Agua, neutrones y vida en Marte
Sin embargo, la evolución del planeta rojo ha sido bien distinta de la de nuestro azul hogar. Hace varios miles de millones de años, la atmósfera marciana perdió sus gases invernadero (vapor de agua, CO2, metano, óxidos de nitrógeno), absolutamente necesarios para la vida, y condenó al planeta a convertirse en una roca helada. Pero la pregunta sigue en pie, ¿hay agua en Marte? Y en caso afirmativo, ¿dónde se encuentra? Las respuestas entran de lleno en dos de las cuestiones más apasionantes de la ciencia actual: la búsqueda de vida extraterrestre y la colonización de otros planetas.
En un artículo anterior explicaba cómo es posible utilizar los neutrones para detectar agua en el subsuelo. Basta con colocar una fuente de neutrones a una cierta profundidad y buscar neutrones térmicos en la superficie. La sonda Mars Odissey ha permitido realizar el mismo tipo de medida en la superficie marciana gracias al gamma ray spectrometer GRS (epectrómetro de rayos gamma). El GRS está formado por tres detectores:
- el gamma subsystem (subsistema gamma) y el neutron spectrometer (espectrómetro de neutrones), construidos en el Los Alamos NationalLaboratory .
- el High Energy Neutron Detector HEND (detector de neutrones de alta energía), construido por el Space Research Institute (instituto de investigación espacial) ruso.
La fuente de neutrones utilizada la ha proporcionado la propia naturaleza. Como explica la Figura 1, los rayos cósmicos pueden producir neutrones al interaccionar con el suelo marciano. Algunos de los neutrones secundarios salen a la superficie marciana tras haberse moderado en el suelo. Si encuentran agua a su paso, perderán energía en pocas colisiones y saldrán a la superficie con energías térmicas y epitérmicas. Si por el contrario se moderan en un suelo sin agua, su espectro será más energético, en la zona epitérmica o rápida (ver la nota al final del artículo para la clasificación de los neutrones por su energía).
La gravedad de Marte es 0.367 veces la de la tierra, lo que se traduce en una velocidad de escape de 5020 m/s. Su atmósfera es además entre 100 y 150 veces menos densa que la terrestre. Por ello, los neutrones térmicos y epitérmicos (con velocidades superiores a los 5020 m/s) pueden escapar con cierta facilidad del planeta sin ser absorbidos por su atmósfera. La Mars Odyssey detecta los neutrones que escapan de Marte gracias al GRS.
Figura 2. Esquema de funcionamiento del Neutron Spectrometer de la Mars Odyssey.
En la Figura 2 se explica el funcionamiento del Neutron Spectrometer: los neutrones de la superficie marciana son detectados por el detector en el sentido de avance de la sonda det.+, mientras que el det.- presentará un déficit. La diferencia entre ambos detectores y la velocidad de la sonda permiten calcular el origen del neutron y su rango de energías. El fondo de neutrones provenientes del espacio se determina gracias al det. sup. y el fondo de neutrones rápidos y epitérmicos provenientes de la superficie a través del det. inf. El HEND completa la información del NS para neutrones de mayor energía.
De esta manera, la Mars Odyssey ha logrado realizar mapas (Figuras 3 y 4) de la distribución de hidrógeno en el suelo de Marte, que puede asignarse con muy alta probabilidad al hielo oculto bajo la superficie marciana.
Figura 4. Datos del High Energy Neutron Detector sobre la distrubución de neutrones epitérmicos emitidos por la superficie de Marte. Azul: menos neutrones epitérmicos (más agua). Rojo: más neutrones epitérmicos (menos agua). Fuente: NASA.
Las evidencias aportadas por las diferentes misiones e instrumentos se suman y parece razonable concluir que Marte alberga todavía grandes cantidades de agua helada bajo su superficie. Esta información es tremendamente valiosa para la preparación de una futura misión tripulada al planeta rojo y deja la puerta abierta al descubrimiento de vida marciana en sus formas más simples. Dos grandes retos para una curiosa especie de homínidos que, paradójicamente, hace bien poco por preservar su ya degradado habitat.
Clasificación de los neutrones por su energía
- Neutrones ultrafríos: tienen una energía En < 2·10-7.
- Neutrones muy fríos: tienen una energía En comprendida entre 2·10-7 < En < to 5·10-5 eV.
- Neutrones fríos: tienen una energía comprendida entre 5·10-5 eV < En < 0.025 eV.
- Neutrones térmicos: tienen una energía promedio de En=0.025 eV a una temperatura del medio de 20º C.
- Neutrones epitérmicos: tienen una energía superior a los térmicos y En < 1 eV.
- Neutrones rápidos: tienen una energía En > 1 eV (ó 0.1 MeV ó 1 MeV, dependiendo del contexto en el que se hable).
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