LA  CONQUISTA DEL ESPACIO un trabajo de José Oliver Sinca

  MISION: MarsExpress

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Jose Oliver ENCICLOPEDIA DE LA ASTRONAUTICA  

   MARSEXPRESS: MARTE EN 3D (DESARROLLO DE LA MISION)

 

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28 de agosto de 2017, cuando hemos estado hablando de la nave del ESA MarsExpress siempre la hemos relacionado con imágenes de la superficie de Marte, pero la MarsExpress no solo tiene cámaras, sino un ingente número de instrumentos que nos aportan muchos conocimientos, tanto de Marte como de su entorno.

Sabemos que las partículas energéticas del viento solar viajan a gran velocidad por el espacio interplanetario, y su movimiento es modificado por los objetos que encuentra en su camino. Un estudio, basado en datos del orbitador MarsExpress, ha arrojado nueva luz sobre una sorprendente interacción entre el planeta Marte y partículas supersónicas en el viento solar.

Los científicos han sabido durante mucho tiempo que una característica conocida como un choque de proa forma aguas arriba de un planeta, más bien como el arco de un barco, donde el agua se ralentiza y luego se desvía alrededor del obstáculo. El choque del arco marca un límite bastante agudo donde el viento solar se ralentiza repentinamente cuando comienza a arar en la magnetosfera de un planeta o en la atmósfera exterior.

En el caso de Marte, que no genera un campo magnético global y tiene una delgada atmósfera, el principal obstáculo para el viento solar es la ionosfera, una región de partículas cargadas eléctricamente en su atmósfera superior. Además, el tamaño relativamente pequeño, la masa y la gravedad de Marte permiten la formación de una exosfera extendida, la capa más externa de la atmósfera, donde los átomos y moléculas gaseosos escapan al espacio e interactúan directamente con el viento solar.

Como era de esperar, la distancia de la onda de choque del planeta, aumenta a medida que disminuye la presión dinámica del viento solar. Esto es más bien como un debilitamiento de la onda de proa de un barco cuando el flujo del agua se ralentiza.

Por otra parte, los aumentos en la distancia de la onda de choque del arco marciano coinciden con aumentos en la cantidad de radiación solar entrante en las longitudes de onda extremas del ultravioleta (EUV). En consecuencia, la velocidad a la que los iones y electrones se producen a partir de átomos y moléculas en la atmósfera superior aumenta. Esto da como resultado una mayor presión térmica dentro de la ionosfera, lo que le permite contrarrestar mejor el flujo del viento solar entrante. Al mismo tiempo, los iones recién creados dentro de la exosfera extendida, son recogidos y acelerados por los campos electromagnéticos llevados por el viento solar. El resultado es una desaceleración en el viento solar y un cambio en la posición del choque del arco.

Otro factor posible para influir en la ubicación de la onda de choque es la órbita de Marte. La distancia del planeta al Sol es mucho más elíptica que la de la Tierra, que oscila entre los 206 y 249 millones de kilómetros, lo cual es un 20% de diferencia. Los científicos descubrieron que, en promedio, el choque del arco está más cerca de Marte en el afelio y más lejos de Marte en el perihelio. La distancia promedio, medida desde arriba del terminador (límite día-noche), alcanza un mínimo de 8102 kilómetros alrededor del afelio, mientras que su distancia máxima de 8984 kilómetros, se produce alrededor del perihelio. Esta es una variación general de aproximadamente el 11% durante cada órbita marciana.

"Se ha demostrado previamente que las tormentas de polvo interactúan con la atmósfera superior y la ionosfera de Marte, de modo que puede haber un acoplamiento indirecto entre las tormentas de polvo y la localización de los golpes de proa", dijo Benjamin Hall, autor principal del documento.

"Se necesitan futuras investigaciones sobre los vínculos entre la carga de polvo atmosférico y la atmósfera superior marciana, lo que implica investigaciones conjuntas de MarsExpress y Trace Gas Orbiter de la ESA, y la misión MAVEN de la NASA”.

 

11 de agosto de 2017, de nuevo la cámara HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) de la MarsExpress nos ha mostrado detalles pasados de la superficie de Marte, en este caso se trata de una antigua cordillera que conserva un complejo pasado volcánico y tectónico impreso con signos de interacción agua-hielo.

La región se encuentra al sur del vasto sistema de barrancos del Valles Marineris y de los volcanes Tharsis, y está fuertemente ligada a las tensiones tectónicas que se desarrollaron durante su formación hace más de 3.500 millones de años.

Cuando la protuberancia de Tharsis se hinchó con magma durante los primeros mil millones de años del planeta, la corteza circundante se estiró, se desgarró y finalmente se derrumbó en los correderos. Mientras que Valles Marineris es uno de los resultados más extremos, los efectos aún se ven incluso a miles de kilómetros de distancia, como en la región de Coracis Fossae observada en esta imagen donde casi paralelas fallas norte-sur son visibles principalmente a la izquierda.

Estructuras tectónicas como éstas pueden controlar el movimiento del magma, el calor y el agua en la subsuperficie, llevando a la actividad hidrotérmica y a la producción de minerales.

Los depósitos de tonos claros, que pueden ser minerales de arcilla formados en presencia de agua, se destacan en la parte derecha de la imagen en color y en el borde del gran cráter. Se identificaron depósitos similares en el cercano cráter Lampland.

También hay evidencia de la formación de los valles por la erosión del agua subterránea y la escorrentía superficial que ocurren al mismo tiempo que cuando la tectónica activa formó el paisaje. La erosión a base de agua significa que los pozos han sido parcialmente enterrados y fuertemente modificados.

 

12 de julio de 2017, hoy le toca el turno a la también legendaria nave europea MarsExpress, este ingenio que lleva orbitando Marte durante muchos años sigue con su labor cartográfica de la superficie, en esta ocasión nos acerca a la zona denominada Libya Montes.

Esta sección de la región de Libia Montes, que se encuentra en el ecuador en la frontera de las tierras altas del sur y las tierras bajas del norte, fue fotografiado el 21 de febrero de 2017 por la cámara HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager).

Las características vistas a través de la región más amplia indican ambos ríos que fluyen y cuerpos permanentes del agua tales como lagos o aún mares que estaban presentes en la historia temprana de Marte. Se cree que el prominente canal fluvial que se extiende de sur a norte ha atravesado la región hace unos 3.600 millones de años. Aparentemente se origina del cráter de impacto en el sur, rompiendo su pared del cráter y fluyendo hacia el norte, navegando las montañas de la topografía local.

El valle es alimentado por numerosos afluentes, que apuntan a la lluvia extensa y torrentes superficiales de las regiones más altas a las más bajas. También se cree que la filtración de aguas subterráneas ha contribuido a dar forma al valle. Un canal similar serpentea su camino a través de la parte inferior de la escena. La mineralogía en la región de Libya Montes es muy diversa, según lo revelado por nave espacial. Los minerales formados y alterados químicamente dan testimonio de la actividad hidrotermal pasada, que puede estar relacionada con la formación de la cuenca de impacto de Isidis. Por ejemplo, el impacto podría haber movilizado el agua líquida mediante la fusión de hielo subsuperficial que posteriormente interactuó con las antiguas rocas de montaña volcánicas.

La rica diversidad de características geológicas en esta región, y sólo en esta imagen,  muestra el ambiente dinámico que el planeta ha presenciado a través del tiempo, evolucionando desde un clima más cálido y húmedo, que permitió que el agua líquida fluyera libremente a través de la superficie, al árido mundo que nosotros vemos hoy. 

 

3 de marzo de 2017, la MarsExpress del ESA ha capturado imágenes de una de las redes de canales de salida más grandes del planeta rojo. El sistema de canales Kasei Valles se extiende a unos 3000 km de su región de origen en Echus Chasma, que se encuentra al este de la volcánica región Tharsis y justo al norte del sistema de barrancos Valles Marineris, hasta su fregadero en las vastas llanuras de Chryse Planitia.

Un cráter de impacto de 25 km de ancho, el cráter de Worcester, que aparece al centro de la imagen principal en color, ha hecho todo lo posible por enfrentarse a las fuerzas erosivas de los megatorrentes.

Mientras que gran parte de la manta de material que rodea el cráter, que originalmente fue arrojado desde su interior durante el impacto se ha erosionado, la sección aguas abajo de la inundación ha sobrevivido. Con el tiempo esto ha llevado a la apariencia general de una isla aerodinámica, con su topografía escalonada por las aguas, tal vez sugiriendo variaciones en los niveles o diferentes episodios de inundación. Por el contrario, la manta de residuos que rodea el cráter adyacente ha permanecido intacta. Esto sugiere que el impacto que produjo ese cráter ocurrió después de la inundación principal.

La eyección muestra un interesante patrón ranurado que los otros cráteres en esta vista parecen estar faltando. Esto sugiere una diferencia en la naturaleza del impacto mismo, tal vez con la energía impartida durante el impacto, la forma en que la eyección fue emplazada desde el cráter, o en la composición del material de la meseta.

 

3 de febrero de 2017, la sonda MarsExpress en su continua labor científica nos ha remitido 32 imágenes del polo norte de Marte donde se observan peculiares espirales oscuras.

La capa de hielo es un fenómeno permanente, pero en la temporada de invierno, como ahora está a principios de 2017, las temperaturas son lo suficientemente frías para que alrededor del 30 % del dióxido de carbono en la atmósfera del planeta precipite sobre el casquete, agregando una capa estacional hasta un metro de grosor.

Se cree que los vientos fuertes han desempeñado un papel importante en la formación de la capa de hielo con el tiempo, soplando desde el centro elevado hacia sus bordes inferiores y torcidos por la misma fuerza de Coriolis que hace que los huracanes tengan forma de espiral en la Tierra.

El cañón, conocido como Chasma Boreale, de 500 kilómetros de longitud y 2 de profundidad, se cree que es un rasgo relativamente antiguo, que se formó antes de las características de la espiral de polvo de hielo, y aparentemente es cada vez más profundo a medida que se forman nuevos depósitos de hielo a su alrededor.

 

23 de enero de 2017, el ESA (Agencia Espacial Europea) nos ha regalado una composición de imágenes de un hecho acontecido sobre el polo norte de Marte, pero durante el año 2004, cuando su MarsExpress trabajaba en la órbita del planeta.

Entre el 23 de noviembre de 2004 y el 30 de diciembre siguiente, el HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) estuvo estudiando un lugar situado a 79.94º N y 44.11º E, las distintas fotografías cubrían una zona de 73 por 41 kilómetros donde en un principio apenas aparecían muestras de hielo seco (CO2 ) sobre la superficie, pero con el paso de las órbitas (de la 1087 hasta la 1219) también cambió el clima en esa zona, produciéndose la presencia de capas de hielo, que en muchos casos tiene un espesor de hasta 2 kilómetros. Estos cambios quedaron fielmente reflejados en las imágenes de la MarsExpress con una resolución de 50 m/píxel. 

 

3 de noviembre de 2016, no nos hemos olvidado de la nave europea en órbita de Marte MarsExpress, sigue impertérrita su trabajo desde hace muchos años. Gracias a la capacidad de sus cámaras este ingenio está evaluando las fallas y movimientos que existen en la superficie del planeta rojo.

De nuevo el HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) nos ha brindado la posibilidad de observar y estudiar, la que posiblemente sea la región marciana con más movimientos tectónicos haya tenido durante toda la historia, conjuntos de crestas y valles a unos 1000 km al norte del volcán gigante del Olympus Mons, en ese lugar aparecen unos registros de los intensos esfuerzos tectónicos y tensiones experimentados en la región de Acheron Fossae, hace 3.800 millones de años.

La escena capturada por la MarsExpress del ESA (Agencia Espacial Europea) el 4 de mayo, se centra en la parte occidental de Acheron Fossae, un bloque aislado de terreno antiguo que cubre un área de unos 800 km de largo y 280 km de ancho y se eleva hasta 2 km más alto que las llanuras circundantes. Acheron Fossae es parte de una red de fracturas que se irradian desde la "protuberancia" de Tharsis a unos 1000 km al sur, hogar de los volcanes más grandes de Marte. A medida que la región de Tharsis se hinchaba con material caliente que se elevaba desde el interior de Marte a medida que los volcanes se formaban, se estiró y se separó la corteza a lo largo de líneas de debilidad sobre una amplia área. El patrón de fallas transversales visto en varios lugares de Acheron Fossae, implica que la región experimentó tensiones en diferentes direcciones a lo largo del tiempo, lo que sugiere una historia muy compleja.

Parte de una cresta dominante y curvada que se extiende por toda la región se ve en la parte inferior izquierda de la escena. Puede ser una depresión antigua que se ha llenado de material que ha fluido a lo largo de él, posiblemente de los glaciares cargados de roca que fueron depositados en condiciones climáticas frías más recientes, mucho después de que la propia depresión se formara.

 

24 de mayo de 2016, aunque está noticia no procede de ninguna de las naves que actualmente están en Marte, es preciso hablar de lo que puede afectar a esos ingenios, sobre todo los orbitales, que en estos momentos son: 2001 Mars Odyssey, MarsExpress, MRO y Mangalyaan. Vayamos al mes de febrero de 2015, cuando unos astrónomos detectaron unos grandes penachos de polvo que saliendo de la superficie del planeta rojo se elevaban más de 250 kilómetros, por lo tanto podían afectar a la trayectoria de ciertos ingenios en su periapsis. Además la presencia de esos penachos ocupaban un extensión de 1000 por 500 kilómetros y tenían una duración de 10 días, luego desaparecían. Las naves marcianas no pudieron percibir este fenómeno, pues lógicamente no estaban programadas para ello, pero a partir de esas fechas se modificaron sus planes de trabajo, por si, por casualidad, podían estar presentes si se producían de nuevo esas proyecciones aleatorias. La europea MarsExpress ha aportado nuevos datos indirectos del posible origen de esas columnas de polvo.

En los centros terrestres se estudiaron los datos, y se llegó a pensar que esos penachos procedían de impactos de meteoritos sobre la superficie de Marte, pero una nueva teoría va en otro camino. Este misterio puede estar relacionado por el clima espacial, exactamente por el Sol y sus eyecciones de masa coronal, que en ciertas circunstancias son muy violentas y pueden llegar tanto a la Tierra como a Marte, creando un barrido de la ionosfera y afectando la superficie del planeta.

 

13 de mayo de 2016, hay gran cantidad de pruebas, recogidas a lo largo de las últimas décadas, que sugieren que el agua líquida era abundante en la historia temprana de Marte. Sin embargo, el tamaño, la evolución y la duración de las regiones permanentes de agua, tales como lagos, en la superficie de Marte son todavía un tema de gran debate. Un estudio reciente, utilizando datos de varias naves espaciales que operan a Marte, pinta un cuadro detallado de la subida y la caída de esas zonas permanentes de agua en una región de Marte que una vez albergó uno de sus más grandes lagos.

Un artículo reciente, publicado en el Journal of Geophysical Research-Planets, describe un estudio llevado a cabo por Solmaz Adeli, Ernst Hauber, Laetitia Le Deit, y Ralf Jaumann, de un área de la superficie de Marte conocida como la región Terra Sirenum, que se cree que ha sido sede de uno de los lagos más grandes en Marte. El cuerpo de agua, conocido como el Lago Eridania, una vez cubrió un área de más de un millón de kilómetros cuadrados antes de dividirse en lagos aislados más pequeños y finalmente desaparecer por completo, junto con el resto del agua en el planeta.

Este estudio se centra en los acontecimientos geológicos que ocurrieron antes, durante y después de la transformación del Lago Eridania el más colosal de sus lagos más pequeños hipotéticos, mirando de cerca cuatro cuencas antiguas. Cada una de las cuatro cuencas; Atlantis Caos, Simois Colles, Caralis Caos y una cuenca sin nombre hace referencia en el estudio como la Cuenca del Norte, alojando su propio lago individual, tras la fragmentación del Lago Eridania.

Mediante la combinación de datos desde el HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) de la Mars Express como de HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de la MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) el equipo ha construido un detallado mapa geológico de la región. Esto, complementado con los datos de CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer) de la MRO, se ha caracterizado la distribución y la naturaleza de los materiales de la zona, y ha permitido que el equipo pueda interpretar la historia geológica de la región, la creación de un marco de tiempo detallado de su formación, y sugerir los más probables mecanismos que condujeron a ella.

En la Cuenca del Norte, el equipo también descubrió pistas sobre los últimos días del Lago Eridania y los lagos que se formaron posteriormente. Dentro de varias depresiones poco profundas en la cuenca, aparece material rico en filosilicatos, que están parcialmente incrustados en sales, que se formaron cuando el agua de lluvia, nieve o hielo en fusión llenó las depresiones y luego se evaporó durante los períodos secos posteriores. Un proceso que tuvo muchas posibilidades de haber tenido lugar, ya sea al final de la existencia de los lagos, o incluso más tarde, cuando de nuevo el agua líquida llenó las depresiones más pequeñas en la zona.

La última pieza del rompecabezas son las dos capas de material identificado en el estudio que se cree que se formaron al principio del período Amazonian, el marco de tiempo geológico en la que Marte se encuentra actualmente. Ambos fueron depositados en las cuencas estaban completamente secas y proporcionan una fuerte evidencia de que los lagos más pequeños que siguieron a la desaparición del lago Eridania, fueron borrados antes de que comenzara el período.

 

25 de marzo de 2016, de nuevo el HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) de la MarsExpress nos ha enviado unos datos muy interesantes del mayor cráter de impacto que existe sobre la corteza de Marte, el llamado Hellas Basin.

Con 2.200 kilómetros de diámetro y casi 9 de profundidad, está cuenca se encuentra 6000 metros por debajo del nivel medio de la superficie del planeta, y últimamente se ha podido descubrir restos de escarcha o hielo sobre su superficie interior. En el centro de la imagen se puede observar un flujo glaciar que ha ido labrando un valle a través de la topografía, formando terrazas, y el transporte del material lo distribuye en forma de ventilador. Observando detenidamente la fotografía se observan distintos barrancos a lo largo de las laderas en las terrazas. En general se aprecia una actividad tectónica posterior a la formación del propio cráter y de sus terrazas.

 

5 de noviembre de 2015, después de más de 13 años orbitando el planeta rojo, la nave MarsExpress ha conseguido un trabajo esplendido para conocer mejor el fenómeno de las auroras en ultravioleta que aparecen y desaparecen sobre la atmósfera de Marte. La altura media donde aparecen estas auroras es de unos 137 kilómetros sobre la superficie.

Mientras que Marte ya no tiene un campo magnético global, el magnetismo residual en la corteza es conocido en las tierras altas del hemisferio sur a partir de mediciones realizadas por la Mars Global Surveyor de la NASA. Ahora armado con más de 10 años de observaciones, los científicos han detectado las auroras ultravioleta en muchas ocasiones, y se han analizado en detalle cómo y dónde se producen en la atmósfera marciana.  "Con 10 años de datos, hemos ido mucho más allá de la detección inicial, y ahora tenemos una mejor comprensión de las características y las ocurrencias de este fenómeno interesante", dice Jean-Claude Gérard de la Universidad de Lieja, Bélgica. "Las auroras ultravioleta resultan ser muy raras y transitorias: duran sólo unos pocos segundos. A pesar de que la MarsExpress ha pasado sobre cada lugar muchas veces, las detecciones en un lugar determinado no parecen repetirse en momentos posteriores ", añade Lauriane Soret, también de la Universidad de Lieja.

También han encontrado que las auroras ultravioleta están asociadas con anomalías magnéticas conocidas en la corteza de Marte, eventos transitorios que varían en el tiempo y el espacio, son muy diferentes de las auroras observadas en otros planetas.

 

15 de octubre de 2015, de nuevo la MarsExpress no quiere quedar en un segundo plano en la exploración marciana. Ahora los técnicos del ESA (Agencia Espacial Europea) han publicado un estudio de sus imágenes de la región de Tharsis, donde se encuentran los volcanes más altos y espectaculares del Sistema Solar, entre ellos el número uno en altura el denominado Monte Olimpo. Gracias al análisis de la MarsExpress se ha podido conocer que en el pasado se produjo una inundación catastrófica por el derretimiento de los hielos debido a la actividad volcánica. El resultado fue una red de canales en Mangala Valles, varias cuencas y cráteres de impacto también se llenaron de agua, con desbordamientos a través de múltiples canales de desagüe, tomando la dirección de Amazonis Planitia, las tierras bajas del norte. Por ejemplo, un canal desemboca en un cráter de impacto de 28 kilómetros de diámetro, rompiendo la pared del cráter.

El cráter en el centro de la imagen tiene un aspecto algo diferente: se llenó de agua y sedimentos, posteriormente se vio erosionado. "Terreno caótico" formado en torno a él, que se caracteriza por bloques aislados de material de la superficie, que han sido dispuestos caóticamente durante la liberación de agua del subsuelo y el colapso superficie posterior.

Un canal profundo se talla a través del paisaje a lo largo del borde inferior de la imagen, sus paredes interiores muestran capas, terrazas e islas racionalizadas por la erosión del agua de escape.