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El telescopio espacial James Webb nos vuelve a sorprender con unas nuevas imágenes de un planeta del Sistema Solar. Esta vez le ha tocado el turno a nuestro vecino: Marte.
Si bien estas no son tan espectaculares como las de los gigantes gaseosos Júpiter y Neptuno, es cierto que proporcionan bastante información sobre el relieve del planeta rojo y las diferencias de temperatura en su superficie.
Además, el James Webb también ha obtenido el espectro del planeta: una curva característica que permite estudiar, entre otros aspectos, la composición química de la atmósfera marciana.
Estructura y relieve del planeta Marte
Se le denomina “el planeta rojo” por su clara tonalidad rojiza (distinguible a simple vista) debido a la gran cantidad de óxido de hierro presente en su superficie. Su nombre está asociado a Marte, el dios de la guerra romano.
Es el segundo planeta más pequeño del Sistema Solar, solo por detrás de Mercurio. Con un período de rotación similar al terrestre (unas 24 horas y 39 minutos), Marte tarda unos 23 meses en completar una vuelta alrededor del Sol.
Debido a su pequeña masa en comparación con la Tierra, la gravedad marciana es unas 2,6 veces menor que la de nuestro planeta: si usted consigue saltar hasta una altura de medio metro en la Tierra, alcanzaría los 1,2 metros en Marte.
Siendo el planeta interior menos denso, Marte es de composición rocosa y está estructurado en diferentes capas: un denso núcleo metálico (formado principalmente por níquel y hierro), un manto de silicatos que lo rodea y una corteza externa de unos 50 kilómetros de espesor. Los elementos más abundantes de esta última capa son el oxígeno, el silicio y el hierro, entre otros.
Algunas características del relieve marciano son únicas en nuestro Sistema Solar. El Monte Olimpo, de 22,5 kilómetros de altitud y con una extensión que abarca gran parte de Francia continental, deja en casi insignificante a nuestro monte Everest.
Marte también posee grandes extensiones de terreno rocoso formadas por colinas de menor elevación. En la imagen inferior podemos apreciar dichas agrupaciones de rocas y colinas (el llamado afloramiento Matusalén) tomadas por el robot explorador Spirit en 2005.
Se trata de una imagen en falso color para una mejor interpretación visual del relieve marciano, a partir de tres filtros de diferentes colores (rojo, verde y violeta), que llevaba incorporada la cámara del Spirit.
Cabe destacar la cuenca de Hellas: una llanura de unos 2300 kilómetros de diámetro en el hemisferio sur del planeta formada tras el impacto de un meteorito. El cráter resultante es el más grande, pues alcanza una profundidad máxima de unos 6 kilómetros.
Por otro lado, Marte posee el sistema de cañones más largo del Sistema Solar: el Valles Marineris. Esta gigantesca depresión alcanza una longitud de unos 4800 kilómetros (prácticamente la distancia entre California y Nueva York) y 11 kilómetros de profundidad. En comparación, es diez veces más largo que el Gran Cañón de Arizona.
Se cree que Marte pudo contener agua líquida en su superficie hace millones de años, formando antiguas redes fluviales y deltas. De hecho, la presencia de rocas y minerales en la superficie marciana, cuya forma fue moldeada por la acción de agua líquida, sustentan dicha afirmación.
Hielo seco y agua congelada en los casquetes polares
Nuestro planeta vecino presenta dos casquetes de hielo permanente en sus polos. Cuando hablamos de hielo nos referimos tanto al hielo seco (formado por dióxido de carbono) como al hielo de agua.
El único lugar del planeta donde el agua congelada es visible en su superficie es el casquete polar norte. En cambio, en el polo sur marciano, el agua en estado sólido está localizada debajo de una capa de dióxido de carbono congelado.
Una atmósfera delgada formada principalmente por dióxido de carbono
El planeta rojo posee una atmósfera muy delgada y poco densa formada principalmente por dióxido de carbono (95 %), nitrógeno y argón.
Si usted se encontrara en la superficie de este planeta y mirara hacia el cielo marciano, su aspecto sería borroso y con un tono rojizo (debido a las altas concentraciones de polvo en suspensión): perderíamos el encantador tono azulado de nuestra atmósfera.
La presión atmosférica en Marte es unas cien veces menor que la terrestre. Esta peculiaridad tiene, entre otras, dos consecuencias importantes:
No existen grandes cantidades de agua líquida en la superficie del planeta. Esto se debe al valor tan bajo de la presión atmosférica, que haría que el agua líquida sufriera una rápida evaporación (o congelación).
El sonido en el planeta rojo sería muy diferente al que percibiríamos en la Tierra.
Características como la velocidad del sonido (casi 1,4 veces menor que en nuestro planeta), el volumen (con un nivel de sonido menor en Marte) y la calidad del sonido (favoreciendo los tonos bajos, ya que las altas tonalidades son prácticamente absorbidas debido a la alta concentración de CO₂ de la atmósfera marciana) serían muy diferentes a las de nuestro planeta.
La NASA ha recreado diferentes sonidos, tanto en Marte como en la Tierra. Por ejemplo:
Dos satélites naturales orbitan el planeta rojo
En comparación con el gran número de satélites que poseen los planetas gigantes Júpiter y Saturno, Marte tiene exclusivamente dos pequeños satélites naturales denominados Fobos y Deimos.
Fobos es el mayor de los dos y el más cercano al planeta. Su forma es irregular, con un tamaño medio de unos 22 kilómetros, y siempre presenta la misma cara a Marte (similar a nuestra Luna orbitando alrededor de la Tierra, debido a un efecto llamado acoplamiento de marea o rotación síncrona).
Deimos es el satélite natural más pequeño de todo el Sistema Solar. Con un tamaño medio de unos 12 kilómetros, orbita el planeta rojo a una distancia mayor que Fobos (también en rotación síncrona) en unas 30 horas.
Las nuevas imágenes de Marte del James Webb
Volviendo a las nuevas imágenes de Marte proporcionadas por el James Webb, cabe recordar que este telescopio espacial opera en el rango del infrarrojo.
Esto quiere decir que los colores mostrados en las siguientes instantáneas no son reales: cada tonalidad representa zonas de Marte donde la luz solar es reflejada en mayor o menor grado, o regiones del planeta más cálidas o más frías.
Así, por ejemplo, la imagen superior izquierda fue registrada por el instrumento NIRcam del Webb para una longitud de onda infrarroja de 2,1 micras (las longitudes de onda que el ojo humano puede detectar abarcan desde las 0,38 micras del color violeta hasta las 0,75 micras del color rojo).
Cabe señalar que esta instantánea contiene gran cantidad de luz solar reflejada por el planeta rojo. Por este motivo, se pueden distinguir detalles del relieve marciano como el cráter Huygens, el volcán Syrtis Major y la cuenca de Hellas de forma similar a una imagen en el visible (es decir, en color real).
Por otro lado, la imagen superior derecha muestra la radiación infrarroja emitida por Marte en una longitud de onda de 4,3 micras. Los colores cálidos representan zonas del planeta a mayor temperatura (como, por ejemplo, la región que rodea a la cuenca de Hellas), mientras que los tonos violetas están relacionados con zonas más frías (como en las regiones polares, donde incide menor cantidad de radiación solar).
Son notables las diferencias de temperatura con la latitud del lugar, así como el oscurecimiento de la cuenca de Hellas causado por los efectos atmosféricos.
¿A qué se debe el gran área amarilla rodeando al punto subsolar de Marte, es decir, la región que recibe mayor cantidad de radiación solar? La explicación está en la enorme sensibilidad de los instrumentos del James Webb (diseñado originalmente para detectar señales débiles en el infrarrojo procedentes de objetos lejanos).
Al encontrarse Marte tan cerca del telescopio, la brillante luz infrarroja del planeta provoca un efecto cegador en los instrumentos del James Webb: este efecto se denomina saturación del detector.
Precisamente, este gran área amarilla está justo en el límite de saturación del detector, impidiendo al telescopio registrar valores mayores de la radiación infrarroja procedente de Marte.
El espectro nos informa sobre la atmósfera marciana
El telescopio James Webb no sólo es capaz de registrar imágenes en el infrarrojo para determinadas longitudes de onda, tal como en las instantáneas anteriores: también puede obtener valores de la radiación en un rango de longitudes de onda (el denominado espectro). El instrumento del James Webb encargado de dicha tarea es el NIRSpec.
De esta forma, el gráfico de la figura superior representa la radiación infrarroja reflejada y emitida por el planeta Marte, frente a las longitudes de onda del infrarrojo en las que opera el instrumento NIRSpec (eje horizontal, desde 1 hasta 5 micras).
Es notorio que, para unas longitudes de onda específicas, la curva sufre unas determinadas caídas espectrales: esto es debido a que la luz infrarroja es absorbida por moléculas en la atmósfera de Marte, específicamente dióxido de carbono, monóxido de carbono y vapor de agua.
En otras palabras, estas curvas espectrales nos permiten identificar los compuestos químicos presentes en la atmósfera marciana (y de cualquier otro planeta cuya señal en infrarrojo pueda detectar el James Webb).
Implicaciones futuras de estos nuevos resultados sobre Marte
Estos prometedores resultados sobre el espectro de Marte serán de gran utilidad a la hora de buscar trazas de otros gases menos abundantes en la atmósfera marciana (como, por ejemplo, el metano o el cloruro de hidrógeno).
Además, y dada su privilegiada ubicación, el James Webb podrá estudiar diferentes fenómenos como tormentas de polvo o determinados patrones climáticos en el planeta rojo. Se espera una estrecha colaboración entre este telescopio y las diferentes misiones desplegadas en Marte.
Oscar del Barco Novillo, Profesor asociado en el área de Óptica, Universidad de Murcia
Este artículo fue publicado originalmente en The Conversation. Lea el original.