La sonda está equipada con tres herramientas de medición para analizar la atmósfera de Marte. Con un peso de 1350 kg, equivalente a un SUV pequeño, la sonda fue diseñada y desarrollada por los ingenieros del Centro Espacial Mohammed Bin Rashid, en cooperación con socios de instituciones académicas internacionales líderes, incluido el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado Boulder, Laboratorio de Ciencias Espaciales (SSL), Universidad de California, Berkeley y Universidad Estatal de Arizona (ASU). La misión a Marte de los Emiratos emitió seis lotes de datos sobre el planeta rojo. El tamaño del primer lote fue de 110 Gigabytes y se lanzó el 1 de octubre de 2021, mientras que el tamaño del segundo lote fue de 76,5 Gigabytes y se lanzó el 12 de enero de 2022. El tercer lote de datos de 57 Gigabytes se anunció el 1 de abril de 2022, mientras que el cuarto lote ofreció 118,5 Gigabytes de datos. El quinto lote de datos proporcionó a la comunidad científica 236,8 Gigabytes de datos. El sexto lote de datos ofreció varias observaciones, que fueron capturadas por el espectrómetro ultravioleta de Marte (EMUS) de la sonda y el espectrómetro infrarrojo de Marte de los Emiratos (EMIRS), mientras que el generador de imágenes de exploración de los Emiratos (EXI) capturó imágenes de alta cadencia de alto movimiento de polvo en Marte, el 6 de junio, 13 de junio, 22 de junio, 27 de junio, 13 de julio, 22 de julio y 12 de agosto de 2022. Una serie de composiciones de color EXI tomadas durante unas seis horas el 24 de septiembre reveló una enorme tormenta de polvo y una densa niebla cubriendo Valles Marineris y alrededores desde primeras horas de la mañana hasta el mediodía, así como la rápida evolución del temporal.

31 de enero de 2023, Marte muestra una geología fascinante dondequiera que mires, y en ninguna parte esto es más cierto que en el suelo fracturado y arrugado que se ve en esta imagen de Mars Express de la ESA. La escena, capturada por la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) en el orbitador Mars Express, presenta los flancos de una vasta meseta volcánica llamada Thaumasia Planum. Las características más altas visibles aquí son la friolera de 4500 m más altas que las más bajas, como se ve más claramente en el mapa topográfico asociado. Muchos pensaron que habían cambiado muy poco desde que se formaron hace casi cuatro mil millones de años, dando un vistazo emocionante a los primeros días de Marte.

Si bien Marte ya no muestra signos de tectónica activa, no siempre ha sido así. La corteza de Marte alguna vez experimentó tensiones significativas en esta región, creando las profundas fracturas superficiales que hoy se conocen como Nectaris Fossae. Estos son visibles como cicatrices casi verticales en el centro de esta imagen y desde entonces se han llenado de polvo de color claro. Se cree que se formaron en relación con el colosal sistema de cañones Valles Marineris, el sistema de este tipo más grande no solo en Marte sino en el Sistema Solar. Valles Marineris se encuentra justo al norte (derecha) de esta región.

Después de que el tectonismo reelaboró este parche de Marte, el agua fluyó a través de la superficie, cortando la roca y tallando profundos valles mientras lo hacía (características llamadas Protva Valles, el plural 'Valles' se refiere a múltiples canales). Estos canales se pueden ver repartidos en estas imágenes; algunos son amplios y superficiales y otros mucho más profundos. El parche denso de valles excavados por el agua en la parte inferior derecha de la imagen está intensamente erosionado. Protva Valles se formó cuando el agua era mucho más abundante en la superficie de Marte, hace unos 3.800 millones de años, y se ha mantenido prácticamente sin cambios desde entonces.

El terreno subyacente aquí, Thaumasia Planum, se formó en los primeros días de Marte y está compuesto en gran parte por inmensos flujos de lava de varios kilómetros de espesor. Esta vez fue turbulenta, con muchas de las características sobresalientes de Marte comenzando a formarse. Los volcanes Tharsis, algunos de los más grandes del Sistema Solar, se encuentran cerca de Thaumasia Planum; la carga y el estrés de la formación de estos volcanes pueden haber provocado que esta región comenzara a fracturarse, antes de que estos volcanes inundaran el área con lava.

A medida que estos flujos de lava se enfriaban y solidificaban en terrenos inestables y cambiantes, se comprimieron, lo que resultó en "crestas arrugadas". Una de las crestas más importantes se ve en la parte inferior derecha del centro como una línea diagonal inestable marcada en la superficie. Después de esta extensa renovación de la superficie por la lava, Thaumasia Planum se cubrió de ceniza volcánica y polvo, antes de que los flujos de agua atravesaran la lava para formar Protva Valles. El origen de estos flujos de agua sigue sin estar claro; parecen emerger a diferentes alturas, lo que implica que el agua puede haberse filtrado a través de las capas subterráneas de Marte.

7 de enero de 2023, cuando llega el invierno a Marte, la superficie se transforma en una escena de vacaciones verdaderamente de otro mundo. La nieve, el hielo y la escarcha acompañan las temperaturas bajo cero de la temporada. Algunos de los más fríos ocurren en los polos del planeta, donde la temperatura llega a -123ºC. Por frío que haga, no esperes acumulaciones de nieve dignas de las Montañas Rocosas. Ninguna región de Marte recibe más de unos pocos pies de nieve, la mayor parte de la cual cae sobre áreas extremadamente planas. Y la órbita elíptica del planeta rojo significa que se necesitan muchos meses más para que llegue el invierno: un solo año de Marte es alrededor de dos años terrestres.

La nieve marciana viene en dos variedades: hielo de agua y dióxido de carbono, o hielo seco. Debido a que el aire marciano es tan delgado y las temperaturas tan frías, la nieve helada de agua se sublima, o se convierte en gas, incluso antes de tocar el suelo. La nieve de hielo seco en realidad llega al suelo. “Suficientes caídas como para atravesarlas con raquetas de nieve”, dijo Sylvain Piqueux, científico de Marte en el JPL, cuya investigación incluye una variedad de fenómenos invernales. “Sin embargo, si buscabas esquiar, tendrías que ir a un cráter o a un acantilado, donde la nieve podría acumularse en una superficie inclinada”.

HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) capturó estas "megadunas", también llamadas barchans. Escarcha de dióxido de carbono y hielo se han formado sobre las dunas durante el invierno; a medida que esto comienza a sublimar durante la primavera, se revela la arena de la duna de color más oscuro. La nieve ocurre solo en los extremos más fríos de Marte: en los polos, bajo la cubierta de nubes y de noche. Las cámaras de las naves espaciales en órbita no pueden ver a través de esas nubes y las misiones de superficie no pueden sobrevivir en el frío extremo. Como resultado, nunca se han capturado imágenes de nieve cayendo. Pero los científicos saben que sucede gracias a algunos instrumentos científicos especiales. El Orbitador de Reconocimiento de Marte de la NASA puede mirar a través de la capa de nubes utilizando su instrumento Mars Climate Sounder, que detecta la luz en longitudes de onda imperceptibles para el ojo humano. Esa capacidad ha permitido a los científicos detectar la nieve de dióxido de carbono que cae al suelo. Y en 2008, la NASA envió el módulo de aterrizaje Phoenix a unos 1.600 kilómetro del polo norte de Marte, donde utilizó un instrumento láser para detectar la nieve helada que caía a la superficie. Debido a cómo se unen las moléculas de agua cuando se congelan, los copos de nieve en la Tierra tienen seis lados. El mismo principio se aplica a todos los cristales: la forma en que los átomos se organizan determina la forma de un cristal. En el caso del dióxido de carbono, las moléculas del hielo seco siempre se unen en forma de cuatro cuando se congelan.

“Debido a que el hielo de dióxido de carbono tiene una simetría de cuatro, sabemos que los copos de nieve de hielo seco tendrían forma de cubo”, dijo Piqueux. "Gracias a Mars Climate Sounder, podemos decir que estos copos de nieve serían más pequeños que el ancho de un cabello humano". La cámara HiRISE capturó esta imagen del borde de un cráter en pleno invierno. La pendiente del cráter que mira al sur, que recibe menos luz solar, ha formado una escarcha brillante y en parches, que se ve en azul en esta imagen de color mejorado.

Los módulos de aterrizaje Viking vieron agua helada cuando estudiaron Marte en la década de 1970, mientras que el orbitador Odyssey de la NASA observó la formación y sublimación de escarcha en la mañana del Sol. HiRISE capturó esta escena de primavera, cuando el hielo de agua congelado en el suelo dividió el suelo en polígonos. El hielo translúcido de dióxido de carbono permite que la luz del sol brille y caliente los gases que escapan a través de los respiraderos, liberando abanicos de material más oscuro sobre la superficie (que se muestra en azul en esta imagen en color mejorada).

Quizás el descubrimiento más fabuloso llega al final del invierno, cuando todo el hielo que se acumula comienza a “descongelarse” y sublimarse en la atmósfera. Mientras lo hace, este hielo adquiere formas extrañas y hermosas que han recordado a los científicos arañas, manchas dálmatas, huevos fritos y queso suizo. Este "descongelamiento" también hace que los géiseres entren en erupción: el hielo translúcido permite que la luz del sol caliente el gas debajo de él, y ese gas eventualmente estalla, enviando abanicos de polvo a la superficie. De hecho, los científicos han comenzado a estudiar estos ventiladores como una forma de aprender más sobre en qué dirección soplan los vientos marcianos.

22 de diciembre de 2022, la cámara de imágenes estéreo de alta resolución a bordo del Mars Express de la ESA capturó esta escena helada en la región de Ultimi Scopuli, cerca del polo sur de Marte, el 19 de mayo de 2022. Si bien puede parecer un paraíso invernal, en ese momento era la primavera del hemisferio sur y el hielo comenzaba a retroceder. Las dunas oscuras se asoman a través de la escarcha y el terreno elevado parece estar libre de hielo. Dos grandes cráteres de impacto llaman la atención, sus interiores están rayados con capas alternas de hielo de agua y sedimentos finos. Estos "depósitos en capas polares" también están expuestos con exquisito detalle en la cresta roja oxidada que conecta los dos cráteres.

Por toda la imagen se pueden encontrar dunas oscuras y campos de dunas, en algunas zonas cubiertas por una fina capa de escarcha. Los campos de dunas adoptan una forma similar a la de un 'yardang', creando crestas afiladas que corren paralelas a la dirección predominante del viento, guiadas por la morfología de la superficie subyacente. Se cree que el polvo oscuro se originó a partir de antiguas capas enterradas de material volcánico en erupción. Se puede encontrar en todo Marte y los vientos fuertes lo propagan fácilmente.

Los puntos oscuros individuales apuntan a un proceso específico de las áreas polares de Marte. Los chorros de dióxido de carbono generados por la sublimación del hielo en gas han estallado a través de las capas de hielo, expulsando una fuente de polvo oscuro similar a un géiser que se asienta en estas manchas circulares. El seguimiento de estas zonas desde la órbita muestra los procesos que alteran constantemente la apariencia de la superficie en las regiones polares de Marte.

En toda la imagen se pueden encontrar numerosas características de sublimación de forma irregular que surgen de bolsas de hielo que se están descongelando. Tienen la apariencia de lagos terrestres (aunque vacíos) que han sido extraídos del paisaje. Se puede ver un ejemplo muy pronunciado en el borde superior izquierdo de la imagen en color principal. Nubes brumosas, especialmente en la parte central de la imagen, completan la sensación atmosférica de la escena. Las nubes en la región del polo sur a menudo contienen hielo de agua y su trayectoria está influenciada en parte por la topografía del terreno. Durante el ciclo estacional, el hielo de dióxido de carbono se deposita en los polos en invierno, que se sublima en la primavera. Entre el 12 y el 16 % de la atmósfera del planeta se deposita en los polos durante el invierno, con la liberación de gas en la primavera siguiente aumentando la presión atmosférica y generando fuertes vientos. Este proceso en curso crea un gran intercambio de material entre la superficie y la atmósfera a lo largo del año marciano.

El nuevo año de Marte (el año 37 según la forma en que se cuentan los años de Marte) comienza el 26 de diciembre de este año, solo un día después del 19º aniversario de la llegada de Mars Express a Marte: ¡una celebración doble para los fanáticos de Marte en esta temporada festiva!.

1 de diciembre de 2022, una nueva imagen de radar tridimensional mejorada ofrece una vista mucho más detallada del interior del casquete polar norte marciano, según un artículo dirigido por el científico principal del Instituto de Ciencias Planetarias, Nathaniel Putzig. El equipo de Putzig, que incluía a los investigadores de PSI Matthew Perry, Isaac Smith, Aaron Russell y la pasante Isabella Mueller, produjo y analizó la imagen en 3D usando observaciones obtenidas con el instrumento Shallow Radar (SHARAD) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de la NASA.

"Al crear radargramas 3D, reunimos todos los datos de muchos perfiles 2D en la región de interés y aplicamos métodos avanzados de imágenes 3D para desentrañar todas las interferencias presentes en los perfiles 2D, colocando las señales reflejadas en sus puntos de origen para producir una imagen tridimensional corregida geométricamente del subsuelo", dijo Putzig, autor principal de "Nuevas vistas de la estructura interna del Planum Boreum a partir de imágenes mejoradas en 3D de los datos de radar superficial del Orbitador de reconocimiento de Marte" que aparece en la Revista de Ciencias Planetarias.

"El nuevo radargrama 3-D realmente pone de relieve muchas características que antes eran difíciles o imposibles de mapear debido a imágenes incompletas de características inherentemente 3-D con una colección de perfiles 2-D", dijo Putzig. "Hasta ahora, solo hemos arañado la superficie de la comprensión de lo que nos dice el nuevo volumen de datos sobre la historia de los procesos polares y el clima marcianos, y hay mucho más trabajo de mapeo detallado por hacer". SHARAD sondea el subsuelo, hasta 4 kilómetros de profundidad, emitiendo ondas de radar dentro de una banda de frecuencia de 15 a 25 megahercios para lograr una resolución de profundidad deseada de aproximadamente 15 metros. Las ondas de radar devueltas, que son capturadas por la antena SHARAD, son sensibles a los cambios en las características eléctricas de la roca, la arena y el hielo de agua que pueden estar presentes en la superficie y el subsuelo. También son visibles los cambios en las características de reflexión del subsuelo, causados ​​por capas depositadas por procesos geológicos en la historia antigua de Marte.

"Los resultados de las imágenes en 3D ofrecen una mejor comprensión de Marte al proporcionar una vista muy clara de las características del subsuelo, que se puede utilizar para informar las interpretaciones geológicas de los orígenes de los depósitos polares y sus implicaciones para la historia del clima marciano. Los detalles de la geometría de capas del subsuelo se puede utilizar para inferir los procesos involucrados en la deposición y erosión de las capas a lo largo del tiempo", dijo Putzig.

18 de noviembre de 2022, el Mars Express de la ESA ha revelado que Marte produce patrones de nubes sorprendentemente parecidos a los de la Tierra que recuerdan a los de las regiones tropicales de nuestro planeta. La Tierra y Marte tienen atmósferas muy diferentes. La atmósfera seca y fría de Marte está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono, mientras que la de la Tierra es rica en nitrógeno y oxígeno. Su densidad atmosférica es menos de una quincuagésima parte de la atmósfera de la Tierra, equivalente a la densidad que se encuentra a unos 35 km sobre la superficie de la Tierra.

A pesar de ser tremendamente diferentes, se ha descubierto que sus patrones de nubes son sorprendentemente similares a los de la Tierra, lo que apunta a procesos de formación similares. Un nuevo estudio profundiza en dos tormentas de polvo que ocurrieron cerca del Polo Norte marciano en 2019. Las tormentas se monitorearon durante la primavera en el polo norte, un momento en que las tormentas locales comúnmente se forman alrededor de la capa de hielo que retrocede. Dos cámaras a bordo de Mars Express, la cámara de monitoreo visual (VMC) y la cámara estéreo de alta resolución (HRSC), junto con la cámara MARCI a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, tomaron imágenes de las tormentas desde la órbita.

La secuencia de imágenes de VMC muestra que las tormentas parecen crecer y desaparecer en ciclos repetidos durante un período de días, exhibiendo características y formas comunes. Las formas espirales son notablemente visibles en las vistas más amplias de las imágenes HRSC. Las espirales tienen entre 1000 y 2000 km de longitud, y su origen es el mismo que el de los ciclones extratropicales observados en las latitudes medias y polares de la Tierra. Las imágenes revelan un fenómeno particular en Marte. Muestran que las tormentas de polvo marcianas están formadas por células de nubes más pequeñas espaciadas regularmente, dispuestas como granos o guijarros. La textura también se ve en las nubes en la atmósfera de la Tierra. Las texturas familiares se forman por convección, por lo que el aire caliente sube porque es menos denso que el aire más frío que lo rodea. El tipo de convección que se observa aquí se llama convección de celda cerrada, cuando el aire sube en el centro de pequeñas bolsas o celdas de nubes. Los espacios del cielo alrededor de las células de la nube son las vías para que el aire más frío se hunda debajo del aire caliente que asciende.

En la Tierra, el aire ascendente contiene agua que se condensa para formar nubes. Las nubes de polvo fotografiadas por Mars Express muestran el mismo proceso, pero en Marte las columnas de aire ascendente contienen polvo en lugar de agua. El Sol calienta el aire cargado de polvo y hace que se eleve y forme células polvorientas. Las celdas están rodeadas por áreas de aire hundido que tienen menos polvo. Esto da lugar al patrón granular que también se ve en la imagen de las nubes en la Tierra.

Mediante el seguimiento del movimiento de las células en la secuencia de imágenes, se puede medir la velocidad del viento. El viento sopla sobre las características de las nubes a velocidades de hasta 140 km/h, lo que hace que la forma de las células se alargue en la dirección del viento. A pesar de las atmósferas caóticas y dinámicas de Marte y la Tierra, la naturaleza crea estos patrones ordenados. “Al pensar en una atmósfera similar a la de Marte en la Tierra, uno podría pensar fácilmente en un desierto seco o una región polar. Es bastante inesperado, entonces, que a través del seguimiento del movimiento caótico de las tormentas de polvo, se puedan establecer paralelos con los procesos que ocurren en las regiones tropicales húmedas, calientes y decididamente muy diferentes a Marte de la Tierra”, comenta Colin Wilson, científico del proyecto.

Una idea clave que se hizo posible con las imágenes VMC es la medición de la altitud de las nubes de polvo. La longitud de las sombras que proyectan se mide y se combina con el conocimiento de la posición del Sol para medir la altura de las nubes sobre la superficie marciana. Los resultados revelaron que el polvo puede alcanzar aproximadamente de 6 a 11 km sobre el suelo y las celdas tienen tamaños horizontales típicos de 20 a 40 km. “A pesar del comportamiento impredecible de las tormentas de polvo en Marte y las fuertes ráfagas de viento que las acompañan, hemos visto que dentro de su complejidad pueden surgir estructuras organizadas como frentes y patrones de convección celular”, explica Agustín Sánchez-Levaga, de la Universidad del País. Tal convección celular organizada no es exclusiva de la Tierra y Marte; Podría decirse que las observaciones de la atmósfera de Venus realizadas por Venus Express muestran patrones similares. “Nuestro trabajo sobre la convección seca de Marte es un ejemplo más del valor de los estudios comparativos de fenómenos similares que ocurren en atmósferas planetarias para comprender mejor los mecanismos subyacentes en diferentes condiciones y entornos”.

Además de aprender más sobre cómo "funcionan" las atmósferas planetarias, la comprensión de las tormentas de polvo es relevante para futuras misiones a Marte. En casos extremos, las tormentas de polvo pueden impedir que gran parte de la luz del Sol llegue a las células solares de los rovers en la superficie del Planeta Rojo. En 2018, una tormenta de polvo a escala planetaria no solo bloqueó la luz solar que llegaba a la superficie, sino que también cubrió de polvo los paneles solares del rover Opportunity de la NASA. Ambos factores llevaron a que el rover perdiera energía eléctrica, poniendo fin a la misión.

10 de noviembre de 2022, por primera vez en sus ocho años en órbita alrededor de Marte, la misión MAVEN de la NASA fue testigo de dos tipos diferentes de auroras ultravioleta simultáneamente, resultado de las tormentas solares que comenzaron el 27 de agosto. Ese día una región activa del Sol produjo una serie de erupciones solares, que son intensos estallidos de radiación. La actividad de la llamarada estuvo acompañada por una eyección de masa coronal (CME), una explosión masiva de gas y energía magnética que sale del Sol y se propaga por el espacio. Esta CME interplanetaria impactó Marte unos días después. Esta CME produjo uno de los eventos de partículas energéticas solares (SEP) más brillantes que jamás haya observado la nave espacial MAVEN. Los SEP que se aceleraron antes de la CME fueron observados en Marte por el detector SEP de MAVEN el 27 de agosto. De hecho, muchos de los instrumentos de MAVEN pudieron medir colectivamente la fuerza de la tormenta solar, incluido el monitor ultravioleta extremo, el magnetómetro, el analizador de iones de viento solar y el analizador de electrones de viento solar.

"Al utilizar modelos de clima espacial de propagación de CME, determinamos cuándo llegaría la estructura e impactaría en Marte", dijo Christina Lee, física espacial de la Universidad de California, Berkeley, quien es miembro del equipo de la misión MAVEN. "Esto permitió al equipo de MAVEN anticipar algunas perturbaciones emocionantes en la atmósfera de Marte a partir de los impactos de la CME interplanetaria y los SEP asociados". Las partículas liberadas por la tormenta solar bombardearon la atmósfera de Marte, provocando auroras brillantes en longitudes de onda ultravioleta. El instrumento espectrógrafo ultravioleta de imágenes (IUVS) de MAVEN observó dos tipos: aurora difusa y aurora de protones. Los datos del orbitador MAVEN de la NASA muestran el efecto de una tormenta solar del 30 de agosto que impactó en Marte. MAVEN observa el espectáculo de luces marciano: A la izquierda, los datos del orbitador MAVEN de la NASA muestran el efecto de una tormenta solar del 30 de agosto que impactó en Marte. A la derecha hay un esquema del viento solar en el lado diurno de Marte que impulsa la aurora de protones, y las partículas energéticas solares en el lado nocturno del planeta que impulsan la aurora difusa.

Parte de la razón por la que este increíble dúo se observó simultáneamente se debió a la sincronización. Marte está al final de la temporada de tormentas de polvo, que ocurre cada año marciano durante su máxima aproximación al Sol. Estas tormentas de polvo calientan la atmósfera lo suficiente como para permitir que el vapor de agua alcance grandes altitudes, donde la radiación ultravioleta solar lo descompone y libera átomos de hidrógeno en el proceso. Cuando el viento solar entrante golpea todo este hidrógeno adicional, el lado diurno del planeta se ilumina con emisiones ultravioleta. Esta "aurora de protones" coincidió con la llegada de partículas energéticas aún más dinámicas que penetraron más profundamente en la atmósfera, creando una aurora difusa visible en todo el lado nocturno.

Sumedha Gupta, investigadora postdoctoral del equipo IUVS del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado Boulder, notó por primera vez la coincidencia durante su verificación de rutina de los datos entrantes unos días después del evento. “Me sorprendió mucho ver la aurora de protones al mismo tiempo que la aurora difusa, porque nunca antes había sucedido”, dijo. "Ambos están aumentando con la actividad solar, ¡así que esperamos que siga sucediendo!". Este espectáculo de luces es una señal de lo que vendrá para Marte y para el equipo de MAVEN. El Sol está cada vez más activo con eventos, como erupciones y CME, a medida que se acerca al máximo solar en 2024-2025. El máximo solar es cuando la altura de la actividad solar alcanza su punto máximo en el ciclo solar de 11 años del Sol, lo que significa que se espera que las CME y SEP aumenten en frecuencia y continúen impactando la atmósfera de Marte.

MAVEN regresó a las operaciones nominales de ciencia y retransmisión el sábado 28 de mayo de 2022, después de una transición exitosa a la navegación estelar completa. La nave espacial MAVEN continúa operando con éxito utilizando el modo estelar. Por lo general, hay ciertas épocas del año en que se deben usar las IMU, por lo que el equipo deberá continuar encontrando formas innovadoras de controlar la orientación de la nave espacial. Esto asegurará que MAVEN pueda seguir operando durante la vida útil prolongada de la misión, lo que permitirá que el orbitador continúe realizando observaciones durante las condiciones más extremas en la atmósfera marciana que la misión ha encontrado hasta ahora.

28 de octubre de 2022, esta compleja región de cráteres y fracturas en la región de Terra Sirenum destaca la variada historia de Marte. La imagen fue tomada por Mars Express de la ESA el 5 de abril de 2022. La imagen, tomada por la cámara estéreo de alta resolución (HRSC), está dominada por un gran cráter de impacto a la izquierda (sur) de la imagen, que mide unos 70 km de ancho. Este cráter se encuentra en la región Terra Sirenum de Marte, que se encuentra en el hemisferio sur. Otra área de la misma región fue fotografiada por Mars Express en 2017.

La huella del viento marciano es detectable dentro del cráter: en la parte inferior oriental del cráter, las características ásperas conocidas como yardangs son firmas visibles de erosión eólica. La arena contrastante de tonos oscuros dentro del cráter puede haber sido transportada a la base plana por el viento. Ubicado dentro del cráter grande hay un cráter más pequeño que mide unos 20 km de ancho. El cráter más pequeño y su vecino se pueden ver con asombroso detalle en la vista en perspectiva. La estructura y el contorno del cráter, y su vecino más pequeño en el fondo de la imagen en perspectiva, sugieren que el agua o el hielo pueden haber cubierto esta superficie cuando ocurrió el impacto.

Las firmas de glaciares pasados ​​son visibles en la superficie lisa de los dos cráteres vecinos en la imagen en perspectiva. Se cree que los glaciares están formados por una mezcla de escombros y hielo, que fluyen cuesta abajo. Los escombros sedimentados dejan pistas sobre la dirección y el movimiento del hielo a través de los pequeños canales de barrido en la base de los cráteres. El agua también deja su huella en otras partes de la escena. El valle sinuoso en el extremo izquierdo de la imagen principal en color mide hasta 1,8 km de ancho. Se cree que fue un camino para el agua que se derritió en la cuenca del este. El lado derecho (norte) de la imagen muestra una región compleja de valles retorcidos, conocidos como valles dendríticos, cuyos orígenes se cree que se deben a la lluvia o la nieve a principios de la historia marciana.

La superficie del planeta rojo está marcada por los movimientos dinámicos de la corteza marciana. Paralelo al gran valle en la parte inferior izquierda de la imagen principal en color, ya unos 10 km de distancia, se encuentra una fractura que atraviesa la cuenca. Cuando la corteza se separa por el estrés tectónico, partes de la superficie caen hacia abajo creando las fallas. Estos 'graben' también se pueden encontrar en una región llamada Icaria Fossae, marcada en el mapa de contexto. La lava también deja su huella en la superficie en dos secciones de la imagen de la región. Mientras que el cráter más grande tiene firmas glaciales, el cráter de impacto en el norte (derecha) muestra signos de una capa de lava en el suelo del cráter (etiquetado como "cráter lleno de lava" en la imagen anotada). Pequeñas astillas, llamadas crestas de arrugas, están marcadas en la esquina inferior derecha de la imagen. Estos se forman cuando una capa de lava blanda es comprimida por fuerzas tectónicas, lo que provoca una cresta donde el material se dobla sobre la capa de lava.

En 1877, el astrónomo estadounidense Asaph Hall descubrió dos pequeñas lunas que giraban alrededor del planeta Marte, más tarde llamadas Phobos y Deimos por el griego para "miedo" y "pánico". Pero fue la emoción, más que el miedo y el pánico, lo que caracterizó el encuentro cercano con Phobos realizado por la nave espacial Mars Express de la ESA en el período previo a Halloween de este año. El reciente sobrevuelo de la luna marciana más grande ofreció la oportunidad perfecta para probar una de las últimas actualizaciones de la nave espacial de 19 años. El instrumento MARSIS en Mars Express fue diseñado originalmente para estudiar la estructura interna de Marte. Como resultado, fue diseñado para usarse a la distancia típica entre la nave espacial y la superficie del planeta: más de 250 km. Pero recientemente recibió una importante actualización de software que permite su uso a distancias mucho más cercanas y que podría ayudar a arrojar luz sobre el misterioso origen de la luna Phobos.

“Durante este sobrevuelo, usamos MARSIS para estudiar Phobos desde una distancia tan cercana como 83 km”, dice Andrea Cicchetti del equipo MARSIS en INAF. “Acercarnos nos permite estudiar su estructura con más detalle e identificar características importantes que nunca hubiéramos podido ver desde más lejos. En el futuro, estamos seguros de que podríamos usar MARSIS a menos de 40 km. La órbita de Mars Express se ha ajustado para acercarnos lo más posible a Phobos durante un puñado de sobrevuelos entre 2023 y 2025, lo que nos brindará grandes oportunidades para intentarlo”.

“No sabíamos si esto era posible”, dice Simon Wood, controlador de vuelo de Mars Express en el centro de operaciones ESOC de la ESA, quien supervisó la carga del nuevo software en la nave espacial de la ESA. “El equipo probó algunas variaciones diferentes del software, y los ajustes finales exitosos se cargaron en la nave espacial solo unas horas antes del sobrevuelo”. El instrumento MARSIS de la nave espacial Mars Express de la ESA utiliza su software recientemente actualizado para observar debajo de la superficie de la luna marciana Phobos. "Si las dos pequeñas lunas de Marte son asteroides capturados o están hechas de material arrancado de Marte durante una colisión es una pregunta abierta", dice Colin Wilson, científico de ESA Mars Express. "Su apariencia sugiere que eran asteroides, pero podría decirse que la forma en que orbitan Marte sugiere lo contrario".

“Todavía estamos en una etapa temprana de nuestro análisis”, dice Andrea. “Pero ya hemos visto posibles signos de características previamente desconocidas debajo de la superficie de la luna. Estamos emocionados de ver el papel que MARSIS podría desempeñar para resolver finalmente el misterio que rodea el origen de Phobos”. ¿Qué muestra esta imagen?, la imagen superior derecha muestra el "radargrama" adquirido por MARSIS durante el sobrevuelo de Phobos el 23 de septiembre de 2022. Un radargrama revela los "ecos" creados cuando la señal de radio emitida por MARSIS rebota en algo y regresa al instrumento. Cuanto más brillante sea la señal, más potente será el eco. La línea brillante continua muestra el eco de la superficie de la luna. Los reflejos inferiores son 'desorden' causados ​​por características en la superficie de la luna (b) o, más interesante, signos de posibles características estructurales debajo de la superficie (e).

“La sección A—C se registró utilizando una configuración anterior del software MARSIS”, dice Carlo Nenna, ingeniero de software integrado de MARSIS en Enginium, que está implementando la actualización. "La nueva configuración se preparó durante la 'brecha técnica' y se usó con éxito por primera vez desde D—F".

12 de octubre de 2022, la Mars Express de la ESA ha capturado el raro momento en que la pequeña luna de Marte, Deimos, pasa frente a Júpiter y sus cuatro lunas más grandes, el foco del próximo lanzamiento del Explorador de Lunas Heladas de Júpiter de la ESA (JUICE) el próximo año. Las alineaciones celestiales como estas permiten una determinación más precisa de las órbitas de las lunas marcianas. Desde que llegó a la órbita del planeta rojo en 2003, Mars Express observa rutinariamente la geología del planeta. También monitorea las dos lunas del planeta, Phobos y Deimos, para comprender más sobre la composición de su superficie, en particular, el misterioso terreno acanalado de Phobos y, en última instancia, el desconcertante origen de las lunas. Esto incluye el seguimiento de sus órbitas.

Las lunas experimentan fuertes fuerzas de marea de Marte, lo que hace que sus órbitas fluctúen constantemente. Phobos orbita extremadamente cerca de Marte a solo 6000 km y se mueve hacia el planeta, mientras que Deimos se aleja de él. Es difícil medir sus órbitas desde la Tierra debido al brillo de Marte en comparación con estos pequeños cuerpos. La alineación fortuita de Deimos al pasar frente a Júpiter el 14 de febrero de 2022 permitió determinar con mayor precisión la posición y la órbita de Deimos. Es decir, midiendo la duración de la ocultación, cuando la luz de un cuerpo celeste es bloqueada por otro, se puede calcular la órbita. Tal alineación es extremadamente inusual porque Deimos debe estar exactamente en el plano orbital de las lunas de Júpiter para que ocurra la alineación.

La secuencia animada de 80 imágenes de cámara estéreo de alta resolución (HRSC) muestra la superficie irregular de la luna pequeña y de forma irregular de 15 km de ancho cuando pasó frente a Júpiter. Las lunas de Júpiter aparecen como pequeñas motas blancas, debido a su distancia de casi 750 millones de km de Mars Express. Esta asombrosa separación es cinco veces la distancia entre la Tierra y el Sol. La animación muestra primero a Deimos pasando frente a la luna helada Europa. La luna más grande del Sistema Solar, Ganímedes, queda oculta a la vista. El gigante gaseoso Júpiter, que aparece como una gran mancha blanca en el centro, luego desaparece detrás de Deimos. Después, Deimos cubre la luna volcánica extremadamente activa Io, que tiene un tamaño similar a la Luna de la Tierra. Finalmente, la luna llena de cráteres Calisto desaparece detrás de Deimos. Deimos parece moverse hacia arriba y hacia abajo en la animación debido a los pequeños movimientos oscilantes de Mars Express mientras gira para colocar la cámara HRSC en posición. El movimiento de las alas solares, que se extienden 12 m desde la nave espacial, así como dos largas antenas de radar, también contribuyen a las pequeñas vibraciones.

Júpiter y sus tres lunas heladas más grandes serán visitadas por la misión JUpiter ICy moons Explorer (Juice) dirigida por la ESA, programada para lanzarse en 2023 y llegar al sistema de Júpiter en 2031. Juice realizará sobrevuelos de las lunas Ganímedes, Calisto y Europa para estudiar su superficie e interior, que se cree albergan océanos. Estas observaciones ayudarán a estudiar las condiciones para el surgimiento de la vida en nuestro Sistema Solar y cómo se forman los planetas.

Después de fotografiar la alineación con Júpiter, Mars Express dirigió su mirada hacia el momento en que Deimos fue bloqueado por su hermano mayor, Phobos, que mide unos 27 km a lo largo de su eje más grande. La animación se compone de 19 imágenes HRSC, tomadas el 30 de marzo de 2022 cuando Phobos estaba a 12 km de la cámara. Desde esta perspectiva es difícil ver la diferencia de tamaño entre las lunas marcianas, ya que Deimos está más lejos de la cámara a una distancia de 28 km.

Todavía se desconoce mucho sobre la formación y composición de las lunas de Marte. Las misiones futuras, como la misión de exploración de la luna marciana (MMX) dirigida por JAXA con contribuciones de la ESA, ayudarán a comprender más. MMX observará a Deimos y colocará un módulo de aterrizaje en Phobos para recolectar y devolver una muestra de la superficie. Se requieren mediciones precisas de la órbita, como las proporcionadas por las ocultaciones, para identificar las posiciones exactas de las lunas para futuras misiones como MMX y Juice. Las observaciones de Mars Express de las lunas durante 14 años, incluidas las ocultaciones con otros objetos del Sistema Solar, han permitido una corrección de 1-2 km en nuestro conocimiento de dónde están las lunas, con una precisión del orden de unos pocos cientos de metros. En junio de 2022, los datos orbitales de Europa se refinaron para la misión Juice mediante la ocultación de una estrella. Esta ocultación fue predicha utilizando la misión Gaia de la ESA.

4 de octubre de 2022, las estaciones terrestres operadas por la Organización de Investigación Espacial de la India (ISRO) han perdido la comunicación con la nave espacial. La causa precisa aún no está clara; es posible que el orbitador se haya quedado sin propulsor, que la batería de MOM (Mars Orbiter Mission) se haya agotado más allá del límite operativo seguro o que una maniobra automatizada haya cortado las comunicaciones, según los informes de los medios. Habiendo operado en Marte durante ocho años, MOM, también llamado Mangalyaan, ha superado con creces la vida útil esperada de su misión de solo seis a 10 meses. La nave fue lanzada en noviembre de 2013 y entró en órbita alrededor de Marte en septiembre de 2014. Aunque ISRO aún no ha emitido una declaración oficial, una fuente de la agencia le dijo al periódico local The Hindú que "la batería del satélite" se ha agotado y "se ha perdido el enlace" con MOM.

MOM lleva un ala solar de 1,4 x 1,8 metros que consta de tres paneles montados en un lado de la nave espacial. La matriz puede generar 800 vatios de potencia en Marte y carga una batería de iones de litio, pero la nave espacial se ha encontrado recientemente con una serie de eclipses que podrían haber afectado su capacidad de recarga. "Recientemente hubo eclipses consecutivos, incluido uno que duró siete horas y media", dijo a The Hindú una fuente no identificada de ISRO. "Como la batería del satélite está diseñada para manejar la duración del eclipse de solo 1 hora y 40 minutos, un eclipse más largo agotaría la batería más allá del límite seguro", dijo otro funcionario no identificado al periódico. MOM había salido de un eclipse prolongado en abril, pero a medida que se recuperaba, la nave espacial pudo haber agotado el combustible que le quedaba. En el momento del lanzamiento, MOM transportaba alrededor de 852 kilogramos de combustible para impulsar su propulsor principal y ocho propulsores más pequeños utilizados para el control de altitud. También existe la posibilidad de que la interrupción de las comunicaciones sea el resultado de que el sistema automatizado de MOM lo saque de otro eclipse, según los comentarios de un funcionario no identificado en el Times of India. Es posible que el sistema haya hecho que el orbitador realice un giro para cambiar de dirección, lo que resultó en que la antena de MOM que mira hacia la Tierra apuntara en dirección opuesta a nuestro planeta y que la nave espacial se quedara en silencio.

MOM había sobrevivido previamente a apagones durante su primer y segundo año alrededor de Marte, recuperándose de forma completamente autónoma sin ayuda del suelo. Sin embargo, los indicios iniciales sugieren que este nuevo apagón es permanente y varias fuentes le dijeron al Times of India que cualquiera que sea la causa, la nave espacial no podrá recuperarse. "Ahora, estamos tratando de determinar la razón exacta, ya sea que se haya agotado el combustible o que la antena no pueda comunicarse", dijo un científico senior anónimo al Times of India. "Pero una cosa es segura, ya no podremos recuperar la nave espacial".

La NASA publicó las observaciones que JWST tomó del Planeta Rojo utilizando la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam) del telescopio. Esta cámara toma imágenes de disco completo en longitudes de onda infrarrojas, que se encuentran en el lado rojo de la luz visible. Aproximadamente al mismo tiempo, el espectrógrafo ultravioleta de imágenes (IUVS) de MAVEN observó Marte en longitudes de onda ultravioleta, que se encuentra en el lado opuesto del espectro de luz visible. Observar Marte en estas dos longitudes de onda aproximadamente al mismo tiempo nos permite aprender diferentes cosas sobre Marte y su atmósfera, como la composición y la temperatura de la atmósfera. En la imagen MAVEN/IUVS, podemos ver muchas de las mismas características que observó JWST, incluida la Cuenca Hellas, uno de los cráteres de impacto más grandes del sistema solar. Las rayas en la imagen son artefactos de cómo se tomaron las observaciones.

"Siempre revise su trabajo" es una frase común en la investigación STEM para asegurarse de que lo que está presentando sea preciso. Al estudiar otro planeta, es aún más importante verificar dos veces los resultados para comprender si el fenómeno que está observando proviene realmente del planeta o es un posible error del instrumento. En una nueva publicación, Felici et al. usó dos herramientas a bordo de MAVEN, el Experimento de ciencia de ocultación de radio (ROSE), una investigación de detección remota, y el instrumento in situ Langmuir Probe and Waves (LPW), para verificar dos veces si las densidades de electrones que MAVEN midió en la ionosfera de Marte son precisos. La ionosfera es un plasma débilmente ionizado, formado por flujos solares ultravioleta extremos y rayos X suaves, que está incrustado en la atmósfera superior de Marte. Se sabe que esta capa experimenta muchos procesos, desde la interacción con el viento solar hasta las tormentas de polvo. Aprender sobre la ionosfera es una pieza importante para comprender la evolución de la atmósfera del planeta, ya que muchos procesos de escape atmosférico involucran esta capa. Comprender las ionosferas del sistema solar ha motivado a los científicos a desplegar una variedad de tipos de instrumentos en muchas misiones interplanetarias.

Debido a que ambos instrumentos pueden medir los perfiles de densidad de electrones de la ionosfera de Marte, Felici et al. compararon los conjuntos de datos LPW y ROSE. Los perfiles de densidad de electrones proporcionan la densidad de electrones (la cantidad de electrones en una unidad de volumen) a diferentes altitudes de Marte. Estos perfiles ayudan a los científicos a comprender la variabilidad espacial y temporal de la ionosfera, la química y su respuesta a los procesos provenientes del espacio (como el viento solar) y la superficie (como las tormentas de polvo). Las entre los dos instrumentos, sus mediciones de densidad de electrones nunca fueron del mismo lugar y tiempo. Para hacer una comparación de manzanas con manzanas, Felici et al. comparó las densidades de electrones medidas por LPW y ROSE en los mismos ángulos y altitudes cenitales solares. Descubrieron que las diferencias entre las mediciones de ROSE y LPW muestran que los errores sistemáticos de estos instrumentos son insignificantes y que la variación de densidad se debe a la propia ionosfera. Esta comparación permitió a Felici et al concluir que la ionosfera del amanecer es más variable, posiblemente debido al "despertar" de los diversos neutrales al ver repentinamente el Sol. Esto demuestra que dos cabezas, o instrumentos, en este caso, son mejores que uno, especialmente cuando se estudia otro planeta.

1 de septiembre de 2022, hoy tenemos nuevas procedentes de dos naves orbitales marcianas, la primera, de nuevo, de la MarsExpress del ESA y la segunda de la MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) de la NASA.

Mars Express nos lleva sobre la Cuenca Holden, parte de una región que es un objetivo de alto rango en la búsqueda de signos de vida pasada en el planeta rojo. Esta imagen fue tomada el 24 de abril de 2022 por la cámara estéreo de alta resolución de la nave espacial. Un paisaje árido moldeado por el agua.

La Cuenca Holden es parte de una serie de canales y sumideros llamados sistema de salida Uzboi-Ladon-Morava (ULM) que una vez pudo haber drenado hasta el 9% de la superficie marciana. La compleja historia del sistema de flujo de salida ULM lo convierte en un objetivo interesante para explorar con más detalle con los orbitadores y rovers de Marte. En los mapas a la derecha y directamente debajo, vemos la Cuenca Holden y el sistema de salida de ULM completo en contexto. El color azul real sólido en el mapa a continuación muestra cómo una vez fluyó el agua a través de esta región de Marte; Habría comenzado en canales que desembocan en Argyre Planitia, luego fluyó a través de Uzboi Vallis hacia el lugar ahora marcado por el Cráter Holden. Desde allí, se habría acumulado en Holden Basin antes de fluir a través de Ladon Valles hasta Ladon Basin y más allá.

El siguiente mapa también muestra el Valles Marineris del 'Gran Cañón' de Marte, en el que profundizamos en nuestro lanzamiento anterior de imágenes de Mars Express. Iani Chaos, otra área caótica que hemos explorado en detalle, es visible hacia la parte superior de la imagen.

La primera imagen es del sur de Holden Basin (el lado izquierdo de la imagen principal en la parte superior de esta página). Muestra un cráter distinto y las paredes de la cuenca, que descienden suavemente hasta unos 1500 metros por debajo del nivel del suelo circundante. La segunda imagen es del noreste de Holden Basin (la parte inferior derecha de la imagen principal). Toma una mirada más cercana a la ubicación donde el agua habría fluido desde Holden Basin hasta Ladon Valles. Los baches en el terreno accidentado se formaron cuando se derritió el hielo de agua debajo de la superficie de Marte. Objetivo de alto rango en la búsqueda de vida. Toda la región podría ser un objetivo interesante en la búsqueda de vida antigua en Marte. Nuestra experiencia en la Tierra nos dice que donde hay agua, hay vida: ¿podría haber ocurrido lo mismo hace miles de millones de años en Marte?.

Ladon Valles y Holden Crater, que se encuentran justo fuera del área de la imagen y se pueden ver en las imágenes que muestran la región más amplia, pueden ser particularmente interesantes ya que contienen depósitos en capas y con filosilicatos. Los filosilicatos son un tipo de mineral que también se encuentra en la Tierra, siendo un ejemplo la arcilla. Podrían servir como centro de reacción para las moléculas orgánicas, que componen todos los seres vivos de la Tierra; experimentos anteriores sugieren que los filosilicatos podrían haber jugado un papel en el origen de la vida.

El cráter Holden de 140 km de ancho se formó cuando Marte fue golpeado por una roca espacial; el material que fue expulsado durante el impacto llenó Holden Basin, que en sí mismo es un cráter de impacto mucho más antiguo. Como el cráter no muestra evidencia de que cantidades significativas de agua fluyan a través de él, es muy probable que se haya formado después de que el sistema ULM se haya secado en su mayor parte. Debido a su interesante geología y potencial para pistas sobre vidas pasadas, el cráter Holden estaba en la lista de sitios de aterrizaje para el Curiosity y el rover Perseverance de la NASA.

La misión MAVEN de la NASA y la Emirates Mars Mission (Hope) de los Emiratos Árabes Unidos han publicado observaciones conjuntas de eventos dinámicos de auroras de protones en Marte. Las observaciones remotas de auroras realizadas por EMM junto con las observaciones de plasma in situ realizadas por MAVEN abren nuevas vías para comprender la atmósfera marciana. Esta colaboración fue posible gracias al reciente intercambio de datos entre las dos misiones y destaca el valor de las observaciones multipunto en el espacio. Un estudio de estos hallazgos aparece en la revista Geophysical Research Letters.

En el nuevo estudio, EMM descubrió estructuras a escala fina en la aurora de protones que se extendía por todo el lado diurno de Marte. Las auroras de protones, descubiertas por MAVEN en 2018, son un tipo de aurora marciana que se forma cuando el viento solar, formado por partículas cargadas del Sol, interactúa con la atmósfera superior. Las observaciones típicas de auroras de protones realizadas por MAVEN y la misión Mars Express de la ESA (la Agencia Espacial Europea) muestran que estas auroras aparecen uniformes y distribuidas uniformemente en todo el hemisferio. Por el contrario, EMM observó una aurora de protones que parecía muy dinámica y variable. Estas "auroras de protones irregulares" se forman cuando las condiciones turbulentas alrededor de Marte permiten que las partículas cargadas fluyan directamente a la atmósfera y brillen a medida que disminuyen la velocidad.

“Las observaciones de EMM sugirieron que la aurora estaba tan extendida y desorganizada que el entorno de plasma alrededor de Marte debe haber sido realmente perturbado, hasta el punto de que el viento solar estaba impactando directamente en la atmósfera superior donde quiera que observáramos la emisión de la aurora”, dijo Mike Chaffin,  científico de EMM con sede en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado Boulder y autor principal del estudio. "Al combinar las observaciones de auroras EMM con las mediciones MAVEN del entorno de plasma auroral, podemos confirmar esta hipótesis y determinar que lo que estábamos viendo era esencialmente un mapa de dónde el viento solar estaba cayendo sobre el planeta".

Normalmente, es difícil que el viento solar llegue a la atmósfera superior de Marte porque es redirigido por el arco de choque y los campos magnéticos que rodean el planeta. Las observaciones irregulares de la aurora de protones son, por lo tanto, una ventana a circunstancias raras, durante las cuales la interacción entre el viento solar y Marte es caótica. “Se desconoce el impacto total de estas condiciones en la atmósfera marciana, pero las observaciones de EMM y MAVEN desempeñarán un papel clave en la comprensión de estos eventos enigmáticos”, dijo Chaffin.

El intercambio de datos entre MAVEN y EMM ha permitido a los científicos determinar los impulsores detrás de la aurora de protones irregular. EMM lleva el instrumento del espectrógrafo ultravioleta de Marte (EMUS) de los Emiratos, que observa la atmósfera superior y la exosfera del planeta rojo, buscando la variabilidad en la composición atmosférica y el escape atmosférico al espacio. MAVEN cuenta con un conjunto completo de instrumentos de plasma, incluidos el magnetómetro (MAG), el analizador de iones de viento solar (SWIA) y el instrumento de composición de iones térmicos y supratérmicos (STATIC) utilizados en este estudio. “Las observaciones globales de EMM de la atmósfera superior brindan una perspectiva única sobre una región crítica para la ciencia de MAVEN”, dijo Shannon Curry, investigadora principal de MAVEN, del Laboratorio de Ciencias Espaciales de UC Berkeley. “Este tipo de observaciones simultáneas prueban la física fundamental de la dinámica y la evolución atmosférica y destacan los beneficios de la colaboración científica internacional”.

Las mediciones de múltiples puntos de vista ya han demostrado ser un activo en la investigación de la Tierra y la heliofísica. En Marte, más de media docena de orbitadores ahora están tomando observaciones científicas y con el hemisferio sur de Marte actualmente experimentando el verano, cuando se sabe que la aurora de protones es más activa, las observaciones de múltiples puntos de vista serán fundamentales para comprender cómo se forman estos eventos. La colaboración entre EMM y MAVEN demuestra el valor de la ciencia a nivel de descubrimiento sobre la atmósfera marciana con dos naves espaciales observando simultáneamente la misma región.

22 de agosto de 2022, un nuevo mapa de Marte está cambiando la forma en que pensamos sobre el pasado acuoso del planeta y muestra dónde deberíamos aterrizar en el futuro. El mapa muestra depósitos minerales en todo el planeta y se ha creado minuciosamente durante la última década utilizando datos del instrumento Mars Express Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA) de la ESA y el Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging de la NASA. Instrumento espectrómetro para Marte (CRISM).

Específicamente, el mapa muestra las ubicaciones y abundancias de minerales acuosos. Estos provienen de rocas que han sido químicamente alteradas por la acción del agua en el pasado y típicamente se han transformado en arcillas y sales. En la Tierra, las arcillas se forman cuando el agua interactúa con las rocas, con diferentes condiciones que dan lugar a diferentes tipos de arcillas. Por ejemplo, los minerales arcillosos como la esmectita y la vermiculita se forman cuando cantidades relativamente pequeñas de agua interactúan con la roca y, por lo tanto, retienen en su mayoría los mismos elementos químicos que las rocas volcánicas originales. En el caso de la esmectita y la vermiculita esos elementos son el hierro y el magnesio. Cuando la cantidad de agua es relativamente alta, las rocas se pueden alterar más. Los elementos solubles tienden a ser arrastrados dejando arcillas ricas en aluminio como el caolín.

La gran sorpresa es la prevalencia de estos minerales. Hace diez años, los científicos planetarios conocían alrededor de 1000 afloramientos en Marte. Esto los hizo interesantes como rarezas geológicas. Sin embargo, el nuevo mapa ha invertido la situación, revelando cientos de miles de tales áreas en las partes más antiguas del planeta. "Este trabajo ahora ha establecido que cuando estudias los terrenos antiguos en detalle, no ver estos minerales es en realidad una rareza", dice John Carter, Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) y Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM), Université Paris-Saclay y Aix Marseille Université, Francia.

Este es un cambio de paradigma para nuestra comprensión de la historia del planeta rojo. A partir de la menor cantidad de minerales acuosos que previamente sabíamos que estaban presentes, era posible que el agua estuviera limitada en su extensión y duración. No puede haber ninguna duda de que el agua desempeñó un papel muy importante en la configuración de la geología en todo el planeta. La gran pregunta es si el agua fue persistente o se limitó a episodios más cortos e intensos. Si bien aún no proporciona una respuesta definitiva, los nuevos resultados ciertamente brindan a los investigadores una mejor herramienta para buscar la respuesta.

“Creo que colectivamente hemos simplificado demasiado a Marte”, dice John. Él explica que los científicos planetarios han tendido a pensar que solo unos pocos tipos de minerales de arcilla en Marte se crearon durante su período húmedo, luego, a medida que el agua se secó gradualmente, se produjeron sales en todo el planeta. Este nuevo mapa muestra que es más complicado de lo que se pensaba. Si bien muchas de las sales marcianas probablemente se formaron más tarde que las arcillas, el mapa muestra muchas excepciones donde hay una mezcla íntima de sales y arcillas, y algunas sales que se supone que son más antiguas que algunas arcillas. “La evolución de mucha agua a nada de agua no es tan clara como pensábamos, el agua no se detuvo de la noche a la mañana. Vemos una gran diversidad de contextos geológicos, por lo que ningún proceso o línea de tiempo simple puede explicar la evolución de la mineralogía de Marte. Ese es el primer resultado de nuestro estudio. La segunda es que si excluye los procesos de vida en la Tierra, Marte exhibe una diversidad de mineralogía en entornos geológicos tal como lo hace la Tierra”, dice.

Los instrumentos OMEGA y CRISM son ideales para esta encuesta. Sus conjuntos de datos son altamente complementarios, funcionan en el mismo rango de longitud de onda y son sensibles a los mismos minerales. CRISM proporciona de forma única imágenes espectrales de alta resolución de la superficie (hasta 15 m/píxel) para parches muy localizados de Marte, y lo convierte en el más adecuado para mapear pequeñas regiones de interés, como sitios de aterrizaje de rover. Por ejemplo, el mapeo muestra que el cráter Jezero, donde el rover Perseverance de la NASA está explorando actualmente, muestra una rica variedad de minerales hidratados. OMEGA, por otro lado, brinda una cobertura global de Marte con una resolución espectral más alta y con una mejor relación señal-ruido. Esto lo hace más adecuado para el mapeo global y regional, y para discriminar entre los diferentes minerales de alteración.

Este trabajo también brinda a los planificadores de misiones algunos excelentes candidatos para futuros lugares de aterrizaje, por dos razones. En primer lugar, los minerales acuosos todavía contienen moléculas de agua. Junto con las ubicaciones conocidas de hielo de agua enterrado, esto proporciona posibles ubicaciones para extraer agua para la utilización de recursos in situ, clave para el establecimiento de bases humanas en Marte. Las arcillas y las sales también son materiales de construcción comunes en la Tierra. En segundo lugar, incluso antes de que los humanos vayan a Marte, los minerales acuosos proporcionan lugares fantásticos para realizar actividades científicas. Como parte de esta campaña de mapeo de minerales, se descubrió el sitio rico en arcilla de Oxia Planum. Estas arcillas antiguas incluyen los minerales ricos en hierro y magnesio de esmectita y vermiculita. No solo pueden ayudar a descubrir el clima pasado del planeta, sino que son sitios perfectos para investigar si alguna vez comenzó la vida en Marte. Como tal, se propuso Oxia Planum y finalmente se seleccionó como lugar de aterrizaje para el rover Rosalind Franklin de la ESA.

25 de julio de 2022, Valles Marineris atraviesa Marte como el Gran Cañón atraviesa los Estados Unidos, excepto que este último es minúsculo en comparación. Con 4000 km de largo, 200 km de ancho y hasta 7 km de profundidad, Valles Marineris es casi diez veces más largo, 20 veces más ancho y cinco veces más profundo que el Gran Cañón. Como el sistema de cañones más grande del Sistema Solar, abarcaría la distancia desde el extremo norte de Noruega hasta el extremo sur de Sicilia. Hay otra gran diferencia entre los dos: mientras que el Gran Cañón se formó cuando el río Colorado erosionó la roca, se cree que Valles Marineris se formó a través de la separación de las placas tectónicas.

La imagen muestra dos trincheras (o chasmas) que forman parte del Valles Marineris occidental. A la izquierda (sur), está el Ius Chasma de 840 km de largo, y a la derecha (norte) está el Tithonium Chasma de 805 km de largo. Si bien estas imágenes de alta resolución muestran un increíble detalle de la superficie, solo cuando miramos un mapa de elevación nos damos cuenta de cuán espectacularmente profundos son los chasmas: ¡hasta 7 km!. A 4809 m, la montaña más alta de los Alpes, el Mont Blanc, quedaría empequeñecida si se colocara dentro de Tithonium Chasma.

En la parte superior de Tithonium Chasma, un parche de arena oscura aporta contraste de color a la imagen. Esta arena puede haber venido de la cercana región volcánica de Tharsis. Junto a las dunas de arena oscura hay dos montículos de tonos claros (uno cortado por la mitad por el borde superior de la imagen). Estos 'montículos' son más como montañas, que se elevan a más de 3000 metros de altura. Sus superficies han sido fuertemente erosionadas por los fuertes vientos de Marte, lo que indica que están hechas de un material más débil que la roca circundante. Entre los dos montículos vemos una serie de protuberancias más pequeñas, como se muestra en la segunda vista en perspectiva. Las investigaciones realizadas por Mars Express han encontrado minerales de sulfato que contienen agua en esta región. Esto sugiere que estas protuberancias pueden haberse formado cuando el líquido que una vez llenó el abismo se evaporó, aunque esta teoría todavía se debate acaloradamente.

En la parte inferior derecha del montículo que vemos completamente podemos ver líneas paralelas y montones de escombros que indican un deslizamiento de tierra reciente. Esto también es visible como una gran área morada en la imagen topográfica. El deslizamiento de tierra fue causado por el derrumbe de la pared del cañón a la derecha, y es probable que haya ocurrido hace relativamente poco tiempo porque no se ha erosionado mucho.

El suelo retorcido de Ius Chasma es igualmente fascinante. A medida que las placas tectónicas se separaron, parecen haber causado la formación de triángulos irregulares de roca que parecen una hilera de dientes de tiburón. Con el tiempo, estas formaciones rocosas se han derrumbado y erosionado.

Mars Express ha estado orbitando el planeta rojo desde 2003, tomando imágenes de la superficie de Marte, mapeando sus minerales, identificando la composición y circulación de su tenue atmósfera, sondeando debajo de su corteza y explorando cómo interactúan varios fenómenos en el entorno marciano. La cámara estéreo de alta resolución (HRSC) de la misión, responsable de estas nuevas imágenes, ha revelado mucho sobre las diversas características de la superficie de Marte, con imágenes recientes que muestran todo, desde crestas y surcos esculpidos por el viento hasta cráteres de impacto y canales que alguna vez transportaron agua líquida a volcanes, fallas tectónicas, canales de ríos y antiguas piscinas de lava.

29 de junio de 2022, se ven seis vistas de la región de Nili Fossae de Marte capturadas por el espectrómetro de imágenes de reconocimiento compacto para Marte, o CRISM, uno de los instrumentos a bordo del Orbitador de reconocimiento de Marte de la NASA. Los diferentes colores representan minerales en la superficie marciana vistos en diferentes longitudes de onda de luz. El mapa, que se lanzará en lotes durante seis meses, cubre la gran mayoría del planeta y revela docenas de minerales que se encuentran en su superficie.

Los científicos están a punto de obtener una nueva mirada a Marte, gracias a un mapa multicolor de 5,6 gigapíxeles. Cubriendo el 86% de la superficie del planeta rojo, el mapa revela la distribución de docenas de minerales clave. Al observar la distribución de minerales, los científicos pueden comprender mejor el pasado acuoso de Marte y pueden priorizar qué regiones deben estudiarse con mayor profundidad. El MRO de la NASA ha estado cartografiando minerales de Marte durante 16 años.

Este mapa casi global fue capturado por el MRO, el cuadrado amarillo indica la región Nili Fossae de Marte, que se destaca en seis vistas en la imagen anterior. Uno de los mapas finales de Marte de CRISM. Usando detectores que ven longitudes de onda visibles e infrarrojas, el equipo de CRISM ha producido previamente mapas minerales de alta resolución que proporcionan un registro de la formación de la corteza marciana y dónde y cómo fue alterada por el agua. Estos mapas han sido cruciales para ayudar a los científicos a comprender cómo los lagos, los arroyos y las aguas subterráneas dieron forma al planeta hace miles de millones de años. La NASA también ha utilizado los mapas de CRISM para seleccionar sitios de aterrizaje para otras naves espaciales, como en el caso del cráter Jezero, donde el rover Perseverance de la NASA está explorando un antiguo delta de un río.

La primera parte de este nuevo mapa incluye 51,000 imágenes, cada una de las cuales representa una "franja" de 540 kilómetros de largo por 10 kilómetros de ancho que fue capturada cuando MRO pasaba por encima. La resolución es más baja que la de los mapas CRISM hechos a partir de observaciones específicas porque los datos se adquirieron con el instrumento mirando hacia abajo, una estrategia de imagen diferente diseñada para cubrir mucho más del planeta.

Para adquirir sus datos, CRISM usó dos espectrómetros, uno de los cuales fue diseñado con tres enfriadores criogénicos para mantener bajas las temperaturas y poder detectar más claramente las longitudes de onda más largas de la luz solar infrarroja reflejada. Usados ​​en sucesión, el último de estos refrigeradores criogénicos completó su ciclo de vida en 2017, lo que limita las capacidades del instrumento para ver longitudes de onda visibles. Entonces, este será el último mapa de CRISM que cubre el rango completo de longitud de onda del instrumento. El instrumento se encuentra ahora en modo de espera y es posible que registre datos unas cuantas veces más en los próximos meses antes de ser dado de baja. Se publicará un último mapa dentro del año, que cubrirá las longitudes de onda visibles y se centrará solo en los minerales que contienen hierro; esto tendrá el doble de la resolución espacial del último mapa.

“La investigación CRISM ha sido una de las joyas de la corona de la misión MRO de la NASA”, dijo Richard Zurek, científico del proyecto de la misión en JPL. "Los análisis basados ​​en estos mapas finales proporcionarán nuevos conocimientos sobre la historia de Marte durante muchos años".

25 de junio de 2022, el instrumento MARSIS de la nave espacial Mars Express de la ESA, famoso por su papel en el descubrimiento de señales de agua líquida en el planeta rojo, está recibiendo una importante actualización de software que le permitirá ver debajo de las superficies de Marte y su luna Phobos con más detalle. que nunca antes. Mars Express fue la primera misión de la ESA a Marte. Lanzado hace 19 años, el 2 de junio de 2003, el orbitador ha pasado casi dos décadas estudiando al vecino de la Tierra y revolucionando nuestra comprensión de la historia, el presente y el futuro de Marte.

El instrumento Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding (MARSIS) en Mars Express fue crucial en la búsqueda y descubrimiento de signos de agua líquida en Marte, incluido un presunto lago de agua salada de 20 por 30 km enterrado bajo 1,5 km de hielo en la región polar sur. Operado por el Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), Italia, y totalmente financiado por la Agencia Espacial Italiana (ASI), MARSIS envía ondas de radio de baja frecuencia hacia el planeta utilizando su antena de 40 metros de largo. La mayoría de estas ondas se reflejan en la superficie del planeta, pero cantidades significativas viajan a través de la corteza y se reflejan en los límites entre las capas de diferentes materiales debajo de la superficie, incluidos el hielo, el suelo, la roca y el agua. Al examinar las señales reflejadas, los científicos pueden mapear la estructura debajo de la superficie a una profundidad de unos pocos kilómetros y estudiar propiedades como el grosor y la composición de sus casquetes polares y las propiedades de las capas de rocas volcánicas y sedimentarias.

"Después de décadas de ciencia fructífera y de haber obtenido una buena comprensión de Marte, queríamos impulsar el rendimiento del instrumento más allá de algunas de las limitaciones requeridas cuando comenzó la misión", dice Andrea Cicchetti, PI Adjunto de MARSIS y Gerente de Operaciones en INAF, quien dirigió el desarrollo de la actualización. "Enfrentamos una serie de desafíos para mejorar el rendimiento de MARSIS", dice Carlo Nenna, ingeniero de software integrado de MARSIS en Enginium, que está implementando la actualización. "Sobre todo porque el software MARSIS se diseñó originalmente hace más de 20 años, utilizando un entorno de desarrollo basado en Microsoft Windows 98".

"Anteriormente, para estudiar las características más importantes de Marte y para estudiar su luna Phobos, nos basábamos en una técnica compleja que almacenaba una gran cantidad de datos de alta resolución y llenaba la memoria integrada del instrumento muy rápidamente", dice Andrea. "Al descartar los datos que no necesitamos, el nuevo software nos permite encender MARSIS durante cinco veces más y explorar un área mucho más grande con cada pasada". "Hay muchas regiones cerca del polo sur de Marte en las que es posible que ya hayamos visto señales que indican agua líquida en datos de baja resolución", añade Colin Wilson, científico de ESA Mars Express.

18 de junio de 2022, este paisaje lleno de cicatrices y colorido (¡para los estándares marcianos!) muestra parte de Aonia Terra, una región de tierras altas del sur de Marte. La imagen fue tomada por Mars Express de la ESA el 25 de abril de 2022. El cráter sin nombre de 30 km de ancho en el centro de la imagen está ubicado dentro de un paisaje de canales sinuosos. Conjurando imágenes de venas que recorren un globo ocular humano, es probable que estos canales hayan transportado agua líquida a través de la superficie de Marte hace unos 3.500 a 4.000 millones de años.

Los canales parecen estar parcialmente llenos de un material oscuro y, en algunos lugares, parecen estar elevados sobre la tierra circundante. Hay una variedad de posibles explicaciones para esto. Quizás sedimentos resistentes a la erosión se asentaron en el fondo de los canales cuando el agua fluyó a través de ellos. O tal vez los canales se llenaron de lava más adelante en la historia de Marte.

Esta imagen de Mars Express revela muchos colores diferentes en la superficie alrededor del cráter, lo que sugiere que esta región de Marte está formada por una variedad de materiales. Al sur del cráter (a la izquierda de la imagen en color verdadero de arriba), la superficie es de un rojo cálido que se funde en un gris parduzco más oscuro más cerca del cráter. En esta región, se pueden ver muchas colinas: estas torres de roca con la parte superior plana se crean cuando el agua, el viento o el hielo desgastan gradualmente la tierra. Dentro del cráter, un campo de dunas oscuras descansa sobre una superficie más clara. Tras una inspección más cercana, se hace evidente que el cráter está lleno de más cerros y colinas en forma de cono. Estas son evidencia de que muchos materiales diferentes se acumularon en el cráter.

Al norte del cráter (a la derecha de la imagen panorámica), la superficie es más clara y suave. Los bordes del cráter principal y los canales aparecen menos definidos. En el extremo derecho de la imagen, la superficie se vuelve aún más suave. Aonia Terra es conocida por sus impresionantes cráteres. Cerca del cráter que se muestra en esta imagen se encuentra el cráter Lowell de 200 km de ancho. Se cree que Lowell se formó hace casi 4.000 mil millones de años, durante el período de "bombardeo pesado tardío" del Sistema Solar, cuando una gran cantidad de asteroides se estrellaron contra los planetas rocosos. Aonia Terra lleva el nombre de una característica llamada Aonia, una mancha oscura en la superficie de Marte que se puede ver desde la Tierra, incluso con telescopios rudimentarios. Aonia también era una región de la antigua Grecia, un lugar sagrado para las Musas, las diosas de la literatura, la ciencia y las artes.

2 de junio de 2022, se suponía que una presentación desalentadora de tres horas para el liderazgo de la NASA sobre el futuro del orbitador MAVEN sería el mayor desafío para el equipo de la misión a principios de este año. Pero justo cuando la presentación transcurría sin problemas en la Tierra, la propia nave espacial estaba en serios problemas a millones de kilómetros de distancia. Cuando terminó de dirigir la presentación ese día de febrero, Shannon Curry, recientemente nombrada investigadora principal de la misión MAVEN, se sintió confiada en el trabajo del equipo al argumentar que la misión a Marte debería continuar al menos tres años más, un argumento basado en seis meses. del trabajo exhaustivo del equipo. Entonces sonó su teléfono. "Finalmente terminamos la presentación, vuelvo a encender todo y nuestro gerente de proyecto me llama de inmediato", dijo Curry a Space.com. "Ahora, estoy pensando que me está llamando para decirme, 'Felicidades, lo hiciste, lo estás haciendo muy bien', y él dijo: 'Estamos en modo seguro'".

"El evento del modo seguro fue: catastrófico es demasiado fuerte, pero estuvimos cerca de perder la nave espacial", dijo Curry, calificando el incidente de "increíblemente grave" y "aterrador". Y cuando el equipo quería celebrar el final de la campaña de extensión de la misión de seis meses, el momento no funcionó. "Fue como dejarte sin aliento. En tu cumpleaños".

La nave espacial lleva dos de lo que los ingenieros llaman unidades de medida inerciales, o IMU: una versión principal, denominada IMU-1, y una copia de seguridad idéntica denominada IMU-2. Cualquiera que sea la IMU que la nave espacial esté utilizando en un momento dado, es responsable de mantener a MAVEN en la posición u orientación correcta en el espacio. (La posición es crucial: funciones como cargar paneles solares y comunicarse con la Tierra no pueden ocurrir correctamente cuando una nave espacial pierde la posición). Después de que surgieron problemas preocupantes con IMU-1 a finales de 2017, el equipo de MAVEN cambió la nave espacial a su unidad de respaldo. Pero a finales del año pasado, el equipo notó que la unidad IMU-2 estaba comenzando a desgastarse mucho más rápido de lo esperado. Entonces, a principios de febrero, el equipo devolvió la nave espacial a su unidad IMU-1 original. Dos semanas después, el 22 de febrero, el mismo día de la presentación de la extensión de la misión de MAVEN, la nave espacial de repente pareció no poder usar ninguna de las IMU para posicionarse correctamente. "Por diferentes razones, nuestras dos [IMU] comenzaron a mostrar problemas", dijo Curry. "Cuando entramos en modo seguro, fue porque uno de ellos realmente se bloqueó, básicamente, y luego el otro simplemente estaba perdiendo la vida".

El primer desafío fue estabilizar la nave espacial, lo que requirió un procedimiento que los ingenieros llaman terminación del latido del corazón. El término "no es solo para un efecto dramático: básicamente, es como arrancar el cable de la pared", dijo Curry. "La nave espacial reinició su computadora principal a bordo, y luego, cuando eso no funcionó, tuvo que cambiar a la computadora de respaldo, y nunca antes habíamos estado en la computadora de respaldo". Después de más de una hora de que la nave espacial intentara revivir la IMU-1, el intercambio de computadoras, que también puso a MAVEN en la IMU-2, se llevó a cabo. Y no demasiado pronto: el enfoque de la nave espacial en el Sol estaba comenzando a desviarse, una amenaza existencial en sí misma.

Entonces, el equipo se puso a trabajar en el desarrollo de lo que los gerentes de naves espaciales llaman "modo estelar". Ese modo permite que la nave espacial determine su actitud haciendo coincidir las estrellas que ve con su mapa interno del cosmos. No es tan preciso como usar una IMU, pero no tiene una vida útil limitada. Desafortunadamente, el modo estelar toma tiempo para desarrollarse. El equipo de MAVEN tenía la intención de hacer ese trabajo a finales de este año. "Ya lo teníamos marcado para octubre como 'por si acaso', pensando que estábamos, como, haciendo nuestra tarea de crédito extra", dijo Curry. Durante aproximadamente un mes después de que se implementó todo estelar, el equipo MAVEN comenzó gradualmente a encender y verificar los instrumentos, aunque la nave espacial tuvo que permanecer apuntando a la Tierra todo el tiempo, lo que limitó la ciencia que podía hacer la misión. Y mientras MAVEN se ha estado recuperando, el Sol ha producido varias erupciones importantes que la nave espacial ha pasado por alto. "Eso es un verdadero pateador", dijo. "Un par de destellos de clase X se propagaron más allá de Marte e impactaron en Marte, y MAVEN es el único que podría observarlos y no ha podido".

Después de más de tres meses fuera de servicio, MAVEN finalmente volvió a sus operaciones normales el sábado (28 de mayo), según un comunicado del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial de la Universidad de Colorado Boulder, donde tiene su sede la misión. Pero el hito no significa que el trabajo del equipo de la nave espacial haya terminado. Aunque el modo estelar puede hacer el trabajo para las operaciones normales, no es lo suficientemente preciso para ver a MAVEN de manera segura a través de sus maniobras más delicadas, y a la nave espacial todavía le queda muy poco tiempo en sus IMU.

"Tenemos que pasar este verano y el próximo año o dos ideando formas muy inteligentes de dejar de usar la IMU cuando normalmente lo haríamos", dijo Curry. "Si no hiciéramos nada, no lo lograríamos en los próximos 10 años". La extensión de la misión reciente ve la nave espacial hasta 2025, pero la NASA ha dicho que quiere usar la capacidad de retransmisión de MAVEN durante su campaña de misión de retorno de muestra planificada en Marte, que actualmente tiene como objetivo la entrega en la Tierra en 2033.

22 de mayo de 2022, el 22 de febrero de 2022, la nave espacial MAVEN de la NASA entró en modo seguro cuando las Unidades de Medición Inercial (IMU) de la nave espacial comenzaron a mostrar un comportamiento anómalo. La nave espacial se encuentra actualmente fuera del modo seguro, estable y en modo Tierra-nadir, apuntando su antena de alta ganancia hacia la Tierra para facilitar las comunicaciones de alta velocidad. Sin embargo, en esta configuración, MAVEN no puede realizar retransmisiones de comunicaciones para otras naves espaciales en Marte y solo realiza observaciones científicas limitadas. El equipo de la misión comenzó la recuperación de instrumentos científicos el 20 de abril.

El modo seguro comenzó cuando las IMU, instrumentos de navegación que detectan la rotación de la nave espacial y controlan la orientación de la antena del orbitador y los instrumentos científicos, exhibieron anomalías al encenderse después de un ciclo de energía. MAVEN permaneció en modo seguro hasta el 19 de abril, cuando el equipo de la misión cambió la nave espacial para confiar en la navegación estelar en lugar de las IMU, lo que se conoce como modo "todo estelar". Todos los instrumentos científicos de MAVEN están actualmente en línea, pero no todos han podido tomar datos mientras la antena de alta ganancia está restringida para apuntar hacia la Tierra. El equipo está trabajando actualmente para finalizar las comprobaciones del modo "todo estelar" para permitir que la nave espacial opere en otras orientaciones antes de reanudar las operaciones científicas nominales y de retransmisión a finales de mes.

4 de mayo de 2022, la Misión a Marte de los Emiratos, la primera exploración interplanetaria llevada a cabo por una nación árabe, publicó hoy impresionantes imágenes de las enigmáticas y discretas auroras de Marte, luego de una serie de observaciones revolucionarias que prometen nuevas respuestas, y nuevas preguntas, sobre las interacciones entre la atmósfera de Marte, en los campos magnéticos del planeta y el viento solar.

Las observaciones incluyen un fenómeno nunca antes visto, denominado 'aurora discreta sinuosa' por el equipo de EMM, una enorme aurora con forma de gusano que se extiende por la mitad del planeta rojo. "Cuando fotografiamos por primera vez la discreta aurora de Marte poco después de la llegada de la sonda Hope a Marte en 2021, sabíamos que habíamos revelado un nuevo potencial para hacer observaciones nunca antes posibles a esta escala, y tomamos la decisión de aumentar nuestro enfoque en estas auroras”, dijo el líder científico de la misión a Marte de los Emiratos, Hessa Al Matroushi. "Podemos obtener instantáneas sinópticas de la atmósfera de casi todo el disco para investigar los fenómenos atmosféricos y las interacciones. Significa que estamos viendo efectos discretos de auroras a una escala masiva y en formas que nunca anticipamos".

La sinuosa y discreta aurora consiste en largas rayas parecidas a gusanos de emisión de electrones energizados en la atmósfera superior que se extienden muchos miles de kilómetros, desde el lado diurno hasta el lado nocturno de Marte. Tomadas en imágenes cuando Marte estaba experimentando el efecto de una tormenta solar, lo que resultó en una corriente de electrones del viento solar más rápida y turbulenta de lo habitual, estas observaciones de la aurora son algunas de las más brillantes y extensas vistas hasta ahora por Hope. Incluyen formas alargadas, que pueden ser causadas por regiones alargadas similares de condiciones de activación de electrones en la cola magnética. El campo magnético interplanetario es transportado por el viento solar y cubre a Marte, combinándose con el magnetismo en la corteza marciana para formar la cola magnética de Marte, una compleja matriz de campos magnéticos en el lado nocturno marciano.

Omran Sharaf, director de proyectos de EMM, dijo: "Tener ancho de banda y recursos adicionales disponibles significaba que podíamos ser oportunistas y centrarnos más en el área de auroras discretas de lo que habíamos planeado originalmente. Esa agilidad sin duda ha valido la pena, ya que ahora nos hemos abierto vías completamente nuevas de investigación sobre estos fenómenos transitorios y dinámicos. La ciencia novedosa era un objetivo central de la misión y esto es ciertamente novedoso".

Las observaciones realizadas con el instrumento EMUS (espectrómetro ultravioleta de Marte de los Emiratos) de Hope oscilan entre 90 y 180 nanómetros de longitud de onda. Encontradas a una longitud de onda de 130,4 nm, las emisiones UV reflejadas en el nuevo conjunto de observaciones muestran dónde los electrones energéticos se estrellan contra átomos y moléculas en la atmósfera superior marciana, a unos 130 km sobre la superficie del planeta.

El Dr. Rob Lillis, miembro del equipo de EMUS en la Universidad de California, Berkeley, dijo: "La sinuosa aurora discreta fue un descubrimiento impactante que en muchos sentidos nos tiene rascándonos la cabeza y volviendo a la mesa de dibujo. Tenemos ideas, pero no una explicación sólida de por qué estamos observando auroras intensas de esta forma y a escalas planetarias. Ahora tenemos la oportunidad de volver a examinar las observaciones anteriores de Marte realizadas por misiones como MAVEN y Mars Express para buscar firmas que podrían desarrollar las nuevas observaciones de Hope y tal vez nos ayude a tratar de descifrar lo que está sucediendo aquí". Los electrones siguen líneas de campo magnético, por lo que sus caminos hacia la atmósfera están determinados por los campos magnéticos en este entorno. Las nuevas observaciones realizadas por Hope incluyen líneas de campo 'cubiertas', que no tocan la atmósfera nocturna, líneas de campo 'cerradas' que se conectan a la corteza en ambos extremos y líneas de campo 'abiertas' que conectan la corteza con el viento solar. . Estas líneas de campo 'abiertas' canalizan electrones hacia la atmósfera en patrones a veces intrincados, que luego se reflejan en la emisión ultravioleta resultante detectada por EMUS. Debido a que están confinadas espacialmente, estas emisiones se conocen como "auroras discretas". Junto con las auroras definidas por el campo de la corteza de Marte, las formas complejas del impacto de electrones energizados observados por Hope abren nuevas vías para nuestra comprensión de la forma en que la combinación de interacciones planetarias y solares impactan en la dinámica atmosférica de Marte.

Hope está siguiendo su órbita científica elíptica planificada de 20.000 a 43.000 km, con una inclinación a Marte de 25º. La sonda completa una órbita del planeta cada 55 horas y captura una muestra completa de datos planetarios cada nueve días a lo largo de su misión de dos años para mapear la dinámica atmosférica de Marte.

28 de abril de 2022, hoy, la NASA anunció que extendió la misión Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) hasta septiembre de 2025. La agencia espacial otorgó la extensión después de que un panel de revisión independiente le dio a la propuesta del equipo MAVEN la puntuación más alta que una misión puede recibir. La continuación de tres años permitirá a los científicos de MAVEN avanzar en el objetivo de comprender la evolución de la atmósfera de Marte al realizar nuevas observaciones durante algunas de las condiciones más extremas que la misión haya enfrentado. Esto incluye observar dos temporadas de polvo durante el ascenso previsto y el pico del Ciclo Solar 25, cuando la actividad del Sol alcanzará su máximo en el ciclo solar actual de 11 años.

“En nombre del equipo de MAVEN, estamos agradecidos por la oportunidad de continuar con nuestra campaña científica y operaciones de retransmisión. No puedo enfatizar lo suficiente el calibre de nuestro equipo: trabajar con todos ellos y el Programa de Exploración de Marte seguirá siendo un honor”, ​​dijo Shannon Curry, investigadora principal de MAVEN. “El panel de revisión reconoció claramente las contribuciones científicas excepcionales de la misión hasta la fecha, así como el gran potencial de MAVEN para realizar nuevos descubrimientos importantes en respuesta a la alta actividad solar y de polvo que se prevé para los próximos años”.

MAVEN, la primera misión de la NASA dedicada a observar la atmósfera marciana y su escape, entró en órbita alrededor del Planeta Rojo en septiembre de 2014. Actualmente se encuentra operando en su cuarta misión extendida, que concluirá en septiembre de 2022. La quinta misión extendida (EM5) continuará con las actividades científicas y de transmisión de datos de MAVEN hasta el final del año fiscal 2025. El equipo de MAVEN continuará descifrando la historia atmosférica de Marte realizando observaciones durante condiciones únicas que no se habían encontrado previamente durante la misión. El período de tiempo de EM5 abarcará la parte más activa del Ciclo Solar 25, lo que significa que la nave espacial observará más tormentas solares que impactan en Marte que nunca antes. Esto permitirá a los científicos investigar preguntas científicas convincentes, como la forma en que el máximo solar afecta la atmósfera, la magnetosfera y el clima marcianos. MAVEN no solo observará el impacto de la actividad solar en la atmósfera marciana, sino que también servirá como un sistema de alerta para otros orbitadores y rovers en Marte al monitorear el Sol.

Las observaciones de MAVEN durante EM5 coincidirán con un pico de actividad solar y tormentas de polvo en el Ciclo Solar 25. La línea azul sólida es el número suavizado de manchas solares, y las líneas azules discontinuas de arriba a abajo son los números de manchas solares altos, promedio y bajos pronosticados. Un mayor número de manchas solares indica que se está produciendo una mayor actividad solar. Se han superpuesto las temporadas de polvo, dos de las cuales coincidirán con EM5 durante el aumento de la actividad solar.

Estas observaciones conducirán a muchas oportunidades entre divisiones entre la heliofísica y la comunidad planetaria. Durante los próximos tres años, Marte también experimentará dos temporadas de polvo, durante las cuales es probable que ocurran grandes tormentas de polvo en todo el planeta. Esta es otra oportunidad extraordinaria para MAVEN, ya que tendrá la oportunidad de observar estas tormentas durante la intensa actividad solar. Al observar estas condiciones extremas en Marte, MAVEN mejorará significativamente la comprensión de la evolución atmosférica en los planetas terrestres y proporcionará información crítica para futuros activos y exploración humana en Marte.

20 de abril de 2022, la Misión a Marte de los Emiratos (EMM) – Hope Probe – fue desarrollada para entender Marte circulación atmosférica, dinámica y procesos a través de la caracterización de la atmósfera de Marte capas y sus interconexiones habilitadas por una periapsis única de gran altitud 19,970 km y 42.650 km de apoapsis, con una órbita de baja inclinación que ofrecerá un local sin precedentes y cobertura de tiempo estacional en la mayor parte del planeta. EMM tiene tres objetivos científicos para (A) caracterizar el estado de la atmósfera inferior marciana a escala global y su ubicación geográfica, variabilidad diurna y estacional, (B) correlacionar las tasas de cambios térmicos y fotoquímicos escape atmosférico con condiciones en la atmósfera marciana de colisión, y (C) caracterizar la estructura espacial y la variabilidad de los constituyentes clave en la exosfera marciana. Los productos de datos EMM incluyen una variedad de datos espectrales y de imágenes de tres científicos instrumentos que miden Marte en longitudes de onda visibles, ultravioleta e infrarrojas y al mismo tiempo y muestreado globalmente tanto en escala de tiempo diurna como estacional. Aquí, describimos nuestras estrategias para abordar cada objetivo con estos datos además de los complementarios datos científicos, herramientas y modelos físicos que facilitarán nuestra comprensión. Los resultados también desempeñará un papel único al proporcionar diagnósticos de los procesos físicos que impulsan la atmósfera estructura y dinámica, las conexiones entre las atmósferas inferior y superior, y las influencias de estos en el escape atmosférico.
La atmósfera de Marte se puede dividir en tres regiones según sus características distintivas: la atmósfera inferior (hasta 50 km), la atmósfera media (50-100 km), y la atmósfera superior atmósfera (por encima de 100 km). Mientras que la temperatura en la atmósfera inferior disminuye con la altitud, permanece relativamente constante en la atmósfera media, y generalmente aumenta con la altitud en la atmósfera superior. El dióxido de carbono (CO2) domina la mayor parte de la composición atmosférica de Marte con un promedio relación de mezcla del 95,1 %, con trazas principalmente de nitrógeno (N2), argón (Ar), oxígeno (O2), y monóxido de carbono (CO). La dinámica de La atmósfera inferior actual de Marte se caracteriza principalmente por el comportamiento del CO2, el agua vapor y polvo en respuesta a las variaciones solares y estacionales y su interacción con el superficie. Por el contrario, la dinámica en la termosfera (100-200 km), son impulsados desde dos direcciones: desde abajo por la calefacción y propagación de ondas desde la atmósfera inferior y desde arriba por el calentamiento de la radiación UV solar y el entorno de campo magnético y partículas cargadas heliosféricas (comúnmente conocido como clima espacial). En la homopausa (100 km), la atmósfera cambia de un estado bien mezclado dominado por la difusión de remolinos a un estado más débilmente mezclado (es decir, termosfera) donde domina la difusión molecular y los constituyentes tienen una escala separada alturas Por encima de la exobase (200 km) se encuentra la exosfera, donde las colisiones son extremadamente raras. y las partículas se mueven balísticamente sujetas a la gravedad. Las características de la estructura de la atmósfera superior (es decir, termosfera-exosfera) permite la comprensión de las tasas de escape actuales de Marte y los procesos que impulsaron la transición de Marte de una atmósfera espesa a una delgada en el pasado. Mediciones de misiones pasadas como Mariner 9, Vikings 1 y 2, Mars Global Surveyor (MGS), 2001 Mars Odyssey, MarsExpress (MEX), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), y Trace Gas Orbiter (TGO), han ayudado a caracterizar y comprender la parte inferior atmósfera y la circulación atmosférica global a través de estudios de interacciones entre la estructura térmica, los gases activos (vapor de agua) y los aerosoles activos (nubes y polvo).

La estructura térmica de la atmósfera inferior depende en gran medida de la temperatura de la superficie, Contenido de polvo y dinámica de aerosoles. Está influenciado por factores estacionales, latitudinales y “orbitales”. estaciones” causada por la diferencia relativamente grande entre el perihelio y el afelio de Marte distancia del Sol. Las estaciones marcianas estándar impulsan principalmente cambios en la superficie y temperaturas atmosféricas, más aún en latitudes altas, mientras que las estaciones orbitales tienen mayor impacto en la superficie y las temperaturas atmosféricas en latitudes bajas. La delgada atmósfera también permite que la radiación óptica llegue a la superficie, impactando significativamente el ciclo de temperatura de la superficie diurna, por lo tanto también la atmósfera cercana a la superficie temperatura. Información diurna sobre el estado térmico de Marte está limitado principalmente porque las naves espaciales anteriores han sido en su mayoría en órbitas heliosincrónicas que solo muestrean dos horas locales opuestas (por ejemplo, 2 AM/2 PM para MGS).
El polvo juega un papel clave en la dinámica atmosférica de Marte. Es un constituyente abundante en la superficie marciana y en la atmósfera donde reside principalmente en la atmósfera media-baja. Actúa como absorbente de la radiación solar y emisor/absorbedor de la radiación infrarroja. afectando fuertemente la estructura térmica de la atmósfera marciana. El polvo tiene una estacionalidad algo regular y patrones espaciales de influencia con importantes variaciones interanuales que se han caracterizado por observaciones de naves espaciales. Su patrón estacional se puede dividir en dos períodos principales: (1) temporada sin polvo (longitud solar (Ls) ∼0°-135◦) durante la primavera/verano del norte, donde la opacidad del polvo de la columna es baja, y (2) estación polvorienta (Ls 135°-360◦) durante la primavera/verano del sur, donde las condiciones locales, regionales o las tormentas de polvo globales evolucionan variando en tamaño y tiempo. Otro componente clave en la atmósfera inferior de Marte es el vapor de agua. El vapor de agua es la principal forma de agua en la atmósfera de Marte y es importante para comprender la ciclo del agua marciano y se ha observado utilizando bandas de absorción en el IR térmico y IR cercano. La columna de vapor de agua promedio mundial es de aproximadamente 10 micrones precipitables (pr-μm), pero la liberación de agua de la sublimación del casquete estacional del hemisferio norte conduce al pico valores de hasta 50 pr-μm durante el comienzo del verano del norte. El máximo correspondiente en el hemisferio sur primavera/verano tiene una amplitud más pequeña de 25 pr-μm. Vertical Se han obtenido perfiles de vapor de agua mediante ocultaciones solares que revela una estructura 3D muy dinámica y una alta sobresaturación. El vapor de agua se condensa para formar finas nubes de hielo de agua cuyas variaciones pueden jugar un papel importante. papel en el presupuesto radiativo de la atmósfera inferior. El ozono está anticorrelacionado con el vapor de agua; como vapor de agua se fotodisocia en la atmósfera, aumenta la abundancia de hidrógeno impar, que destruye el ozono. El ozono se puede medir en la atmósfera inferior y atmósfera media a través de la absorción de la banda de Hartley centrada en 255 nm. Misiones anteriores a Marte han revelado amplia evidencia de agua líquida en el pasado en la superficie de Marte en forma de cauces antiguos, redes de valles alimentados por precipitaciones, canales de inundación y la presencia de cantidades significativas de minerales hidratados como los filosilicatos. Estos Los signos implican que Marte, con el fin de mantener el agua líquida en su superficie, una vez tuvo una capa más gruesa atmósfera. Se ha establecido que el escape atmosférico es uno de los principales impulsores de Evolución del clima de Marte a lo largo de la historia del Sistema Solar. Los estudios han demostrado que el hidrógeno y el oxígeno, los componentes básicos del agua, son las especies neutras dominantes que escapan de Marte hoy principalmente a través del escape de Jeans (térmico) y el escape fotoquímico (no térmico) consecutivamente. El escape atmosférico había sido estudiado por muchas misiones a Marte, incluidas, entre otras, Mariner 6, 7, 9, MEX y la misión Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN). El hidrógeno es transportado desde la atmósfera inferior y media a la atmósfera superior mediante el proceso de fotodisociación del agua. Como un átomo de hidrógeno choca con otros átomos y moléculas en la atmósfera superior, gana o pierde energía cinética. Esos hidrógenos Los átomos en la cola de alta energía de la distribución de Maxwell-Boltzmann tienen suficiente energía para viajar a grandes alturas, formando la corona de hidrógeno alrededor de Marte, o puede escapar de la atmósfera por completo, si el átomo tiene una velocidad igual o superior a la velocidad de escape (5 km/s para Marte). MAVEN estimó recientemente la pérdida de hidrógeno al espacio a una tasa de  1 − 11 × 1026 s−1 con una fuerte variación estacional.

El oxígeno atómico es la especie más abundante en la termosfera superior y la exosfera inferior de Marte Tiene dos poblaciones principales: una población termal o 'fría', y una energética 'caliente' población originaria de, la recombinación disociativa exotérmica de O+ 2 iones en el ionosfera. Una fracción significativa de estos átomos de oxígeno calientes tiene suficiente energía para escapar la atmósfera de colisión que forma la corona de oxígeno alrededor de Marte. Pérdida de oxígeno al espacio. fue estimado recientemente por MAVEN a una tasa de  5×1024 s−1.
La termosfera se superpone al límite inferior de la exosfera y es el canal a través del cual las partículas de la atmósfera inferior se energizan y finalmente pueden escapar. Autores anteriores han demostrado que la termosfera se ve significativamente afectada por las condiciones tanto en la atmósfera inferior de Marte como en el entorno del espacio cercano. En la atmósfera inferior, las tormentas de polvo afectan fuertemente a la atmósfera superior, impactando su composición y temperatura en todas las latitudes. Estos fenómenos de polvo ocurren principalmente sobre Ls 180-330° en forma de tormentas de polvo a escala regional o global que tienen un fuerte impacto en la atmósfera superior. También se sabe que ocurren pequeñas tormentas de polvo. sobre Ls  20-120, y también tienen un impacto sustancial en la atmósfera superior. El clima espacial asociado con actividades solares como Las erupciones solares, las partículas energéticas solares (SEP) y la eyección de masa coronal (CME) pueden calentar y ionizar la atmósfera superior, disminuyendo la abundancia de hidrógeno en ~25%, intensificando la densidad de oxígeno caliente en la termosfera en ~15-45%, y aumentando temporalmente la tasa de escape tanto para el hidrógeno como para el oxígeno, hasta en un 20 %. EMM tiene como objetivo mejorar nuestra comprensión de las variaciones diurnas, globales y estacionales de la Atmósfera marciana, dibujando una imagen más clara de la dinámica de la atmósfera de Marte. EMM lo hará caracterizar la atmósfera inferior a través de mediciones de perfiles de temperatura, superficie temperatura, hielo de agua, columna de polvo y ozono profundidades integradas, así como vapor de agua abundancia de la columna. Estudiará las tasas de escape de hidrógeno y oxígeno en la exosfera realizando mediciones de las emisiones de hidrógeno y oxígeno. Y por último, estudiará la conexión entre la atmósfera inferior y la atmósfera superior a través de la derivación de las abundancias de columna de oxígeno y monóxido de carbono en la termosfera. figura 3 ilustra las capas atmosféricas de Marte asignadas a las mediciones de EMM.

La misión MAVEN de la NASA y la misión Hope Probe de los Emiratos Árabes Unidos están allanando el camino hacia una mayor colaboración científica e intercambio de datos entre los dos orbitadores de Marte. “MAVEN y EMM están explorando diferentes aspectos de la atmósfera marciana y el sistema de la atmósfera superior”, dijo Shannon Curry, investigadora principal de MAVEN de la Universidad de California, Berkeley. "Combinados, tendremos una mejor comprensión del acoplamiento entre los dos y la influencia de la atmósfera inferior en el escape al espacio de gas desde la atmósfera superior".

Ahora hablando de la nave MAVEN de la NASA, tenemos que decir algo muy curioso. ¿Qué tienen en común la penicilina, el Velcro y el microondas?, resulta que los tres fueron descubiertos por accidente. El descubrimiento científico implica mucho trabajo minucioso y metódico, junto con coincidencias felices, cuando alguien obtiene nuevos conocimientos a partir de descubrimientos inesperados o incluso errores. Una coincidencia tan feliz ocurrió cuando el Dr. Ali Rahmati, físico investigador del Laboratorio de Ciencias Espaciales de la Universidad de California Berkeley, se dio cuenta de que el detector de partículas de energía solar (SEP) de MAVEN, un instrumento construido para detectar partículas del Sol, también podía detectar Rayos X desde fuera de nuestro Sistema Solar. Rahmati, junto con los miembros del equipo SEP, se dieron cuenta rápidamente de que estos rayos X, que emanaban del sistema binario Scorpius X-1, un sistema que consta de una estrella de neutrones y una estrella azul a unos 9.000 años luz de la Tierra, podrían utilizarse para aprender más sobre Marte.
Por sorprendente que parezca, los científicos a menudo usan rayos X y otras fuentes distantes de radiación para aprender sobre la composición de las atmósferas planetarias, incluso de planetas vecinos como Marte. Usan una técnica llamada ocultación estelar, un método de detección remota en el que las ondas (como ultravioleta, visible o infrarroja) emitidas por una estrella se observan en la atmósfera planetaria a medida que la estrella sale o se pone detrás del horizonte del planeta. Los componentes de la atmósfera del planeta absorben estas longitudes de onda, creando un espectro único que permite a los científicos estudiar indirectamente lo que hay en la atmósfera. Este método es común para la astrofísica y es una técnica clave para conocer la composición de las atmósferas planetarias, tanto dentro como fuera de nuestro Sistema Solar.
Usando este método, Rahmati y su equipo observaron los rayos X emitidos por Scorpius X-1 (SX-1) observados por la nave espacial MAVEN durante 11 órbitas consecutivas. Luego, el equipo comparó las observaciones de ocultación con modelos de un perfil de densidad, una instantánea de qué componentes hay en la atmósfera de Marte y cuánto hay, que se tomaron de la base de datos del clima de Marte. Los investigadores encontraron que sus observaciones coincidían estrechamente con un perfil de densidad fría, que corresponde a condiciones que incluyen baja actividad solar, ausencia de polvo en la atmósfera y condiciones de afelio de Marte.
Entonces, ¿qué hace que este estudio sea una feliz coincidencia?. Bueno, SX-1 no era un objetivo, por lo que fue una completa sorpresa que el instrumento SEP de MAVEN pudiera detectar estos rayos X en primer lugar. Pero con esta sorpresa llegaron las observaciones que permitieron a este equipo medir el perfil de densidad a bajas altitudes (50-100 km) que son demasiado bajas para que las sondeen los orbitadores y demasiado altas para que las midan los módulos de aterrizaje y los rovers. Este método también permitió al equipo obtener mediciones multipunto, que son necesarias para ayudarnos a comprender la evolución de la atmósfera marciana. Debido a que este rango de altitudes no se ha investigado antes de usar dicho método, estos datos permiten a los científicos ensamblar una pieza importante para comprender la atmósfera de Marte. Son las observaciones entre divisiones como esta, que cruzan las divisiones planetaria y astrofísica de la NASA, las que muestran cómo la gran ciencia puede provenir de lugares inesperados. Usar un sistema binario de rayos X desde fuera de nuestro Sistema Solar para aprender más sobre Marte está listo para utilizar, y esta experiencia, como las felices coincidencias anteriores, le enseñó al equipo científico de MAVEN a no descartar la posibilidad de usar datos de un instrumento en una forma diferente de la que se diseñó el instrumento.

2 de abril de 2022, nuevas vistas del Mars Express de la ESA revelan fascinantes características relacionadas con el hielo en la región Utopía de Marte, hogar de la cuenca de impacto más grande conocida no solo en el Planeta Rojo, sino también en el Sistema Solar. Utopía es una de las tres cuencas principales del hemisferio norte de Marte (junto con Acidalia y Arcadia) y tiene un diámetro de aproximadamente 3.300 km: poco menos del doble del tamaño norte-sur del desierto del Sahara de la Tierra.

Se cree que esta llanura se formó cuando la cuenca de Utopía se llenó con una mezcla de sedimentos, lavas y sustancias volátiles (aquellas que se vaporizan fácilmente, como nitrógeno, dióxido de carbono, hidrógeno y agua), todas transportadas a través de la superficie marciana por agua. viento u otros procesos. Utopia Planitia es una región intrigante y rica en hielo; Se ha detectado hielo en la superficie y justo debajo de ella, y a mayores profundidades (detectado a través de observaciones de cráteres y pozos nuevos, y al sondear las capas más profundas de Marte con el radar).

Visibles a la izquierda y a la derecha de esta escena hay grandes y suaves parches de superficie conocidos como "depósitos cubiertos". Estas son capas gruesas de material rico en hielo y polvo que han alisado la superficie y probablemente se depositaron como nieve cuando el eje de rotación de Marte estaba mucho más inclinado de lo que está hoy (como sucedió hace unos 10 millones de años). Volviendo hacia el centro de la imagen, los dos cráteres de impacto más grandes que se ven aquí están rodeados por montículos de material de doble capa. Una apariencia similar en capas también es visible en los depósitos que se han acumulado dentro de los propios cráteres y en los gruesos bordes de los cráteres. Estos cráteres son aún más interesantes. El segundo cráter más grande de esta imagen (justo debajo a la izquierda del centro) muestra una textura conocida como "terreno cerebral", donde el material se ha deformado y torcido en un patrón concéntrico que se asemeja a los patrones complejos y las crestas que se encuentran en la superficie del cerebro humano.

El terreno cerebral está asociado con el material helado que se encuentra cerca del límite entre las llanuras del norte de Marte y sus tierras altas del sur, una "dicotomía" ubicada al sur/suroeste (parte superior izquierda) de esta escena. Justo a la derecha del cráter con textura de cerebro hay una región de color especialmente oscuro, creada cuando el suelo rico en hielo se contrajo y se agrietó a bajas temperaturas. Esto formó patrones poligonales y fracturas que posteriormente capturaron polvo oscuro arrastrado por el viento a través de Marte, lo que llevó a la apariencia oscura que se ve aquí.

Además, las depresiones festoneadas son omnipresentes en esta imagen. Estos tienen formas circulares a elípticas, profundidades de varias decenas de metros y tamaños que varían de decenas a miles de metros de ancho. Estas características son el resultado de que el hielo del suelo se derrita o se convierta en gas, lo que hace que la superficie se debilite y colapse. Al mirar más de cerca, también se pueden ver depósitos cubiertos en capas dentro y alrededor de estas depresiones. Justo a la derecha del cráter con textura de cerebro hay una región de color especialmente oscuro, creada cuando el suelo rico en hielo se contrajo y se agrietó a bajas temperaturas. Esto formó patrones poligonales y fracturas que posteriormente capturaron polvo oscuro arrastrado por el viento a través de Marte, lo que llevó a la apariencia oscura que se ve aquí.

La cámara estéreo de alta resolución (HRSC) de la misión, responsable de estas imágenes más recientes, ha revelado mucho sobre las diversas características de la superficie de Marte, con lanzamientos de imágenes recientes que muestran todo, desde crestas y surcos esculpidos por el viento hasta regiones geológicamente ricas llenas de volcanes, cráteres de impacto, fallas tectónicas, canales de ríos y antiguas piscinas de lava. La cámara también capturó otras vistas de Utopia Planitia, como una instantánea de Adamas Labyrinthus.

2 de marzo de 2022, aunque parezca que está un poco olvidada, la nave MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) continua aportando datos en cuanto a las incógnitas de la atmósfera marciana. Uno de los últimos está dirigido a los iones presentes en la débil nube gaseosa del planeta. El misterio comenzó con algunas medidas nuevas. Por primera vez desde 1976, los científicos midieron con éxito la temperatura de los iones en la atmósfera de Marte utilizando la nave espacial MAVEN. Los iones son partículas cargadas eléctricamente creadas cuando la luz del Sol golpea un electrón de una molécula de gas en la atmósfera de un planeta, creando plasma. Los iones más calientes tienen más energía, por lo que pueden vencer fácilmente la gravedad y alcanzar altitudes donde las fuerzas electromagnéticas pueden ayudarlos a escapar al espacio. Saber más sobre el escape de iones es una pieza del rompecabezas para comprender cómo Marte perdió su atmósfera primitiva.

Las colisiones hacen que los iones pierdan energía y, por lo tanto, se enfríen, por lo que los científicos han teorizado durante mucho tiempo que las temperaturas de los iones y las partículas eléctricamente neutras circundantes, llamadas neutrales, serían las mismas en la atmósfera altamente colisionada debajo de un límite llamado 'exobase'.

Pero cuando un equipo de científicos dirigido por la estudiante graduada de Berkeley Gwen Hanley analizó nuevas mediciones del instrumento de Composición de iones térmicos y supratérmicos (STATIC) de MAVEN, descubrieron que, para su sorpresa, este no es el caso.

Los modelos de la atmósfera de Marte deben hacer suposiciones para encontrar las condiciones iniciales y de contorno, que son el punto de partida y las guías a las que debe adherirse el modelo para funcionar correctamente. Para los modelos que calculan las temperaturas de los iones, la suposición más común ha sido que las temperaturas de los iones y los neutros (para Marte, el oxígeno molecular y el dióxido de carbono, respectivamente) se vuelven iguales por debajo de la exobase. Esto se debe a que en esta parte de la atmósfera, los iones chocan con partículas de gases neutros decenas o cientos de veces por segundo, lo que debería hacer que se enfríen a la misma temperatura que los neutros.

Para probar esta teoría de largo tiempo, el equipo de MAVEN examinó datos de una serie de maniobras de vuelo especiales, llamadas Deep Dips, durante las cuales la nave espacial MAVEN ajustó su órbita para volar hacia el pico de la ionosfera, a unos 120 km sobre la superficie. Utilizando las medidas obtenidas allí, Hanley y su equipo descubrieron que las temperaturas de los neutros y los iones no convergían. De hecho, los iones permanecieron más de 100 Kelvin más calientes que los neutros, una diferencia de temperatura significativa.

Al poner en una grafica la temperatura de los iones (O2+) y la temperatura de los neutros en la atmósfera de Marte, Hanley et al. descubrió que las temperaturas no convergían por debajo de la exobase, representada por la línea negra horizontal, como sugieren los modelos. Como el argón es más fácil de medir y tiene la misma temperatura que el CO₂ , Hanley et al. Lo usé para volver a publicar la temperatura de los neutros.

Para llegar al fondo del caso de los iones calientes, el equipo investigó muchos posibles sospechosos: fuentes de energía que podrían explicar las temperaturas más altas de lo esperado que habían descubierto. Pero al final, el equipo no pudo encontrar un mecanismo que pudiera depositar suficiente energía en los iones lo suficientemente rápido como para mantenerlos significativamente más calientes que los neutros, según sus hallazgos. Entonces, en el proceso de resolver un misterio, encontraron uno completamente nuevo: que un proceso físico fundamental que opera en la atmósfera de Marte, de hecho, falta en todos nuestros modelos científicos. Mientras este nuevo caso permanece abierto, Hanley y otros científicos continuarán buscando al escurridizo culpable y aprenderán más sobre la evolución atmosférica del planeta rojo en el proceso. Después de todo, la ciencia a menudo nos lleva a más preguntas que respuestas.

24 de febrero de 2022, después de varios meses la nave orbital marciana MarsExpress nos vuelve a deleitar con imágenes de la superficie del planeta rojo. Lejos de estar debilitada por el tiempo la nave sigue sus trabajos cartográficos de forma perfecta.

Ubicado a la sombra del volcán más grande del Sistema Solar, Olympus Mons, el volcán en escudo Jovis Tholus, mucho más pequeño, tiene su propia evidencia de una larga historia eruptiva. Su complejo sistema de calderas comprende al menos cinco cráteres. El más grande tiene unos 28 km de ancho y está fuera del centro, como se ve claramente en las imágenes de la vista en planta. Las calderas descienden hacia el suroeste, donde la más joven eventualmente se encuentra con el mar circundante de flujos de lava aún más jóvenes. Las lavas crean una línea de costa alrededor de los flancos, oscureciendo el relieve original del volcán, que ahora solo se encuentra aproximadamente 1 km por encima de las llanuras circundantes.

En una mirada más cercana, se pueden encontrar flujos de lava individuales en todas las llanuras. Estos flujos de lava también han lavado las líneas de falla, llenando los conjuntos de fosas paralelas que dominan las partes norte y noreste de la escena en particular. Graben son valles hundidos creados cuando la corteza del planeta se separa, como bajo la presión de las tensiones volcánicas y tectónicas en esta región. Una escarpa empinada de uno de estos cortes graben justo en el flanco este de Jovis Tholus. Algunas partes de este graben se pueden rastrear varios kilómetros más al norte, en algunos lugares más significativamente llenos de lava.

Una sorpresa escondida se encuentra cerca del este de Jovis Tholus. Fácilmente perdido en la imagen de la vista del plano principal, la imagen de la topografía codificada por colores lo delata: un volcán menos desarrollado hace que la superficie se abulte sutilmente. Al acercarse, se muestra una fisura de ventilación, de la cual fluye lava menos viscosa que en Jovis Tholus, tal vez en un estilo similar a la actividad que se ve en Islandia o Hawaii en la Tierra. haciendo un chapoteo. En contraste con los cráteres volcánicos, un tipo de cráter muy diferente se encuentra al norte de la región. Este cráter de impacto de 30 km de ancho se creó cuando un asteroide o un cometa se estrelló contra la superficie y penetró en las capas inferiores. Su piso fracturado y la naturaleza fluidizada del material expulsado alrededor del cráter central, que le da la apariencia de una flor con muchas capas de pétalos, apunta a que el impactador golpeó un suelo saturado de agua o hielo.

Más evidencia del pasado acuoso de esta región se encuentra al noroeste del cráter. Acercarse a la larga línea de falla que trunca la parte superior izquierda de las imágenes de la vista en planta son signos de un canal de salida. El agua que brotó de aquí en el pasado formó islas aerodinámicas y paredes de canales en terrazas. También se pueden encontrar algunos canales mucho más pequeños que atraviesan la capa de eyección del norte del gran cráter de impacto. Es probable que se purgaran cantidades masivas de agua de los acuíferos subterráneos a lo largo del tiempo como resultado del calentamiento volcánico que derritió el hielo del suelo y, a medida que se producían fallas, el agua tomaba el camino más fácil hacia la superficie a través del sistema de fosas.

Ahora vayamos a morder el polvo marciano. Esta imagen del Mars Express de la ESA muestra parte de la que posiblemente sea la mayor fuente individual de polvo en Marte: una característica esculpida por el viento conocida como Formación Medusae Fossae, o MFF. El MFF no es solo una verdadera fábrica de polvo, sino también notablemente extenso: es el depósito sedimentario más grande del planeta y se extiende de forma discontinua durante más de 5000 km, cubriendo un área del tamaño de India. Lleva el nombre de la mitológica griega Gorgona Medusa, que podía convertir en piedra a quienes la miraban a los ojos, con el sufijo 'Fossae' en latín para trincheras o huecos.

La formación se encuentra a lo largo del límite entre las tierras altas del sur de Marte y las tierras bajas del norte (conocida como la dicotomía marciana), y se encuentra entre las dos regiones volcánicas más prominentes del planeta (Tharsis y Elysium). También contiene la cadena montañosa Eumenides Dorsum, cuyos bordes se pueden ver en la suave elevación que se extiende desde la parte inferior derecha del marco (noreste). Este cambio en la elevación se puede ver con especial claridad en el mapa topográfico adjunto de esta porción de la superficie marciana. Aquí, los bordes de Eumenides Dorsum se pueden ver en tonos de rojo, trepando por encima del terreno circundante más bajo, fácilmente erosionado.

Muchas características superficiales diferentes comprenden el MFF, que parece ser fácilmente erosionado por el viento. Su superficie alternativamente parece ser suave y suavemente ondulada, como se ve en la parte superior izquierda del marco (suroeste), esculpidas por el viento en crestas y surcos de un kilómetro de largo conocidos como yardangs, como se ve en el centro y en la parte inferior izquierda (sureste) , y picado con pequeñas depresiones en forma de media luna, visibles en la parte inferior derecha (noreste). El viento es un poderoso escultor en el planeta rojo, así como aquí en la Tierra. Mars Express ha observado varios otros paisajes en Marte que han sido moldeados significativamente por el viento, como Nili Fossae, Arabia Terra, Syrtis Major, las dunas del sur y el cráter Schiaparelli.

De hecho, esta región probablemente se formó como resultado del viento que movía material en la superficie de Marte. Se cree que el MFF consiste en cenizas liberadas por los volcanes en la cercana región de Tharsis, incluido Olympus Mons, el volcán más grande del Sistema Solar, que se ha depositado a través del aire o a través de flujos de lava 'piroclásticos' de rápido movimiento. gas y escombros rocosos. Las depresiones en forma de media luna antes mencionadas también son obra de los vientos marcianos. Estos huecos en forma de platillo o canal, conocidos como reventones, aparentemente están excavados en la arena por la erosión del viento. Para crear un reventón, el viento cargado de arena azota y erosiona la superficie lisa hasta que golpea un obstáculo, por ejemplo, un objeto enterrado como una roca o un parche de sedimento más resistente. Luego, el viento es forzado alrededor y debajo del objeto, creando un remolino, antes de finalmente regresar hacia arriba, levantando arena con él a medida que avanza.

Se cree que la erosión eólica es la última etapa de los procesos erosivos que actúan sobre el MFF. Esto se evidencia por la falta general de cráteres vistos en la superficie de la formación; si la erosión eólica hubiera ocurrido hace mucho tiempo, esperaríamos ver cráteres más recientes sobre el terreno esculpido por el viento. En general, el hecho de que solo unos pocos cráteres sean visibles aquí, sentados junto a rocas más antiguas subyacentes que posteriormente se cubrieron y cubrieron con polvo, implica que la superficie de la región es joven.

9 de febrero de 2022, ha pasado un año completo desde que los Emiratos Árabes Unidos hicieron historia cuando su primera misión interplanetaria entró en órbita alrededor de Marte. La Misión a Marte de los Emiratos, también llamada Hope (Esperanza), lanzada en julio de 2020, llegó al Planeta Rojo siete meses después y entró con éxito en órbita alrededor de Marte el 9 de febrero de 2021. Después de unos meses en órbita, la misión comenzó sus observaciones científicas, que se centran en la atmósfera y el clima de Marte.

"Estamos muy contentos de ver el progreso de la misión", dijo Hessa Al Matroushi, líder científica de la misión el 3 de febrero. “Estamos muy entusiasmados con la ciencia que estamos obteniendo de esta misión". De hecho, uno de los primeros hallazgos de la misión provino de datos recopilados incluso antes de que la nave espacial ingresara a su programa formal de observación científica. Las observaciones de Hope confirmaron que un fenómeno escurridizo llamado aurora discreta está teniendo lugar en el lado nocturno del planeta.

Está previsto que la misión principal de Hope dure un año marciano (687 días terrestres). Esa línea de tiempo es importante porque los científicos de la misión quieren comprender cómo funcionan el tiempo y el clima en todo el planeta, tanto a lo largo de un día como a lo largo de un año. Por ejemplo, Al Matroushi dijo que el equipo ha estado estudiando las características de las nubes de agua que parecen crecer al principio y al final del día y encogerse a la mitad del día. La nave espacial también está diseñada para ayudar a los científicos a comprender cómo interactúan las diferentes capas de la atmósfera de Marte.

Como es habitual los Emiratos Arabes Unidos (EAU) van publicando los resultados de las observaciones de su nave, en estos momentos los últimos hallazgos y estudios son:

Estas imágenes monocromáticas que se muestran aquí son productos de "Vista rápida" y se generan como parte de la canalización de procesamiento de datos EXI. Su función está destinada a ofrecer una forma eficiente de evaluar si las observaciones se realizaron según lo planeado. Antes de usar estas imágenes para el análisis científico, se deben hacer correcciones cuando sea posible para cualquier impacto asociado con el detector y la óptica, así como aquellos que ocurren como parte de estar en órbita alrededor de Marte, como los rayos cósmicos. Las imágenes que se muestran aquí fueron tomadas por EXI usando su filtro de 635 nm durante una órbita de Marte el 5 y 6 de mayo de 2021. 

Tomadas por el instrumento EMUS de la sonda Mars Hope, las observaciones muestran variaciones espectaculares en las concentraciones de oxígeno atómico y monóxido de carbono en la atmósfera diurna de Marte. Estas observaciones contradicen las ideas preconcebidas de los científicos sobre la distribución de la luz ultravioleta emitida desde la atmósfera superior de Marte, mostrando vastas estructuras en un rango de longitudes de onda. El equipo de EMM esperaba observar una emisión relativamente uniforme de oxígeno a 130,4 nm en todo el planeta y, sin embargo, aquí estamos, frente a variaciones imprevistas del 50 % o más en el brillo. 

El 15 de marzo de 2021, el sistema de cámara Emirates Exploration Imager (EXI) a bordo de la misión EMM obtuvo un conjunto de imágenes multiespectrales de esta vista oblicua de la región llena de cráteres conocida como Arabia Terra. En ese momento, la nave espacial Hope estaba aproximadamente a 3500 km sobre la superficie de Marte, con el centro de la imagen aproximadamente a 25°N de latitud, 48°E de longitud. El norte está hacia la parte superior derecha. Era principios de la primavera en el hemisferio norte de Marte. Las imágenes multiespectrales (obtenidas en múltiples longitudes de onda) son muy útiles cuando se investigan detalles de la superficie y la atmósfera de Marte. Las longitudes de onda más largas (imágenes rojas) mejoran la apariencia de las marcas superficiales brillantes y oscuras, mientras que las longitudes de onda más cortas (imágenes azules y violetas) mejoran las características atmosféricas (nubes, nieblas y calimas). La imagen que se presenta aquí es una composición en falso color; se utiliza una imagen EXI de 320 nanómetros (ultravioleta) para revelar la extensión de las nubes de hielo de agua y brumas, mientras que una imagen EXI de 673 nanómetros (roja) muestra características superficiales como cráteres, llanuras cubiertas de polvo y depósitos de arena oscura. Una composición de color en la que se ha enfatizado el contraste de la imagen ultravioleta puede ayudar aún más a interpretar las relaciones entre la superficie y las características atmosféricas.

En esta escena hacia la parte superior izquierda, se ven nubes azuladas de hielo de agua temprano en la mañana y brumas sobre la superficie. Estos se forman durante la noche, cuando el vapor de agua en la atmósfera marciana se congela en diminutos cristales de hielo debido a las bajas temperaturas atmosféricas. Las nieblas terrestres pueden acumularse en depresiones topográficas, como se puede ver en muchos de los cráteres de esta vista. Unas pocas horas después del amanecer (moviéndose hacia la parte inferior derecha de la imagen), las partículas de hielo generalmente se subliman a medida que la atmósfera se calienta y las nubes y la niebla se disipan. Las condiciones favorables para la formación de nubes de hielo de agua durante la noche y las primeras horas de la mañana pueden persistir durante varios meses desde finales del invierno hasta la primavera en el hemisferio norte de Marte. 

Esta imagen fue obtenida el 16 de marzo de 2021 por el sistema de cámara EXI a bordo de la misión EMM. En ese momento, la nave espacial Hope estaba orbitando aproximadamente a 1366 km sobre la superficie de Marte. La escala de la imagen en el centro es de aproximadamente 148 m/píxel. Esta vista es de la región llena de cráteres conocida como Arabia Terra (el centro de la imagen está a 0,8°N de latitud, 43,8°E de longitud y el norte está hacia la parte superior). La mitad occidental (izquierda) de esta escena muestra una espectacular aparición de nubes de hielo de agua marcianas. Similares a las nubes cirros en la Tierra, estas nubes se forman cuando el vapor de agua en la atmósfera marciana se congela en pequeñas partículas de hielo. La compleja estructura de estas nubes se debe en gran parte a las interacciones entre los vientos y la superficie. Por ejemplo, las bandas paralelas de nubes (ver la parte inferior izquierda de la imagen) son el resultado de las ondas atmosféricas inducidas por los vientos que fluyen sobre obstáculos como los bordes de los cráteres y las crestas superficiales. Durante esta temporada en Marte (principios de la primavera en el hemisferio norte), este tipo de nubes se observan a menudo al final de la tarde (la hora local del día en que se capturó esta imagen fue alrededor de las 17:00). La imagen fue tomada a través del “filtro azul” de EXI (437 nanómetros); usando este filtro, las nubes aparecen bastante brillantes contra la superficie marciana más oscura. Esta imagen es una "versión sin procesar" ligeramente procesada en la que no se han eliminado los artefactos introducidos por el sistema de la cámara. En este caso, se ha ajustado el contraste de la imagen para mejorar la visibilidad de las nubes. 

El 15 de septiembre de 2021, el sistema de cámaras EXI a bordo de la misión EMM obtuvo un conjunto de imágenes multiespectrales de este hemisferio de Marte completamente iluminado. En el momento en que se tomaron las imágenes, la nave espacial Hope estaba orbitando a una altitud de unos 19.900 kilómetros sobre la superficie. Esta vista está centrada en 4,0°N de latitud, 66,8°E de longitud, con el norte hacia la parte superior de la imagen. La temporada era el comienzo del invierno en el hemisferio sur. El compuesto de color que se presenta aquí se armó a partir de imágenes tomadas a través de los filtros azul, verde y rojo de EXI (centrados en 437, 546 y 635 nanómetros). Estas imágenes se han "calibrado" para eliminar varios tipos de artefactos introducidos por el sistema de la cámara, y el contraste se ha ajustado para mejorar la visibilidad de las características superficiales y atmosféricas. La prominente "aleta de tiburón" oscura en el centro de esta vista se conoce como Syrtis Major. En 1659, el renombrado astrónomo holandés Christiaan Huygens incluyó esta marca oscura en un boceto de su vista de Marte a través de su primer telescopio, lo que la convierte en la primera característica documentada en la superficie de otro planeta. Huygens también utilizó observaciones repetidas de Syrtis Major para estimar la duración del día marciano (alrededor de 24 horas). Durante los siglos siguientes, los astrónomos notaron cambios sensibles en el tamaño, la forma y la "oscuridad" de esta característica, y algunos creían que estaba relacionado con cambios estacionales en la vegetación que crecía en y cerca de un mar poco profundo. A principios de la década de 1970, las observaciones de las naves espaciales revelaron que Syrtis Major era el resultado de depósitos de arena oscura que cubrían las suaves laderas de una enorme llanura volcánica. La variabilidad observada durante el año marciano es causada por los vientos que mueven polvo fino y brillante y arena volcánica oscura y más gruesa a través de la región. La característica brillante al sur de Syrtis Major se conoce como Hellas Planitia. Provocada por la colisión de un gran asteroide con Marte hace unos 4.000 millones de años, y con unas medidas de unos 2.300 km de ancho y hasta 7 km de profundidad, Hellas se encuentra entre las cuencas de impacto más grandes del Sistema Solar. El interior de Hellas a menudo está oscurecido por nubes de hielo de agua. En el invierno austral, los depósitos de hielo de agua y escarcha también pueden cubrir la superficie de la cuenca. En esta vista, una tormenta de polvo (las nubes color canela) se arremolina sobre el noroeste de Hellas. 

El 5 de enero de 2022, el sistema de cámara EXI a bordo de la misión EMM obtuvo esta vista medio iluminada de Marte: el sol se estaba poniendo cerca del centro del disco. Cuando se tomaron las imágenes, la nave espacial Hope se encontraba a una altitud de unos 40.500 kilómetros sobre la superficie. Esta vista está centrada en 12,3°S de latitud, 94,8°E de longitud, con el norte hacia la parte superior de la imagen. La estación fue a mediados de invierno en el hemisferio sur (Ls = 153°). Este compuesto de color se ensambló a partir de imágenes tomadas a través de los filtros azul, verde y rojo de EXI (centrados en 437, 546 y 635 nanómetros). Estas imágenes son productos de "mirada rápida" que conservan algunos artefactos del sistema de la cámara, y el contraste se ha ajustado para mejorar la visibilidad de las características superficiales y atmosféricas. Se han observado varias tormentas de polvo regionales en esta región de Marte durante las últimas semanas. La prominente "aleta de tiburón" oscura, a la izquierda del centro, es una característica volcánica conocida como Syrtis Major. Una enorme tormenta de polvo (de unos 2500 km de diámetro) se acerca desde el este y oscurece parcialmente Syrtis. Al sur, la cuenca de impacto de Hellas (el cráter más grande de Marte, con unos 2300 km de diámetro) está completamente cubierta por nubes de polvo. Dos de las misiones de aterrizaje de la NASA están siendo afectadas por estas tormentas. El cráter Jezero, hogar del rover Perseverance, se encuentra a unos 150 km de la tormenta de polvo. La Perseverance funciona con una "batería" de plutonio, por lo que las operaciones no se ven afectadas directamente. Sin embargo, el helicóptero Ingenuity que funciona con energía solar (el compañero de Perseverance) ha suspendido temporalmente los vuelos hasta que se despeje la atmósfera. El módulo de aterrizaje InSight se encuentra a unos 3500 km al sureste de Perseverance. El 7 de enero de 2022, el polvo arrojado a la atmósfera marciana por estas tormentas redujo significativamente la luz solar que llegaba a InSight, que funciona con energía solar, lo que obligó a la nave espacial a entrar en un modo seguro de protección y a suspender todas las funciones excepto las esenciales. El cielo se había despejado lo suficiente el 19 de enero de 2022 para que InSight reanudara las operaciones normales. A medida que Marte se acerca a la primavera austral, la actividad de tormentas de polvo suele ser más probable, lo que lleva a una mayor cantidad de polvo suspendido en la atmósfera. ¡La misión EMM será un valioso activo en órbita para documentar la ubicación y la evolución de las tormentas de polvo que ocurren en todo el planeta!.

28 de enero de 2022, esta imagen de una porción del cráter Ritchey de 79 km de ancho en la región Proteus de Marte fue capturada por la cámara CaSSIS en el ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) de ESA-Roscosmos. La imagen captura el levantamiento central del cráter, elevado desde la profundidad durante el evento de impacto que esculpió el cráter mismo, y una variedad de rocas relacionadas con el impacto, o 'brechas', que son esencialmente fragmentos rotos de la superficie rocosa del planeta cementados juntos por material de grano más fino. El MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) de la NASA ya identificó características y minerales en este cráter que sugieren que alguna vez hubo agua aquí. El cráter Ritchey está ubicado en 309.06°E/28.13°S, justo al sur de Valles Marineris, donde TGO también reportó evidencia de que grandes cantidades de agua, en forma de hielo o minerales hidratados, todavía están presentes en la actualidad.

Como una pizca de azúcar en polvo en un rico pastel de terciopelo rojo, esta escena de la TGO captura los colores contrastantes del hielo de agua blanco brillante contra el suelo marciano rojo oxidado. Esta encantadora imagen fue tomada el 5 de julio de 2021 y muestra la vista de un cráter de 4 km de ancho en la región polar norte de Marte de Vastitas Borealis, centrado en 70,6 ° N/230,3 ° E. El cráter está parcialmente lleno de hielo de agua, que también es particularmente predominante en sus laderas orientadas al norte que reciben menos horas de luz solar en promedio durante todo el año. El material oscuro claramente visible en el borde del cráter, que le da un aspecto algo chamuscado, probablemente consiste en materiales volcánicos como el basalto. La mayor parte del terreno circundante está libre de hielo, pero ha sido moldeado por procesos eólicos en curso. Las rayas en la parte inferior derecha de la imagen están formadas por vientos que han eliminado el polvo de óxido de hierro más brillante de la superficie, exponiendo un sustrato subyacente ligeramente más oscuro.

Hay más en esta imagen de Marte de lo que parece a simple vista: anidado en el detalle de la pared del acantilado que atraviesa esta escena hay signos de geología en movimiento. Al acercarse, se ven varias rocas que han caído desde el borde del acantilado, dejando pequeños hoyuelos en el material blando a medida que caían cuesta abajo. La imagen fue tomada por la cámara CaSSIS a bordo de la TGO el 3 de agosto de 2020, y captura un corte a través del sistema laberíntico del acertadamente llamado Noctis Labyrinthus. La característica similar a un acantilado que atraviesa la parte central de la imagen es parte de un sistema de horst-graben, que comprende crestas elevadas y mesetas (horst) a ambos lados de valles hundidos (graben) creados como resultado de procesos tectónicos que arrastraron el planeta. superficie separada. La red completa de mesetas y trincheras que componen Noctis Labyrinthus se extiende por unos 1200 km, con acantilados individuales que alcanzan los 5 km por encima de la superficie. En otra parte de esta imagen, y en particular hacia el lado derecho, hay parches de ondas lineales que han sido moldeadas por el viento. Algunos pequeños cráteres de impacto también marcan la escena. La imagen se tomó sobre la parte más oriental de Noctis Labyrinthus a 265,8°E/8,70°S en Phoenicis Lacus Quadrangle, cerca de la intersección con Lus Chasma de Valles Marineris, el "gran cañón" de Marte.

Esta característica podría confundirse fácilmente con un tocón de árbol con anillos concéntricos característicos. En realidad, es una impresionante vista de pájaro de un cráter de impacto rico en hielo en Marte. Los anillos de los árboles brindan instantáneas del clima pasado de la Tierra y, aunque se formaron de una manera muy diferente, los patrones dentro de este cráter también revelan detalles de la historia del Planeta Rojo. La imagen fue tomada por la cámara CaSSIS a bordo del TGO el 13 de junio de 2021 en las vastas llanuras del norte de Acidalia Planitia, con su centro en 51,9°N/326,7°E. El interior del cráter está lleno de depósitos que probablemente sean ricos en hielo de agua. Se cree que estos depósitos se depositaron durante un tiempo anterior en la historia de Marte cuando la inclinación del eje de rotación del planeta permitió que se formaran depósitos de hielo de agua en latitudes más bajas que en la actualidad. Al igual que en la Tierra, la inclinación de Marte da lugar a las estaciones, pero a diferencia de la Tierra, su inclinación ha cambiado drásticamente durante largos períodos de tiempo. Una de las características notables en los depósitos del cráter es la presencia de patrones de fracturas cuasi circulares y poligonales. Es probable que estas características sean el resultado de los cambios estacionales de temperatura que provocan ciclos de expansión y contracción del material rico en hielo, lo que finalmente conduce al desarrollo de fracturas.

Ahora pasamos a otro punto de la órbita marciana para hablar del mismo MRO (Mars Reconnaissance Orbiter). El MRO encuentra que el agua fluyó en Marte por más tiempo de lo que se pensaba anteriormente El Orbitador de la NASA usó su cámara de contexto para capturar esta imagen de Bosporos Planum, una ubicación en Marte. Las motas blancas son depósitos de sal que se encuentran dentro de un canal seco. El cráter de impacto más grande en la escena tiene casi 1,5 kilómetros de ancho. Los investigadores de Caltech utilizaron el Mars Reconnaissance Orbiter para determinar que el agua superficial dejó minerales de sal hace tan solo 2 mil millones de años.

Se cree comúnmente que el agua de Marte se evaporó hace unos 3000 millones de años. Pero dos científicos que estudian los datos que MRO ha acumulado en Marte durante los últimos 15 años han encontrado evidencia que reduce significativamente esa línea de tiempo: su investigación revela signos de agua líquida en el Planeta Rojo hace tan solo 2000 a 2500 millones de años, lo que significa que el agua fluyó allí alrededor de mil millones de años más que las estimaciones anteriores. Si bien la forma de ciertas redes de valles insinuó que el agua pudo haber fluido en Marte recientemente, los depósitos de sal brindan la primera evidencia mineral que confirma la presencia de agua líquida. El descubrimiento plantea nuevas preguntas sobre cuánto tiempo podría haber sobrevivido la vida microbiana en Marte, si es que alguna vez se formó. En la Tierra, al menos, donde hay agua, hay vida.

La autora principal del estudio, Ellen Leask, realizó gran parte de la investigación como parte de su trabajo de doctorado en Caltech en Pasadena. Ella y la profesora de Caltech Bethany Ehlmann utilizaron datos del instrumento MRO llamado Espectrómetro de imágenes de reconocimiento compacto para Marte (CRISM) para mapear las sales de cloruro en las tierras altas ricas en arcilla del hemisferio sur de Marte, terreno marcado por cráteres de impacto. Estos cráteres fueron una clave para datar las sales: cuantos menos cráteres tiene un terreno, más joven es. Al contar el número de cráteres en un área de la superficie, los científicos pueden estimar su edad. "Lo sorprendente es que después de más de una década de proporcionar imágenes de alta resolución, estéreo e infrarrojos, MRO ha impulsado nuevos descubrimientos sobre la naturaleza y el momento de estos antiguos estanques de sal conectados a ríos", dijo Ehlmann, subdirector de CRISM. investigador. Su coautor, Leask, ahora es investigador postdoctoral en el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, que dirige CRISM.

Los minerales de sal fueron descubiertos por primera vez hace 14 años por el orbitador 2001 Mars Odyssey de la NASA, que se lanzó en 2001. MRO, que tiene instrumentos de mayor resolución que Odyssey, se lanzó en 2005 y ha estado estudiando las sales, entre muchas otras características de Marte, desde entonces.

15 de diciembre de 2021, tenemos noticias de la última nave europea enviada a la órbita del planeta rojo, TGO sigue descubriendo detalles que hasta ahora no se conocían de Marte.

El agua, que está oculta debajo de la superficie de Marte, fue encontrada por el instrumento FREND del Trace Gas Orbiter (TGO), que está mapeando el hidrógeno, una medida del contenido de agua, en el metro más alto del suelo de Marte. Si bien se sabe que el agua existe en Marte, la mayor parte se encuentra en las regiones polares frías del planeta en forma de hielo. El hielo de agua no se encuentra expuesto en la superficie cerca del ecuador, ya que las temperaturas aquí no son lo suficientemente frías como para que el hielo de agua expuesto sea estable. Misiones, incluida la Mars Express, han buscado agua cercana a la superficie, como hielo que cubre granos de polvo en el suelo o encerrada en minerales, en latitudes más bajas de Marte, y han encontrado pequeñas cantidades. Sin embargo, estos estudios solo han explorado la superficie misma del planeta; podrían existir depósitos de agua más profundos, cubiertos de polvo.

"Con TGO podemos mirar hasta un metro por debajo de esta capa de polvo y ver lo que realmente está sucediendo debajo de la superficie de Marte y, lo que es más importante, localizar 'oasis' ricos en agua que no podrían detectarse con instrumentos anteriores", dice Igor Mitrofanov. del Instituto de Investigaciones Espaciales de la Academia de Ciencias de Rusia en Moscú, autor principal del nuevo estudio; e investigador principal del telescopio de neutrones FREND. “FREND reveló un área con una cantidad inusualmente grande de hidrógeno en el colosal sistema de cañones Valles Marineris: asumiendo que el hidrógeno que vemos está unido a moléculas de agua, hasta el 40% del material cercano a la superficie en esta región parece ser agua". El área rica en agua es aproximadamente del tamaño de los Países Bajos y se superpone con los valles profundos de Candor Chaos, parte del sistema de cañones que se considera prometedor en nuestra búsqueda de agua en Marte.

Igor y sus colegas analizaron las observaciones de FREND desde mayo de 2018 hasta febrero de 2021, que mapearon el contenido de hidrógeno del suelo de Marte al detectar neutrones en lugar de luz. “Los neutrones se producen cuando partículas altamente energéticas conocidas como 'rayos cósmicos galácticos' chocan contra Marte; los suelos más secos emiten más neutrones que los más húmedos, por lo que podemos deducir cuánta agua hay en un suelo al observar los neutrones que emite”, agrega el coautor Alexey Malakhov, también del Instituto de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Rusia. “La técnica de observación única de FREND brinda una resolución espacial mucho más alta que las mediciones anteriores de este tipo, lo que nos permite ahora ver características del agua que antes no se veían”. “Descubrimos que una parte central de Valles Marineris estaba llena de agua, mucha más agua de la que esperábamos. Esto es muy parecido a las regiones de permafrost de la Tierra, donde el hielo de agua persiste permanentemente bajo suelo seco debido a las bajas temperaturas constantes". Esta agua podría estar en forma de hielo o agua unida químicamente a otros minerales del suelo. Sin embargo, otras observaciones nos dicen que los minerales que se ven en esta parte de Marte normalmente contienen solo un pequeño porcentaje de agua, mucho menos de lo que demuestran estas nuevas observaciones. “En general, creemos que es más probable que esta agua exista en forma de hielo”, dice Alexey.

El hielo de agua generalmente se evapora en esta región de Marte debido a las condiciones de temperatura y presión cerca del ecuador. Lo mismo se aplica al agua ligada químicamente: debe existir la combinación correcta de temperatura, presión e hidratación para evitar que los minerales pierdan agua. Esto sugiere que en Valles Marineris debe haber una combinación especial de condiciones aún poco claras para preservar el agua, o que de alguna manera se está reponiendo.

Esta característica es el cañón más grande del Sistema Solar y se puede ver extendiéndose a lo largo de este marco, superpuesto por un sombreado de color que representa la cantidad de agua mezclada en el metro más alto de suelo (que van desde pequeñas cantidades en rojo anaranjado hasta altas en azul violeta). tonos, medidos por FREND de TGO.

La escala de color en la parte inferior del marco muestra la cantidad de "hidrógeno equivalente en agua" (WEH) por peso (% en peso). Como se refleja en estas escalas, los contornos violetas en el centro de esta figura muestran la región más rica en agua. En el área marcada con una "C", hasta el 40% del material cercano a la superficie parece estar compuesto de agua (en peso). El área marcada con "C" es aproximadamente del tamaño de los Países Bajos y se superpone con los valles profundos de Candor Chaos, parte del sistema de cañones que se considera prometedor en nuestra búsqueda de agua en Marte. El sombreado gris subyacente en esta imagen representa la topografía de la superficie y se basa en datos del altímetro láser Mars Global Surveyor Mars Orbiter (MGS / MOLA). Los ejes alrededor del marco muestran la ubicación (latitud y longitud) en Marte.

Pasamos a las imágenes de la morfología de la superficie del planeta rojo. Los cráteres dobles como estos se forman cuando dos meteoritos impactan la superficie simultáneamente y muy cerca. Los dos impactadores se habrían originado del mismo objeto que se rompió cuando entró en la atmósfera marciana. Los dos cráteres son de tamaño similar, lo que significa que los dos proyectiles también tenían aproximadamente el mismo tamaño. El dúo de cráteres se encuentra en una llanura por lo demás suave de Arcadia Planitia [39,1 ° N / 174,8 ° E]. Durante el impacto, la interacción de las dos ondas de choque creó una manta de eyección con forma de mariposa. Las notables rayas lineales en el material eyectado que se irradia alrededor del doble cráter y son un indicador del buen nivel de preservación de esta característica. Al norte hay grandes colinas aisladas que probablemente son anteriores a la formación del doble cráter.

Un corte irregular en la pared de un cráter en Marte se destaca brillantemente contra el terreno más oscuro en esta imagen tomada por la cámara CaSSIS en el orbitador a las 7 pm hora local el 1 de mayo de 2021. A pesar de la poca luz en esta imagen de la tarde, varias escarpas heladas que miran al norte son claramente visibles debido a que están cubiertas de escarcha de dióxido de carbono blanco brillante. La helada desaparece en primavera, pero permanece mas tarde en estos escarpes debido a su orientación hacia los postes. Este cráter de 11 km de diámetro se encuentra en las llanuras del norte de Marte a 55º 16' 51.6"N / 106º 25' 3.4" O, al norte de Alba Mons.

Esta espectacular imagen de un cráter de 6 km de diámetro en las llanuras del norte de Marte fue capturada por la cámara CaSSIS por TGO la noche local cuando la mitad del cráter estaba en la sombra. Se pueden ver características intrigantes tanto dentro como fuera del cráter. Durante un evento de impacto, se arrojan grandes volúmenes de material fuera de la cavidad central, lo que puede crear patrones radiantes como los surcos que se ven aquí que se extienden desde el cráter. Dentro del cráter, el material desciende hacia el centro, mientras que los barrancos formados más recientemente son evidentes en las paredes y el borde. El cráter está ubicado a 134º 12' 13.0"O / 43º 14' 59.7" N.

2 de diciembre de 2021, al realizar una serie de sobrevuelos reales y 'falsos', el Mars Express de la ESA ha revelado cómo la luna más grande de Marte, Phobos, interactúa con el viento solar de partículas cargadas arrojadas por el Sol, y ha detectado un proceso elusivo que solo se ha visto en Phobos una vez antes. El viento solar sale de nuestra estrella, llenando el Sistema Solar con partículas energéticas. La Luna de la Tierra refleja estas partículas continuamente, y se espera la misma "retrodispersión" en Phobos, la luna de Marte, dadas las similitudes entre las dos (ambas son rocosas, carecen de atmósfera y campo magnético, y orbitan planetas terrestres en el Sistema Solar interior). Sin embargo, Mars Express solo ha visto esta retrodispersión una vez (en 2008), a pesar de haberse acercado a Phobos muchas veces.

Los investigadores ahora informan de la segunda detección exitosa de partículas de viento solar reflejadas en Phobos, detectadas durante un sobrevuelo de la luna en enero de 2016. "La relación de Phobos con el viento solar ha sido durante mucho tiempo un enigma", dice Yoshifumi Futaana del Instituto Sueco de Física Espacial (IRF), y autor principal del nuevo artículo sobre el sobrevuelo de 2016. “Sabemos que Phobos debe estar interactuando con estas partículas, pero no las estamos viendo, ¿por qué?, ¿Porqué Phobos se comporta de manera tan diferente a la Luna cuando los dos parecen ser bastante similares?”. "Por primera vez en ocho años de sobrevuelos, estamos emocionados de volver a ver signos de estas partículas reflejadas en la luna más grande de Marte".

Sin embargo, como esta retrodispersión es tan intermitente y rara vez se ve en Phobos, los científicos se preguntaron si el fenómeno podría haber sido causado por Mars Express reflejando las partículas del viento solar. Durante el sobrevuelo de 2008, la nave espacial movió su panel solar y se movió para apuntar sus instrumentos a Phobos, una maniobra que puede haber afectado el comportamiento de las partículas circundantes. "La misma crítica se mantuvo para el sobrevuelo de 2016: ¿cómo sabemos que esta detección es en realidad un reflejo de Phobos, y no de Mars Express en sí?" agrega Yoshifumi.

Para explorar esta posibilidad, los investigadores realizaron tres operaciones especiales sin precedentes, denominadas sobrevuelos 'falsos', con la nave espacial en 2017. Usando exactamente la misma secuencia de operación, maniobras de control y ajustes de paneles solares, Mars Express voló en un parche de espacio lleno de energía solar, viento pero sin la presencia de Phobos, esencialmente realizando un sobrevuelo, solo que sin su objetivo. "En esencia, estábamos completando una especie de experimento de laboratorio en Marte", dice el coautor Mats Holmström, también de IRF e investigador principal del instrumento ASPERA-3 de Mars Express, que observó las partículas reflejadas. "Los sobrevuelos 'falsos' nos permiten explorar cómo Mars Express influye en el viento solar en un entorno más controlado, para que podamos buscar señales de que la propia nave espacial es la causa del reflejo de las partículas".

Los sobrevuelos 'falsos' no revelaron signos de que Mars Express produjera o dispersara partículas entrantes, lo que sugiere que Phobos sí reflejó las partículas detectadas en el espacio durante los sobrevuelos de 2008 y 2016. A pesar de esto, las partículas retrodispersadas solo se han detectado en dos de más de una docena de sobrevuelos de Phobos, e incluso entonces, las señales son esporádicas e intermitentes. Esto es completamente diferente a lo que vemos en la Luna, otro cuerpo que carece tanto de atmósfera como de campo magnético, por lo que se esperaría que se comportara de manera similar. ¿Por qué esta diferencia?.

Yoshifumi y sus colegas consideran una serie de posibilidades, desde procesos que quizás tienen lugar en escalas espaciales o temporales diferentes a las capturadas por Mars Express, hasta el posible magnetismo en Phobos, las diferencias en las composiciones de la superficie de Phobos y la Luna, y más. "En general, es probable que las partículas intermitentes se reflejen en la superficie de Phobos, pero no podemos descartar otro origen misterioso", agrega Yoshifumi. “Sin embargo, los sobrevuelos 'falsos' nos ayudaron a comprender la situación significativamente mejor, mostrando explícitamente que Mars Express no era la fuente”. “Para saber más, necesitamos más sobrevuelos de Phobos en Mars Express en varias configuraciones. Incluso si no se ven partículas reflejadas durante esos sobrevuelos, incluso la falta de señal proporcionará estadísticas valiosas".

2 de noviembre de 2021, los nuevos hallazgos de MAVEN sobre una forma inusual de aurora en Marte se acaban de publicar en el Journal of Geophysical Research de los investigadores de Mars Schneider et al. y Soret et al. Las “auroras discretas” son irregulares y transitorias y alguna vez se las consideró raras e impredecibles.

El espectrógrafo ultravioleta de imágenes de MAVEN (IUVS) ha detectado cientos de estos eventos aurorales durante los últimos seis años terrestres, y ha descubierto que las auroras son en realidad muy comunes y predecibles cerca de los campos magnéticos más fuertes. La aurora se produce a partir de partículas solares (a través del viento solar) que interactúan con el campo magnético de un planeta. Marte carece de una aurora similar a la de la Tierra, porque no tiene el campo magnético global que típicamente agrupa los eventos de auroras en los polos. En cambio, las auroras de Marte ocurren cerca de antiguas líneas de campo magnético que están encerradas en las llanuras volcánicas desde hace miles de millones de años cuando el campo magnético de Marte era más fuerte.

En condiciones favorables de viento solar, los eventos aurorales discretos ocurren la mayoría de las noches y pueden durar horas. Las observaciones de MAVEN muestran que las auroras discretas ocurren a una altitud de ~ 130 km en la atmósfera, donde las partículas cargadas de energía hacen que brillen CO, CO₂, N₂ y oxígeno atómico.

Estos resultados son una buena noticia para los futuros astronautas de Marte que están perdiendo su planeta de origen. Ya sea que se vea desde la superficie o en órbita sobre Marte, la aurora aparecerá verde debido a la emisión de oxígeno, al igual que la aurora de la Tierra.