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sábado, 13 de agosto de 2011

La estabilidad de la atmósfera de Marte

La estabilidad de la atmósfera de Marte
Una atmósfera es un sistema complejo, donde tienen lugar procesos fotoquímicos, fenómenos de transporte radiativo, de evaporación y condensación, difusión y escape, conducción... También hay precipitación de partículas cargadas del flujo solar, fenómenos aurorales, ionosferas en interacción con campos magnéticos planetarios, descargas eléctricas y un largo etcétera. Como todo campo multidisciplinar, la investigación en atmósferas planetarias hace uso de numerosas y diversas teorías físicas y químicas, y en este caso la mayoría son bien conocidas, basadas en ideas de física clásica bien descritas, desarrolladas y utilizadas desde hace tiempo.

Pero la aplicación de la teoría a problemas concretos puede estar llena de obstáculos. Uno de los problemas relacionados con la atmósfera de Marte apareció en los comienzos de la exploración espacial, cuando se confirmó (con datos de Mariner 9) que, al contrario que en la Tierra, la atmósfera de Marte apenas contenía nitrógeno, sino que se componía casi enteramente de dióxido de carbono. Me refiero al llamado problema de la estabilidad atmosférica en Marte, o cómo se explica la estabilidad fotoquímica del CO2, que puede ser destruido rápidamente por la radiación solar ultravioleta, especialmente en las capas altas atmosféricas; la molécula de CO2 se descompone rápidamente en monóxido de carbono y oxígeno atómico y, dada la lentitud de la reacción de recombinación directa, se calculaba que una atmósfera de CO2 desaparecería en unos cientos de miles de años: un "instante" a escala planetaria.

La solución a este problema necesitó un refinamiento de los modelos fotoquímicos en la primera mitad de los años 70, con los que se buscaron mecanismos "ocultos", o alternativos, para "recuperar" el CO2. Se impuso la idea de la existencia de rutas catalíticas en las que participan compuestos de hidrógeno impar (OH y HO2), productos de la fotólisis del vapor de agua. El vapor de agua es un compuesto minoritario en la atmósfera marciana, pero parecía suficiente para recomponer el CO2 en las capas más bajas de su atmósfera. No todo encajaba bien (se requería también un transporte vertical por difusión turbulenta muy grande), pero se pensaba (o deseaba) que si hubiese suficiente vapor de agua... todo encajaría.

Sin embargo, pocos años después comenzaron las primeras medidas in situ con las sondas Viking, y en la década de los 90 la exploración intensiva con vehículos en superficie y orbitales para sondeo remoto. También comenzaron a aplicarse modelos atmosféricos globales que describen mucho mejor la compleja y cambiante interacción entre química, dinámica y radiación a diversas escalas espaciales y temporales. Y también se han mejorado en laboratorio muchas constantes de reacción.

Tras todo esto, ¿ha cambiado la teoría básica? No. ¿Ha cambiado nuestra visión de la atmósfera de Marte? ¡Sí! Hasta el punto de que el problema de la estabilidad de Marte ha surgido de nuevo. Y es que, como se dice, el diablo está en los detalles. Y ahora se conocen muchos más detalles.

Voy a recordar cuatro avances concretos y las dudas que generan:

1) Las medidas de laboratorio en los años 90 revisaron (a la baja) la tasa de fotólisis del CO2 debido a su dependencia con la temperatura. Esto eliminaba la necesidad de una difusión elevada, pero generaba la duda de si alteraba la estabilidad de la atmósfera en la dirección opuesta, hacia un exceso de CO2.

2) La abundancia de vapor de agua sigue ciclos estacionales y está ligada a la cantidad de polvo en la atmósfera, que también varía. Esto debe modificar la abundancia de los agentes catalizadores del CO2 (H impar), y por tanto la estabilidad.

3) La órbita de Marte es caótica (con cambios de inclinación pseudoperiódicos de hasta 40 grados). Esto implica cambios climáticos severos, con redistribución y modificación de la abundancia de vapor de agua y del H impar. Además, como Viking demostró hace cuatro décadas, la atmósfera marciana sufre grandes alteraciones anuales cada invierno, cuando el CO2 se condensa sobre los casquetes polares. ¿Cómo afectan estos escenarios de cambios caóticos grandes al H impar, a la densidad total, y a la estabilidad?

4) En 2004 se detectó metano en la atmósfera marciana, difícil de explicar con los modelos actuales. Una de las teorías recurre a la química heterogénea (procesos en dos fases -gas y sólido- sobre la superficie de las partículas de aerosoles). De ser cierto, la química heterogénea también debería ser relevante para la química de restitución del CO2. Y la cuestión de la estabilidad se complica, pues estos procesos son muy desconocidos y difíciles de simular en laboratorio.

En vista de este panorama, ¿es estable la atmósfera marciana? Parece que nadie hoy día podría asegurarlo. Pero todos parecemos convenir en que para resolver la cuestión no hay que revisar los pilares de la teoría, sino realizar nuevas observaciones, afinar las medidas de laboratorio y extender los estudios teóricos para seguir descifrando todos esos "detalles"... donde sigue escondido el diablo.

Miguel Angel López Valverde | Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)

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