Tierra; el de Fobos es varias veces más intenso. Fobos da una vuelta en torno a Marte en 7 h 39 min 14 s. Al ser su revolución mucho más rápida que la rotación del planeta sobre sí mismo, el satélite parece como si describiera un movimiento retrógrado: se le ve amanecer por el Oeste y ponerse por el Este. Deimos invierte 30 h 17 min 55 s en recorrer su órbita. Su revolución es, por consiguiente, un poco más duradera que la rotación del planeta, lo cual hace que el satélite se mueva lentamente en el cielo: tarda 64 horas entre su salida, por el Este y su puesta, por el Oeste. Lo más curioso es que durante ese tiempo en que permanece visible, desarrolla dos veces el ciclo completo de sus fases. Otra particularidad de esos satélites es que, por gravitar en el plano ecuatorial del planeta y tan cerca de la superficie de éste, son eternamente invisibles desde las regiones polares: Deimos no puede ser visto desde más arriba del paralelo 82° y Fobos desde las latitudes de más de 69°. Dadas sus pequeñas dimensiones, estos minúsculos satélites apenas pueden disipar las tinieblas de la noche marciana, y ello durante cortos períodos, ya que, al gravitar tan cerca del planeta y en órbitas ecuatoriales, pasan la mayor parte de la noche ocultos en el cono de la sombra proyectada por el planeta, o sea sin ser iluminados por la luz solar. Se ha observado que Fobos sufre una aceleración secular que lo acerca lentamente a la superficie del planeta (tan lentamente que pueden transcurrir aún cien millones de años antes de que se produzca su caída). Esta aceleración es producida por el efecto de las mareas. También se plantea a los astrónomos el problema de los orígenes de esos pequeños astros, ya que ciertas razones se oponen a que sean asteroides capturados y otras a que sean cuerpos formados en torno al planeta al mismo tiempo que él. Además, Fobos presenta características que sugieren que este satélite puede ser un fragmento separado de otro astro mayor.

Eclipses entre Fobos, Deimos y el Sol, tal como los vio Opportunity el 10 de marzo de 2004 Fobos (izquierda) y el 4 de marzo de 2004 Deimos (derecha)

Observación de los eclipses solares

Las cámaras de la nave Opportunity captaron el 10 de marzo de 2004 el eclipse parcial de Sol causado por el satélite Fobos. El satélite tapa una gran parte del Sol a causa de que es más grande que Deimos y órbita mucho más cerca de Marte. El eclipse de Deimos captado el 4 de marzo de 2004 es comparable a un tránsito de un planeta.

Observación de la Tierra

Imagen de nuestro planeta tomada una hora antes del amanecer en la superficie marciana. «You are here» significa: «Aquí estás tú». Vista desde Marte por los futuros astronautas, la Tierra sería un magnífico lucero azulino y tan brillante como Júpiter, por lo menos durante los períodos favorables (conjunciones inferiores de la Tierra), ya que nuestro globo presentará, visto desde Marte, las mismas fases que Venus vista desde la Tierra. También, al igual que Venus y Mercurio, la Tierra es un astro alternativamente matutino y vespertino. Con un telescopio instalado en Marte podrían apreciarse el espectáculo resultante de la conjugación de los movimientos de la Tierra y de la Luna, así como de la combinación de las fases de ambos astros: pasó de la media luna sobre la mitad oscura del disco terrestre; pasó del sistema Tierra-Luna ante el disco solar durante los eclipses.

Tránsitos de la Tierra por el disco solar

El 10 de noviembre de 2084 ocurrirá el próximo tránsito de la Tierra por el disco solar visto desde Marte. Estos tránsitos se repiten aproximadamente cada 79 años. Los tránsitos de octubre-noviembre ocurren cuando el planeta Marte está en oposición y cerca del nodo ascendente. Los tránsitos de abril-mayo cuando está en el nodo descendente. El tránsito de 11 de mayo de 1984 previsto por J. Meeus sirvió de inspiración al escritor Arthur C. Clarke para escribir Transit of Earth en el cual un astronauta dejado solo en Marte describe el raro fenómeno astronómico poco antes de morir debido a la falta de oxígeno.

Origen del nombre del planeta Marte

Marte era el dios romano de la guerra y su equivalente griego se llamaba Ares. El color rojo del planeta Marte, relacionado con la sangre, favoreció que se le considerara desde tiempos antiguos como un símbolo del dios de la guerra. En ocasiones se hace referencia a Marte como el Planeta Rojo. La estrella Antares, próxima a la eclíptica en la constelación de Scorpio, recibe su nombre como rival (ant-) de Marte, por ser sus brillos parecidos en algunos de sus acercamientos.

Presencia en la literatura

Además de la ya mencionada Transit of Earth, existen numerosas referencias a Marte en la ciencia ficción, tales como:

• Crónicas Marcianas, de R. Bradbury, donde los humanos, cansados de las guerras y contaminación en la Tierra, deciden colonizar Marte;
• Homo Plus, de Frederick Pohl. Astronautas terrestres son genéticamente alterados para sobrevivir en la superficie hostil de Marte;
• Trilogía marciana: Marte Rojo, Marte Verde y Marte Azul, de Kim Stanley Robinson. Trilogía de novelas en las que se narra, de forma realista, la colonización y terraformación de Marte junto con las implicaciones tecnológicas, sociales y filosóficas que ello conlleva en la humanidad;
• Serie marciana: Una princesa de Marte, Los dioses de Marte, El guerrero de Marte, Thuvia, la virgen de Marte y El ajedrez vivo de Marte, de Edgar Rice Burroughs. El creador de Tarzán relata las aventuras de John Carter en el planeta Marte;
• Diversas novelas y relatos de Philip K. Dick tienen lugar en Marte, como Tiempo de Marte o Podemos recordarlo por usted al por mayor;
• Venus Prime 3: juego del escondite de Arthur C. Clarke. La acción se traslada al planeta Marte y a su luna Phobos después de que la placa marciana localizada en la ciudad marciana de Labyrinth City fuera robada.

Escala de tiempo geológica de Marte

La escala de tiempo geológica de Marte se fundamenta en tres amplias épocas, definidas por el número de cráteres de impacto de la superficie; las superficies más antiguas poseerían más cráteres. Estas eras son denominadas mediante lugares de Marte que pertenecen a esos períodos. La datación precisa de esos periodos no es conocida debido a la existencia de varios modelos diferentes que intentan explicar la tasa de la lluvia meteórica sobre Marte, por lo que las fechas proporcionadas son aproximadas. De la más antigua a la más reciente, estas épocas son:

• Noeico (o Era Noeica), así llamado por Noachis Terra: abarca desde la formación de Marte hasta hace unos 3.800 – 3.500 millones de años. Las superficies noeicas están salpicadas de numerosos cráteres de impacto. Se piensa que el abultamiento de Tharsis se formó en este periodo, con extensas inundaciones de agua líquida al final de esta era.
• Hespérico (o Era Hespérica), así llamado por Hesperia Planum: abarca entre hace 3.500 y 1.800 millones de años. Esta era se caracteriza por la formación de extensas planicies de lava.
• Amazónico (o Era Amazónica), así llamado por Amazonis Planitia: abarca entre hace 1.800 millones de años y el momento presente. Las regiones amazónicas muestran escasos cráteres de impacto, que sin embargo son bastante variados. Olympus Mons se formó en este periodo, junto con otras importantes coladas de lava en otros lugares de Marte.

Escala de tiempo alternativa

Basándose en recientes observaciones realizadas con el Espectrómetro de Mapeo Mineralógico en Visible e Infrarrojo (OMEGA), instalado a bordo del orbitador Mars Express, el investigador principal del espectrómetro OMEGA ha propuesto una escala de tiempo alternativa, que tiene en cuenta la correlación entre la mineralogía y la geología del planeta. Esta escala de tiempo alternativa divide la historia del planeta en tres periodos Filósico, Teícico y Siderícico.

• Filósico (o Era Filósica), llamado así por los filosilicatos, minerales ricos en arcillas, que caracterizan esa época. Abarca desde la formación del planeta hasta hace alrededor de 4000 millones de años. Para que los filosilicatos se hayan formado debe de haber existido un ambiente acuoso alcalino. Se piensa que los depósitos de esa era son los mejores candidatos para buscar evidencias de la existencia de vida en el pasado del planeta. El periodo equivalente en la Tierra sería el periodo Hadeico.
• Teícico (o Era Teícica), llamado así por el vocablo griego para referirse a los minerales de tipo sulfato que se formaron en esa época. Se extendió hasta hace alrededor de 3500 millones de años y fue un periodo de activo vulcanismo. Además de lava, una serie de gases, en particular dióxido de azufre, fueron liberados. Al combinarse con el agua, generaron sulfatos e hicieron que el ambiente se volviera ácido. El equivalente en la Tierra sería el Eón arcaico y el principio de la era Paleoarcaica.
• Siderícico (o Era Siderícica), llamado así por el vocablo griego para referirse al hierro férrico. Abarca desde hace 3500 millones de años hasta la actualidad. Con el fin del vulcanismo y la ausencia de agua líquida, el proceso geológico más notable ha sido la oxidación de las rocas ricas en hierro por el peróxido atmosférico, dando lugar al óxido de hierro rojo que da al planeta su conocido color. El equivalente en la Tierra sería la mayoría de la era Arcaica, todo el Proterozoico y hasta la actualidad.

Colonización de Marte

Muchos científicos afirman que la colonización del espacio es un paso deseable y tal vez inevitable en el futuro de la humanidad. Marte es el foco de muchas especulaciones y estudios serios sobre posibles colonias. Es el planeta más fácil de alcanzar desde la Tierra en términos de energía requerida (delta-v), pero un viaje allí podría llevar bastantes meses en el espacio (con la tecnología actual, entre 6 y 7 meses).

Similitudes con la Tierra

Concepción artística de Marte terraformado, con océanos, nubes y zonas verdes Mientras que la Tierra es más parecida a Venus en su composición general, las similitudes con Marte son más convincentes respecto a la colonización. Esto incluye las siguientes razones:

• El día marciano (o sol) es muy parecido al terrestre. Un día solar medio de Marte dura 24 horas 39 minutos y 35,244 segundos.
• La superficie de Marte tiene una área equivalente al 28,4 % de la de la Tierra, levemente menor que la cantidad de tierra seca en nuestro planeta (que es del 29,2 % de la superficie de la Tierra).
• Marte tiene una inclinación axial de 25,19º, comparada con los 23,44º de la Tierra. Esto significa que Marte tiene unas estaciones muy parecidas a las de la Tierra, aunque dura casi el doble porque el año marciano dura cerca de 1,88 años terrestres.
• Marte tiene atmósfera. Aunque es muy fina (cerca del 0,7 % de la atmósfera terrestre), proporciona algo de protección a la radiación solar y a la radiación cósmica, y ha sido usada satisfactoriamente para el aerofrenado de las naves.
• Recientes observaciones por los robots de exploración de la NASA y la Mars Express de la ESA confirman la presencia de agua en Marte. Marte parece tener cantidades significativas de todos los elementos necesarios para la vida.
• La cantidad de CO2 en Marte es 52 veces mayor que en la Tierra, lo que probablemente permita el cultivo de plantas en Marte.
• Marte tiene dos lunas que son mucho más pequeñas y cercanas al planeta que nuestra Luna. Fobos y Deimos pueden servir como útiles lugares para probar los conceptos de colonización de asteroides.

Diferencias

Concepción artística de un Marte terraformado. (créditos: Mathew Crisp). Diferencias entre la Tierra y Marte:

1. La gravedad en la superficie de Marte es tan sólo la tercera parte de la de la Tierra. No se sabe si este alto nivel es suficiente para prevenir los problemas de salud asociados a la ingravidez. (Pérdida de masa muscular y descalcificación ósea)
2. Marte es mucho más frío que la Tierra, con temperaturas en la superficie de entre -140°C y 17 °C.
3. No hay restos de agua líquida en la superficie de Marte.
4. Como Marte está más lejos del sol, el nivel de radiación solar que recibe la superficie (la constante solar) es sólo la mitad de lo que reciben la Tierra o la Luna.
5. La órbita de Marte es más excéntrica que la de la Tierra, aumentando las variaciones de temperatura y de la constante solar.
6. La presión atmosférica en Marte es demasiado baja para que los humanos sobrevivan sin equipos de presión; las estructuras en Marte necesitarán ser construidas con cabinas de presión similares a las de las naves espaciales, capaces de proporcionar 1 bar de presión.
7. La atmósfera marciana está compuesta principalmente de dióxido de carbono.
8. Marte no tiene magnetosfera para reflejar el viento solar.
9. A diferencia de la Tierra, Marte carece de placas tectónicas, por lo cual no habría movimientos telúricos que afecten a una colonia humana.

Habitabilidad

Fisiológicamente, la atmósfera de Marte puede ser considerada un vacío. Un humano desprotegido perdería el sentido en cerca de 20 segundos y podría sobrevivir no más de un minuto en la superficie de Marte sin un traje espacial. Aun así, las condiciones de Marte son mucho más cercanas a la habitabilidad que las temperaturas extremadamente frías y cálidas de Mercurio, el horno de la superficie de Venus, o el frío criogénico de los planetas exteriores. Sólo las nubes altas de Venus son parecidas en términos de habitabilidad a la Tierra como lo es Marte. Hay hábitats naturales en la Tierra en los que los humanos hemos probado las condiciones de vida en Marte. La máxima altura alcanzada por un globo sonda, registrada en mayo de 1961, fue de 34.668 metros (113.740 pies). La presión a esa altitud es más o menos la misma que la de la superficie de Marte. El frío extremo del Ártico y de la Antártida recrea las extremas temperaturas de Marte. Además, hay desiertos en la Tierra que tienen un aspecto similar al terreno marciano, especialmente el Desierto de Atacama.

Terraformación en Marte

Marte no tiene un campo magnético comparable al terrestre. Combinado con su fina atmósfera, esto permite que una cantidad significativa de radiación ionizante llegue a la superficie marciana. La nave Mars Odyssey llevaba un instrumento, el Experimento de radiación ambiental de Marte, (Mars Radiation Environment Experiment, MARIE), para medir el peligro para los humanos. Con él se descubrió que los niveles de radiación en la órbita de Marte son unas dos veces y media superiores a los registrados en la Estación Espacial Internacional. La dosis media era de 22 milirads por día, (220micrograys por día, o 0,080 gray (unidad radiación) al año). Tres años de exposición a estos niveles se acercaría mucho a los límites de seguridad adoptados por la NASA. Los niveles en la superficie de Marte podrían ser algo menores y pudieran variar significativamente de un lugar a otro dependiendo de la altitud y de campos magnéticos puntuales. Una ocasional tormenta solar produciría dosis mucho más altas. Los astronautas en Marte podrían ser advertidos por sensores cercanos al Sol, y probablemente usarían escudo durante dichos eventos. MARIE observó algunas tormentas en Marte que no fueron detectadas en la Tierra, y es debido a que son direccionales. Esto supondría una red de naves orbitando al Sol para asegurarse de detectar todas las amenazas para Marte. Aún queda mucho por aprender sobre la radiación solar. En 2003, la NASA Lyndon B. Johnson Space Center abrió una instalación, el NASA Space Radiation Laboratory, en Brookhaven National Laboratory que emplea acelerador de partículas para simular la radiación solar. Estas instalaciones estudian sus efectos en los seres vivos, así como técnicas para escudarse de dichos eventos. Hay algunas pruebas de que a estos niveles, la radiación crónica no es tan peligrosa como se pensaba, y que de hecho puede ser incluso beneficiosa, dándose un caso de Hormesis con la radiación ionizante. La opinión general de los que han estudiado el tema, es que los niveles de radiación, exceptuando alguna ocasional tormenta solar, que se experimentarían en la superficie de Marte y durante el trayecto hacia allí, son ciertamente un problema, pero no lo suficientemente importante como para evitar realizar viajes con la tecnología actual.

Comunicaciones

Las comunicaciones con la Tierra son mayormente directas durante el período en que Marte es visible desde aquí. La NASA y la ESA incluyeron equipo de comunicaciones en muchas de sus sondas orbitales, así que Marte ya cuenta con satélites de comunicaciones. Sin embargo, seguramente deberán ser reemplazados por otros antes de poder realizar expediciones de colonización. Sin embargo, las comunicaciones se dificultan enormemente cada período sinódico, durante la conjunción superior, cuando el Sol se interpone entre ambos planetas. El retraso en la llegada de información varía mucho, debido a que luz tarda en viajar de la Tierra a Marte (o viceversa) poco más de tres minutos en las mejores oposiciones (mínima distancia Tierra-Marte), pero en las conjunciones puede llegar a los 22 minutos. Las conversaciones con la Tierra en cualquier época del año, usando el teléfono o la mensajería instantánea son absolutamente imposibles con la tecnología actual. Otros medios, como el correo electrónico y el correo de voz no muestran dificultad. Debería recordarse que la mayor parte de la exploración del Sistema Solar se ha realizado sin el lujo de la comunicación en tiempo real con la Tierra. En la superficie, los radios comunes podrían funcionar entre puntos en línea de visión el uno con el otro. Marte posee una ionosfera, pero no está claro en qué medida podría ser usada para reflejar mensajes a larga distancia, o de alta frecuencia entre puntos alejados sobre la superficie marciana. En cualquier caso, el uso de un gran número de satélites de comunicaciones, quizá incluyendo algunos estratégicamente localizados para evitar el problema de la conjunción superior (actuando a modo de repetidores) sería un problema menor en el contexto de una colonización plena de Marte.

Posibles lugares para las colonias

Marte puede dividirse en varias áreas bien diferenciadas según el tipo de colonización posible por realizar:

Zona explorada por el Opportunity, a una latitud media

Valles Marineris La sonda Mars Odyssey encontró la mayor concentración de agua en el polo norte, pero mostró que en latitudes menores el agua también existía, por lo que restó importancia a los polos como lugar de la órbita de la tierra.

Regiones polares

Los polos marcianos atrajeron gran interés como lugares de asentamientos debido a que las variaciones estacionales de tamaño habían sido observadas durante muchos años desde la Tierra. Al igual que la Tierra, Marte posee un sol de medianoche durante el verano local, y una noche polar durante el correspondiente invierno. Esto se debe a la similar inclinación del eje de rotación respecto al plano de la eclíptica.

Latitudes medias

La exploración de la superficie está aún en marcha. Los dos rovers marcianos, Spirit y Opportunity, han encontrado muy diversos tipos de suelo y rocas. Esto sugiere que el terreno marciano es muy variado, y que el lugar de un asentamiento no debería elegirse hasta tener mucha más información.

Ecuador

La mayor posibilidad de albergar colonias humanas se encuentra en el ecuador, donde se experimentan las menores variaciones estacionales.

Valles Marineris

Valles Marineris es el «Gran Cañón» de Marte, aunque a una escala mucho mayor: unos 3.000 km de largo, y una media de 8 km de profundidad. La presión atmosférica en el fondo es un 25% mayor que la media, 0,9 kPa contra 0,7 kPa. Dado que su dirección es mayormente este-oeste, sus altos muros no deberían interferir mucho con la llegada de luz al fondo del mismo. En el fondo hay evidencia de que una vez fluyó un río por él; los muros al aire del cañón pudieran ofrecer una auténtica ventana hacia la historia geológica de Marte, de la misma forma que el Gran Cañón lo es en la Tierra.

Lunas marcianas

Aunque no son realmente parte de Marte, las lunas, Fobos y Deimos, son ciertamente atractivas. La delta-v para un retorno a la Tierra desde ellas es baja, y pudiera encontrarse en ellas combustible para cohetes, como hielo de agua. En ese caso, podrían actuar como puestos de abastecimiento para los vehículos que volvieran a la Tierra, y podría ser económicamente viable devolver ciertos materiales al espacio orbital entre las lunas, para otros viajes. Esto ayudaría a la colonización de la superficie.

Inconvenientes

Dejando a un lado la habitual polémica sobre la colonización espacial, el asentamiento en Marte tiene una serie de problemas particulares:

• Algunos temen que podamos contaminar el planeta con la vida de origen terrestre. La pregunta es si alguna vez hubo o hay aún vida en Marte.
• Los niveles de radiación en los viajes de ida y vuelta al planeta son muy altos, elevando notablemente el riesgo de cáncer. Si se mandaran niños en edad de crecimiento o embarazadas, existiría la posibilidad de importantes trastornos y mutaciones.
• Muchos creen que Marte debería ser económicamente explorado y explotado por robots, aunque esto no evita la posibilidad de que los humanos lo colonizaran también.
• Otros sugieren las lunas como una primera colonia más lógica, que más tarde sería usada como punto de partida para misiones tripuladas a Marte. Sin embargo, la escasez de materiales indispensables para la vida, a destacar, hidrógeno, nitrógeno y carbono (50 – 100 ppm), hace poco viable esta alternativa.
• Se desconoce si la gravedad marciana puede ser soportada por la vida a largo plazo (todos los experimentos se han hecho a cero o a una g). Los expertos en medicina espacial han discutido sobre si los beneficios de vivir en una gravedad baja son mayores o menores que respecto a la gravedad normal de la Tierra, o a la ingravidez. El Mars Gravity Biosatellite será el primer experimento para probar los efectos de una gravedad parcial creada artificialmente a 0,38 g para adecuarse a la marciana, en mamíferos, en especial en ratones, abarcando desde el nacimiento hasta la muerte de éstos.
• La velocidad de escape de Marte es de 5km/s, la cual es razonablemente alta. Esto dificultaría el comercio y las relaciones físicas con otros planetas para una colonia sin muchos recursos, al menos inicialmente.

Terraformación de Marte

Concepción artística de Marte después de la terraformación. Esta fotografía está centrada aproximadamente en el meridiano principal y a 30º Norte de latitud, con un océano hipotético con un nivel de agua 2 kilómetros por debajo de la elevación media de la superficie. Este océano inundaría lo que es ahora Vastitas Borealis, Acidalia Planitia, Chryse Planitia, y Xanthe Terra; las masa terrestres visibles son Tempe Terra a la izquierda, Aonia Terra abajo, Terra Meridiani abajo a la derecha, y Arabia Terra arriba a la derecha. Los ríos que alimentan a este océano abajo a la derecha, ocupan lo que ahora son el Valles Marineris y Ares Vallis, mientras que el lago enorme que se encuentra abajo a la derecha es lo que ahora es Aram Chaos. La terraformación de Marte es un proceso hipotético con el cual el clima, la superficie y las cualidades conocidas del planeta Marte, podrían ser deliberadamente acondicionadas con el objetivo de hacerlo habitable por seres humanos y otro tipo de vida terrestre. Asimismo esto daría las condiciones de seguridad y sostenibilidad a una posible colonia humana en grandes porciones del planeta. Basado en las experiencias que se han observado en la Tierra, se cree que el entorno puede ser modificado deliberadamente, sin embargo, la factibilidad de crear una biosfera en otro medio planetario aun es incierta. Algunos de los métodos y mecanismos propuestos no pueden ser llevados a cabo sin una especializada capacidad tecnológica y con una problemática de recursos económicos, (la cantidad necesaria se encuentra más allá de lo que cualquier gobierno o sociedad está dispuesto a destinar para este propósito). Se debate entre los científicos sobre si siquiera sería posible terraformar Marte, o lo estable que sería el clima una vez terraformado. Es posible que en una escala de tiempo geológica -decenas o cientos de millones de años- Marte pudiera perder su agua y atmósfera de nuevo, posiblemente debido a los mismos procesos que lo llevaron a su estado actual.

Atmósfera de Marte, fotografía tomada desde una órbita cercana. De hecho, se cree que una vez Marte tenía un ambiente relativamente similar al de la Tierra a principios de su historia, con una densa atmósfera y abundante agua que se fue perdiendo a lo largo de millones de años; incluso se ha sugerido que ese proceso podría ser cíclico. El mecanismo exacto de esta pérdida no está todavía claro, aunque se han propuesto muchas teorías. La falta de una magnetósfera rodeando Marte puede haber permitido que el viento solar erosionara la atmósfera, la relativa baja gravedad de Marte ayudaría a acelerar la pérdida de los gases ligeros en el espacio. Otra posibilidad sería la ausencia de placas tectónicas en Marte impidiendo que los gases atrapados en los sedimentos se reciclaran de nuevo a la atmósfera. La ausencia de un campo magnético y actividad geológica pueden ser el resultado del menor tamaño de Marte, permitiendo que su interior se enfriara más deprisa que la Tierra, aunque los detalles de tales procesos son todavía desconocidos. Sin embargo, ninguno de esos procesos es probable que sea significativo a lo largo de la vida de la mayoría de especies animales, o incluso en la escala de tiempo de la civilización humana, y la lenta pérdida de la atmósfera es posible que pudiese ser contrarrestada mediante actividades artificiales de terraformación. Terraformar Marte requeriría dos grandes cambios interrelacionados: construir la atmósfera y calentarla. Dado que una atmósfera más densa de dióxido de carbono y algunos otros gases de efecto invernadero atraparían la radiación solar los dos procesos se reforzarían el uno en el otro. En todo caso se han sugerido múltiples posibilidades para terraformar el planeta rojo.

Razones para la «terraformación»

En un futuro no muy lejano, el crecimiento de la población y la necesidad de recursos naturales posiblemente creará en los humanos presión para plantearse la colonización de nuevos hábitats, como la superficie de los océanos de la Tierra, las profundidades marinas, el espacio orbital terrestre próximo al planeta, la luna y los planetas cercanos, así como crear minas en el sistema solar para poder extraer energía y materiales. Mediante la terraformación, los humanos podrían convertir el planeta Marte en habitable mucho antes de que se tuviera necesidad extrema. Marte podría estar en la zona habitable durante un tiempo, dándole a la humanidad algunos miles de años adicionales para poder desarrollar una tecnología espacial superior y poderse asentar en los bordes del sistema solar.

Antecedentes

Marte, de por sí, ya contiene muchos de los minerales que podrían teóricamente utilizarse para la terraformación. Adicionalmente, las investigaciones recientes han descubierto grandes cantidades de hielo en forma de permafrost justo por debajo de la superficie marciana hasta la latitud 60, además de en la superficie de los polos, donde está mezclado con hielo seco y CO2 congelado. También se han creado hipótesis de que hay grandes cantidades de hielo en las capas inferiores de su superficie. Al llegar el verano marciano el dióxido de carbono (CO2) congelado de los polos regresa a la atmósfera, y la pequeña cantidad de agua residual es barrida de allí por vientos que se acercan a las 250 mph (402,336 km/h). Este suceso estacional transporta grandes cantidades de polvo y vapor de agua a la atmósfera, dando lugar a nubes tipo cirro muy semejante a las terrestres. El oxígeno sólo está presente en la atmósfera en cantidades mínimas, pero se encuentra presente en grandes cantidades en óxidos metálicos en la superficie marciana. También hay algo de oxígeno presente en el suelo en la forma de nitratos. El análisis de las muestras de suelo obtenidas por el Phoenix Lander nos indicaba la presencia de perclorato, que se utiliza para liberar el oxígeno en los generadores de oxígeno químicos. Adicionalmente, la electrólisis se podría emplear para separar el agua del planeta en oxígeno e hidrógeno si existiese la electricidad suficiente. Hay quien sugiere que Marte tuvo una vez un medio ambiente relativamente similar al de la Tierra durante un estadio anterior de su desarrollo. Esta similitud nos la da el grosor de la atmósfera marciana, así como la presencia evidente de agua en estado líquido en el planeta en algún momento de su pasado. La atmósfera, tras millones de años, ha disminuido debido al escape de gases al espacio, aunque también se ha condensado parcialmente en forma sólida. Aunque parece que el agua existió en la superficie marciana, ahora sólo hay en los polos y justo debajo de la superficie del planeta en forma de permafrost. Los mecanismos exactos que llevaron a las condiciones atmosféricas actuales de Marte no se conocen del todo, aunque se han barajado varias hipótesis. Una de ellas es que la gravedad actual de Marte indica que los gases ligeros de las capas altas de la atmósfera podrían haber contribuido a la disminución de la misma, debido al exceso de átomos que se escaparon al espacio. La falta evidente de placas tectónicas es otro factor bastante plausible, ya que una falta de actividad tectónica, en teoría, haría que el reciclaje de los gases atrapados en los sedimentos del suelo revirtiéndolos a la atmósfera fuese mucho más lento. La falta de un campo magnético y actividad geológica podría ser la causa del menor tamaño del planeta, lo cual hace que el interior se haya enfriado mucho más rápidamente que el de la Tierra, aunque todos los detalles de este proceso aún nos sean desconocidos. No obstante, se cree que ninguno de estos procesos tenga un impacto significativo en el tiempo de vida típico de la mayoría de las especies, o incluso en la de la civilización humana, pudiendo contrarrestar la lenta pérdida de la atmósfera mediante mecanismos artificiales de bajo mantenimiento

Métodos teóricos de terraformación

Visión artística de un Marte terraformado. La terraformación de Marte implicaría dos cambios entrelazados: creación de una atmósfera y mantener el planeta cálido. La atmósfera marciana es relativamente delgada, lo que hace que la presión en la superficie sea muy baja (0.6 kPa), comparados con la de la Tierra (101.3 kPa). La atmósfera de Marte consiste de un 95% de dióxido de carbono (CO2), 3% de nitrógeno, 1.6% de argón, y sólo contiene pequeñas cantidades de oxígeno, agua, y metano. Debido a que su atmósfera está formada principalmente de CO2, un conocido gas que produce el efecto invernadero, una vez el planeta comenzara a calentarse y a derretirse las reservas de los polos, una cantidad mayor de CO2 entraría en la atmósfera haciendo que este efecto invernadero aumentase. Cada uno de los dos procesos favorecería al otro, ayudando, de esta manera, a la terraformación. No obstante, se necesitarían aplicar ciertas técnicas («Véase más abajo») de una manera controlada y a gran escala durante un tiempo lo suficientemente largo para conseguir cambios sostenibles y lograr convertir esta teoría en realidad.

Construyendo la atmósfera

Representación artística de Marte terraformado. En el centro se halla la hipotética Mariner Bay, actualmente forma parte de los Valles Marineris, arriba en la parte del extremo Norte se encuentra el mar de Acidalia Planitia. Puesto que el amoníaco es un potente gas de efecto invernadero, y es posible que la naturaleza haya acumulado grandes cantidades del mismo congelado en objetos del tamaño de asteroides orbitando el sistema solar exterior, sería posible el trasladarlos y enviarlos a la atmósfera de Marte. El choque de un cometa en la superficie del planeta causaría una destrucción que podría llegar a ser contraproducente. En cambio, mediante el aerofrenado si fuese posible, permitiría que la masa congelada del cometa se fuese vaporizando y convirtiendo en parte de la atmósfera que atraviesa. Un bombardeo de pequeños asteroides aumentaría tanto la masa del planeta como su temperatura y atmósfera. La necesidad de un gas inerte es un desafío que tendrán que abordar los constructores de la atmósfera. En la Tierra, el nitrógeno es el componente atmosférico principal con el 79% de la misma. Marte requeriría un gas inerte similar aunque no necesariamente tanto. De todas formas, obtener cantidades significativas de nitrógeno, argón u otros gases no volátiles podría ser complicado. La importación de hidrógeno podría llevarse a cabo mediante ingeniería atmosférica e hidrosférica. Dependiendo del nivel de dióxido de carbono en la atmósfera, la importación y reacción con el hidrógeno produciría calor, agua y grafito mediante la reacción Bosch. Añadir agua y calor al ambiente sería la clave para convertir el seco y frío mundo en adecuado para la vida terrestre. Alternativamente, haciendo reaccionar hidrógeno con el dióxido de carbono mediante la reacción de Sabatier se produciría metano y agua. El metano podría liberarse a la atmósfera donde se complementaría el efecto invernadero. Presumiblemente, el hidrógeno podría obtenerse en cantidad de los gigantes gaseosos o extraídos de compuestos ricos en él de los objetos presentes en el sistema solar exterior, aunque la cantidad de energía necesaria para transportar la cantidad necesaria sería grande. El densificar la atmósfera marciana no sería suficiente para hacerlo habitable para la vida terrestre a menos que contuviera la mezcla apropiada de gases. Conseguir una mezcla adecuada de gas inerte, oxígeno, dióxido de carbono, vapor de agua y trazas de otros gases, requeriría o bien el procesamiento directo de la atmósfera o alterarla por medio de vida vegetal y otros organismos. La ingeniería genética podría permitir que esos organismos procesaran la atmósfera más eficientemente y sobrevivieran en el ambiente hostil.

Crear una atmósfera con agua

La manera más importante para poder crear una atmósfera en Marte es mediante la importación de agua. Obteniéndola del hielo de los asteroides, o del de las lunas de Júpiter o las de Saturno. Añadir agua y calor al medio ambiente marciano es un punto vital para hacer que este planeta frío y seco sea apropiado para sostener vida.

Fuentes de agua

Una fuente importante de agua cercana es el planeta enano Ceres, el cual, de acuerdo con los estudios, ocupa entre el 25 y el 33% del cinturón de asteroides. La masa de Ceres es de aproximadamente 9.43 x 10^20 kg. Las estimaciones sobre la cantidad de agua que pueda tener este planeta varían considerablemente, pero el 20% es una cantidad típica de entre las dadas. Además, se piensa que gran cantidad de esta agua se encuentra a nivel superficial o casi superficial del planetoide. Usando las estimaciones que acabamos de ofrecer, la masa de agua de Ceres equivale aproximadamente a 1.886 x 10^20 kg. La masa total de Marte es de aproximadamente 6.4185 x 10^23 kg. Por lo tanto, y haciendo cálculos estimados, el agua de que podría haber en Ceres equivaldría a un 0.03 % de la masa total de Marte. El transporte de una cantidad importante de esta agua, o agua en general desde cualquiera de las lunas heladas, sería todo un reto. Por otro lado, cualquier intento de perturbar la órbita de Ceres para añadir al planetoide al planeta Marte (similar a la estrategia de usar tracción gravitacional para desviar los asteroides ), aumentando, de esta manera, la masa marciana una fracción ínfima, pero al mismo tiempo añadiendo una cantidad importante de calor (ya que Ceres no es un cuerpo celeste pequeño), podría causar una perturbación en la órbita marciana además de cambios geológicos prolongados, como el restablecimiento del equilibrio hidrostático, causado incluso por el más suave de los impactos.

Importación de amoníaco

Otro método, mucho más complicado, sería utilizar el amoníaco como un potente gas de efecto invernadero (ya que es posible que la naturaleza tenga grandes reservas del mismo congelado en asteroides orbitando las afueras del sistema solar); podría ser posible mover estos asteroides (por ejemplo usando grandes bombas nucleares para explotarlas y hacer que se muevan en la dirección correcta) y enviarlos hacia la atmósfera marciana. Ya que el amoniaco (NH3) tiene mucho nitrógeno quizás podría solventar el problema de tener un gas buffer en la atmósfera. Repetidos pequeños impactos también podría contribuir a incrementar la temperatura y la masa de la atmósfera. La necesidad de un gas buffer es un reto con el que se enfrentarán todos los constructores de atmósfera potenciales. En la Tierra, el nitrógeno es el componente atmosférico primario, constituyendo hasta un 77% de ella. Marte requeriría un componente similar de gas buffer, aunque no necesariamente en tan alta cantidad. Aun así, obtener cantidades importantes de nitrógeno, argón o algún otro gas comparativamente inerte sería bastante complicado.

Importación de hidrocarbonos

Otra manera sería importar metano u otros hidrocarbonos, (que son comunes en la atmósfera de Titán y en su superficie). El metano podría ser ventilado hacia la atmósfera donde actuaría como componente del efecto invernadero. El metano (y otros hidrocarburos) también puede ser útil para producir un rápido aumento de la presión de la atmósfera marciana insuficiente. Además, estos gases pueden ser utilizados para la producción (en el próximo paso de la terraformación de Marte) de agua y CO2 de la atmósfera marciana, por la reacción: CH4 + 4 Fe2O3 => CO2 + 2 H2O + 8 FeO Esta reacción probablemente podría iniciarse por el calor o por la irradiación solar UV marciana. Grandes cantidades de los productos resultantes (CO2 y agua) son necesarios para iniciar los procesos fotosintéticos.

Importación de hidrógeno

La importación de hidrógeno también se puede hacer para la ingeniería de la atmósfera y la Hidrosfera. Por ejemplo, el hidrógeno podría reaccionar con el óxido de hierro (III), en la superficie marciana, que le daría el agua como un producto: H2 + Fe2O3 => H2O + FeO Dependiendo del nivel de dióxido de carbono en la atmósfera, la importación y la reacción del hidrógeno se produce calor, el agua y grafito a través de la reacción de Bosch. Alternativamente, el hidrógeno reacciona con la atmósfera de dióxido de carbono a través de la reacción de Sabatier produciría metano y agua.

Uso de perfluoro carbonos

Agregando calor

Espejos hechos de mylar aluminizado extremadamente fino podrían ser colocados en órbita alrededor de Marte para incrementar la insolación total que recibe. Esto aumentaría la temperatura directamente, y también vaporizaría agua y dióxido de carbono para aumentar el efecto invernadero en el planeta. Aunque generar halocarbonos en Marte podría contribuir a añadir masa a la atmósfera, la función principal sería la de capturar la radiación solar incidente. Los halocarbonos (como los CFCs y PFCs) son potentes gases de efecto invernadero, y son estables en la atmósfera por periodos de tiempo prolongados. Podrían ser producidos por bacterias aerobias modificadas genéticamente o por artilugios mecánicos repartidos sobre la superficie del planeta. El modificar el albedo de la superficie marciana también sería una forma de aprovechar de forma más eficiente la luz solar incidente. El alterar el color de la superficie con un polvo oscuro como el hollín, formas de vida microbiana oscuras o líquenes serviría para transferir una gran cantidad de radiación solar a la superficie en forma de calor antes de que se reflejara de nuevo al espacio. El usar formas de vida es particularmente atractivo ya que podrían propagarse ellas mismas. Se ha sugerido el bombardeo nuclear de la corteza y los casquetes polares como un método rápido y sucio de calentar el planeta. Si se detona un ingenio nuclear en las regiones polares, el intenso calor derretiría grandes cantidades de agua y dióxido de carbono congelados. Los gases producidos harían más densa la atmósfera y contribuirían al efecto invernadero. Adicionalmente, el polvo levantado por la explosión nuclear cubriría el hielo y reduciría su albedo, permitiendo que se fundiese más rápidamente bajo los rayos del sol. La detonación de un ingenio nuclear bajo la superficie calentaría la corteza y ayudaría a la desgasificación del dióxido de carbono atrapado en las rocas. Aunque los ingenios nucleares resultan atractivos en el sentido de que hacen uso de armas peligrosas y obsoletas en la Tierra y añade calor al planeta rápidamente y de forma económica, conlleva las connotaciones negativas de destrucción masiva al ambiente nativo y potenciales efectos perniciosos de la desintegración nuclear.

La sombrilla solar

Se podría usar un parasol ubicado en el punto lagrangiano interno (L1) o en un anillo orbitando el planeta para reducir la insolación total recibida por Venus, enfriando así el planeta. Esto no está directamente relacionado con la inmensa densidad de la atmósfera de Venus, pero serviría para facilitar el uso de otros métodos complementarios. También podría hacer un doble servicio funcionando como generador de energía solar. La construcción de un parasol suficientemente grande es una tarea descomunal. El tamaño de tal estructura haría necesario que se construyese en el espacio. Además existiría la dificultad de mantener un parasol de película fina en el punto lagrangiano interno entre el Sol-Venus, que con la presión de la radiación sería como una enorme vela solar.

Gráfico: efecto invernadero en Venus, que produce la alta concentración de dióxido de carbono en su atmósfera. Otras soluciones propuestas incluyen cometas, o la creación de anillos artificiales. Un cometa en el punto lagrangiano interno Sol-Venus podría producir una coma que proporcionaría al menos una sombra temporal al planeta, posiblemente proporcionando suficiente tiempo para llevar a cabo el procesamiento atmosférico. Manteniendo un cometa permanentemente deshaciéndose en una posición estable podría ser una tarea complicada, puesto que el viento solar la empujaría fuera del punto estable, y para mantenerlo en él sería necesario contrarrestar ese empuje mediante un láser desde el planeta o por algún otro método. Los anillos creados poniendo restos en órbita proporcionarían algo de sombra, pero bastante menos. La inclinación de los anillos necesitaría ser tal que presentaran una superficie expuesta al Sol significativamente grande. Las técnicas basadas en parasoles ubicados en el espacio son fundamentalmente especulativas, debido al hecho que están más allá de las posibilidades tecnológicas actuales. Los enormes tamaños necesarios requieren materiales resistentes y métodos de construcción que aún no han alcanzado ni siquiera su infancia. El enfriamiento podría ser mantenido colocando reflectores en la atmósfera o en la superficie. Globos reflectores flotando en la alta atmósfera podrían generar sombra. El número y tamaño de los globos necesariamente sería grande. Aumentar el albedo del planeta distribuyendo materiales reflectivos o de color claro en la superficie podría ayudar a mantener la atmósfera fría. La cantidad sería grande y tendrían que colocarse una vez que la temperatura ya hubiese descendido algo. La ventaja de las soluciones de enfriamiento en la atmósfera y superficie es que aprovechan la tecnología existente.

Convirtiendo la atmósfera

Otro modo sería convertir la atmósfera de Venus en compuestos sólidos haciéndola reaccionar con elementos añadidos externamente. Bombardeando Venus con magnesio refinado y calcio metal del planeta Mercurio u otra fuente, podría atraparse el dióxido de carbono en forma de carbonato cálcico y carbonato magnésico. Bombardeando Venus con hidrógeno, posiblemente obtenido de alguna otra fuente del sistema solar exterior y haciéndolo reaccionar con el dióxido de carbono podría producirse grafito y agua mediante la reacción Bosch. Requeriría alrededor de 4•1019 kg de hidrógeno el convertir completamente la atmósfera venusiana, y el agua resultante cubriría alrededor del 80% de la superficie comparado con el 70% de la Tierra. La cantidad de agua producida sería alrededor del 10% de la existente en la Tierra. Un parasol o algo equivalente serían además necesario, ya que el vapor de agua es en sí mismo un gas de efecto invernadero. Los océanos de Venus incrementarían el albedo del planeta y permitirían que se reflejase una mayor cantidad de la radiación solar hacia el espacio.

Recreación artística de la Luna terraformada vista desde la tierra. Venus carece de un campo magnético. Se cree que esto puede haber contribuido notablemente a su estado inhabitable actual, ya que la alta atmósfera está expuesta a la erosión directa del viento solar y ha perdido la mayoría de su hidrógeno original en el espacio. Sin embargo, este es un proceso extremadamente lento, y así pues es improbable que sea significativo en la escala de tiempo de cualquier civilización capaz de terraformar el planeta.

Mercurio

Mercurio se ha sugerido como un posible objetivo para la colonización del espacio del sistema solar interior, junto con Marte, Venus, la Luna y el cinturón de asteroides. Con permanentes colonias que casi con toda seguridad se limiten a las regiones polares, debido a las extremas temperaturas diurnas en otros lugares del planeta. Excursiones a las otras partes del planeta sería algo viable con las medidas apropiadas.

Otros planetas y entidades del sistema solar

Véanse también: Colonización de la Luna, Colonización de Mercurio, Colonización del sistema solar externo y Colonización de Ceres. Otros posibles candidatos para la terraformación (sólo parcialmente) serían Titán, Calisto, Ganímedes, Europa, la Luna, e incluso Mercurio, Enceladus (una luna de Saturno) y el pequeño Ceres. La mayoría, sin embargo, tienen una masa y gravedad muy pequeñas para soportar una atmósfera por un tiempo indefinido (aunque es posible, pero no seguro, que una atmósfera podría permanecer durante decenas de miles de años o ser reprovisionada). Además, a excepción de la Luna y Mercurio, muchos de estos cuerpos celestes están muy lejos del Sol y habría que añadirle el calor necesario. La terraformación de Mercurio aguarda un tipo diferente de desafío pero con toda seguridad sería más fácil que la terraformación de Venus. Hay discusiones sobre la solución de los polos de Mercurio, que parece realista por parte de algunos. Titán de Saturno nos ofrece ventajas, que otros lugares no poseen, con una presión atmosférica similar a la de la Tierra y abundancia de nitrógeno y agua congelada. Europa de Júpiter, Ganimedes y Calisto también albergan grandes cantidades de agua congelada.

Viaje tripulado a Marte

Propuesta de vehículo para un viaje tripulado a Marte, del NASA Human Exploration of Mars Design Reference Architecture 5.0.

Recreación artística de una misión tripulada de la NASA a Marte.

Concepto de hábitat de NASA Mars.

Camión presurizado para uso marciano, del NASA Human Exploration of Mars Design Reference Architecture 5.0. Los viajes tripulados al planeta Marte han sido motivo de discusión científica desde la década de 1950. Varias agencias espaciales han desarrollado proyectos a futuro, abarcando desde la realización de misiones cortas hasta la fundación de colonias y la adaptación a la vida humana del planeta. Así mismo, la presencia de humanos en Marte ha sido motivo de numerosas obras artísticas, en particular de ciencia ficción. Marte es el segundo destino estudiado para su exploración después de la Luna, ya que es el que tiene condiciones ambientales más similares al planeta Tierra.

Obstáculos

Algunos de los obstáculos a superar para concretar un viaje tripulado a Marte son:

• Enfrentar los efectos de la exposición a radiación cósmica, radiación ionizante, baja gravedad y baja luminosidad.
• Enfrentar el aislamiento de la vida en la Tierra durante varios meses.
• Enfrentar la falta de servicios, en particular médicos.
• Afrontar el altísimo coste de llevar a cabo el proyecto, en particular en relación a los beneficios generados.
• Superar obstáculos tecnológicos para realizar el viaje, en particular disponer de energía para realizar el trayecto con personas a bordo, y generar oxígeno y agua para consumo humano. A la velocidad que se puede lanzar actualmente una nave espacial, un viaje tripulado desde la Tierra hasta Marte de ida y vuelta en las mejores condiciones de distancia y gravedad se estima que llevaría unos 400 a 450 días terrestres.

Propulsión a plasma

Un motor VASIMIR podría acortar los viajes de forma considerable aunque esta tecnología es muy desconocida por la mayoría de las personas y estados, aunque este motor podría hacer más probables los viajes tripulados a marte en esta generación.

Historia de propuestas y proyectos

Estados Unidos en la Guerra Fría

El primer estudio técnico detallado de un viaje a Marte fue de Wernher von Braun, quien publicó El Proyecto Marte en el año 1952. La idea era enviar una flota de diez naves con 70 tripulantes cada una, que llevarían tres aeronaves con alas que aterrizarían en Marte tal cual un avión comercial. Construir las tres naves requeriría de 1000 lanzamientos desde la Tierra. La versión revisada de 1956 requería de 400 lanzamientos y dos naves a enviar a Marte. El proyecto se mostró Man in Space, un episodio de la serie de televisión Disneyland de Walt Disney estrenado en 1955. En 1962, el proyecto Empire del Centro Marshall de vuelos espaciales de la NASA incluyó estudios de viajes tripulados a Marte, realizados por Aeronutronic Ford, General Dynamics y Lockheed Missiles and Space Company. Concluyó que el viaje se podría realizar lanzando ocho cohetes Saturno V y construyendo una nave en la órbita de la Tierra, o bien lanzando una hipotética nave con tecnología posterior a Saturno. El estudio usó datos de viajes espaciales reales de la NASA. Luego de la concreción del Programa Apolo, Von Braun propuso continuar la exploración del Sistema Solar con un viaje tripulado a Marte. Su idea de usar naves Saturno V se refinó: ellas es usarían para construir dos naves de seis tripulantes, con la idea de enviarlas a principios de la década de 1980. El presidente de Estados Unidos, Richard Nixon, optó en cambio por impulsar el proyecto del Transbordador STS. Desde 1981, The Case for Mars fue una serie de conferencias desarrolladas en la Universidad de Colorado en Boulder de Estados Unidos que elaboraron propuestas de viajes tripulados a Marte. Tuvo como novedad la evaluación de extraer recursos en Marte, en vez de usar únicamente los transportados desde la Tierra en el viaje de ida. En 1989, el presidente de Estados Unidos, George H. W. Bush, anunció una Iniciativa de Exploración Espacial, con el objetivo final de enviar personas a Marte, y con la Estación Espacial Internacional como insumo principal. No obstante el Congreso de los Estados Unidos canceló el proyecto por su elevado costo.

Unión Soviética en la Guerra Fría

El Complejo Marciano Pilotado (MPK en ruso) fue una propuesta de Mikhail Tikhonravov que la Unión Soviética estudió entre 1956 y 1962 con el objetivo de realizar un viaje tripulado a Marte. En la década de 1960, la URSS llevó adelante el TMK, que propuso también viajes orbitales a Marte además de viajes con amartizaje. Otro proyecto fue el MEK, que se inició en 1969.

Después de la Guerra Fría

Tras la culminación de la Guerra Fría a principios de la década de 1990, los países desarrollados se vieron en condiciones de trabajar en conjunto para desarrollar proyectos de viajes tripulados a Marte. Sin embargo, la ausencia de enemistad disminuyó el apoyo político a este tipo de planes. Como continuación de un artículo científico de Robert Zubrin y David Baker como parte de The Case for Mars, Zubrin siguió investigando el uso de recursos marcianos para realizar el proyecto. Así, elaboró el proyecto Mars Direct, que publicó en 1996 en el libro también llamado The Case for Mars. En 1998, Zubirin fundó la Mars Society, una organización que promueve la exploración humana de Marte. Desde la década de 1990, la NASA desarrolló numerosos programas de evaluación de viajes a Marte, entre ellos varias iteraciones de NASA Design, el Vision for Space Exploration y el Hundred Year Starship. Éste último propone viajes sólo de ida, de manera que los recursos se van reponiendo mediante viajes regulares. Rusia está elaborando una estación espacial orbital llamada MARPOST. El Programa Aurora de la Agencia Espacial Europea, iniciado en 2001, propone viajes dentro de 20 años.

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