Terraformación de Marte

La terraformación de Marte  es un proceso hipotético en el que el clima marciano , la superficie y otras características del planeta se alterarán sucesivamente para hacer que grandes áreas de la superficie de Marte sean más habitables para la vida humana, facilitando así la colonización del planeta. planeta, además de hacer esta colonización mucho más segura y sostenible.

El concepto se basa en la suposición de que el entorno del planeta se puede terraformar utilizando medios artificiales. Además, la viabilidad de tal creación de una biosfera planetaria en Marte aún no ha sido probada. Se han propuesto varios métodos, la implementación de algunos de los cuales requiere recursos y costos financieros increíbles, así como varios otros que ahora son tecnológicamente alcanzables [1] .

Motivación y ética

El crecimiento futuro de la población y los requisitos de recursos pueden requerir la colonización de objetos distintos de la Tierra , como Marte , la Luna y los planetas cercanos. La colonización del espacio facilitará a la humanidad la recolección de los recursos energéticos y materiales disponibles en el sistema solar [2] .

Desde muchos puntos de vista, Marte es el más parecido a la Tierra de todos los planetas que componen el sistema solar. Se cree [3] que Marte una vez, en las primeras etapas de su historia , de hecho tuvo un entorno aún más similar a la Tierra moderna, tenía una atmósfera espesa y mucha agua, que perdió durante un período de varios cientos de millones . años _ Debido a la similitud y proximidad del "Planeta Rojo" a la Tierra, Marte puede ser el objeto más factible y efectivo para la terraformación entre todos los cuerpos espaciales del sistema solar.

Los problemas éticos incluyen el peligro de un posible desplazamiento de las formas de vida marcianas locales por las terrestres, si tales formas de vida, incluso las microbianas, realmente existen.

Obstáculos y restricciones

El medio ambiente en Marte plantea varios obstáculos importantes que deben superarse para una terraformación exitosa, y la escala de la terraformación puede verse limitada por ciertos factores ambientales clave.

Gravedad débil

La gravedad de la superficie de Marte es el 38% de la de la Tierra. No se sabe si esto es suficiente para prevenir la aparición de problemas de salud en humanos que pueden estar asociados con la ingravidez [4] .

Además, la débil gravedad (y, por lo tanto, la baja velocidad de escape ) de Marte puede hacer que sea mucho más difícil mantener la atmósfera alrededor del planeta en comparación con la Tierra o Venus [5] , que son más masivos . Tanto la Tierra como Venus pueden mantener una atmósfera espesa a pesar de estar sujetos a un viento solar más intenso, que se cree que es capaz de erosionar las envolturas de gas planetarias. Por lo tanto, pueden ser necesarias fuentes de trabajo permanentes de gases atmosféricos en Marte para mantener la densidad atmosférica suficiente durante mucho tiempo, necesaria para la vida normal de las personas.

Enfrentando los efectos del clima espacial

Marte no tiene magnetosfera , lo que crea obstáculos adicionales asociados a la necesidad de mitigar los efectos de la radiación solar y contener la atmósfera. Se cree que los campos que se encuentran en Marte son restos de la magnetosfera, que fue destruida durante los primeros períodos de la existencia del planeta.

Se cree que la falta de una magnetosfera es una de las razones por las que la atmósfera de Marte es tan delgada. Los orbitadores marcianos han detectado la eyección de átomos atmosféricos marcianos, que se produce bajo la influencia del viento solar . Sin embargo, las observaciones de Venus demuestran claramente que la falta de magnetosfera no impide que el planeta tenga una atmósfera densa.

La Tierra abunda en moléculas de agua ya que su ionosfera está impregnada por la magnetosfera. Los iones de hidrógeno presentes en la ionosfera se mueven muy rápido a pesar de su poca masa, pero no pueden llegar al espacio exterior porque su trayectoria es desviada por el campo magnético terrestre . Venus, por otro lado, tiene una atmósfera densa, pero solo leves rastros de vapor de agua (20 ppm), porque no tiene campo magnético. La atmósfera marciana también está perdiendo agua, que se filtra fácilmente al espacio exterior. En la Tierra, la capa de ozono brinda protección adicional contra la destrucción atmosférica . La radiación ultravioleta se bloquea antes de que pueda dividir el agua en hidrógeno y oxígeno. Debido a que muy poco vapor de agua llega a la troposfera y la capa de ozono se encuentra en la estratosfera superior , muy pocas moléculas de agua se dividen en hidrógeno y oxígeno.

El campo magnético de la Tierra es de 31 μT . Marte requeriría la misma intensidad del campo magnético para neutralizar también la influencia del viento solar, a pesar de estar más distante del Sol en comparación con la ubicación de la Tierra. En la actualidad, no existen tecnologías para aumentar el campo magnético a escala planetaria.

La importancia de la magnetosfera ha sido cuestionada. En el pasado, la Tierra a menudo experimentó períodos durante los cuales la magnetosfera cambió de dirección [6] , pero la vida siguió existiendo incluso después de eso. Una atmósfera espesa, como la de la Tierra, también podría brindar protección contra la radiación solar incluso en ausencia de una magnetosfera [7] .

Beneficios

Según los teóricos modernos, Marte existe en el extremo más alejado  de la zona habitable , una región del sistema solar donde la vida aún podría desarrollarse y existir. Marte se encuentra en el borde de una región conocida como la zona habitable extendida, donde los gases de efecto invernadero podrían sustentar la existencia de agua líquida en la superficie, dada la presión atmosférica necesaria . Por lo tanto, Marte tiene el potencial de mantener la hidrosfera y la biosfera [8] .

La falta tanto de un campo magnético como de actividad geológica en Marte puede ser el resultado del tamaño relativamente pequeño del planeta, lo que permitió que sus capas internas se enfriaran mucho más rápido que en la Tierra, pero los detalles de este proceso aún no están claros.

Se ha sugerido que alguna vez Marte, en las primeras etapas de su desarrollo, tuvo un entorno relativamente similar al que hay ahora en la Tierra [9] . Aunque hay evidencia de que una vez existió agua líquida en la superficie marciana, ahora existe principalmente solo en los polos, directamente debajo de la superficie del planeta, en forma de permafrost . El 26 de septiembre de 2013, los científicos de la NASA informaron que el rover Curiosity encontró en Marte grandes reservas de agua fácilmente accesibles (fracción de masa de 1,5 a 3%) en muestras de suelo tomadas en el área de Rocknest, Aeolis Palus, en el cráter Gale [10 ] [ 11] [12] [13] [14] .

El suelo y la atmósfera de Marte contienen muchos elementos necesarios para la vida (azufre, nitrógeno, oxígeno, hidrógeno, fósforo, etc.) [15] .

Existen grandes depósitos de hielo de agua debajo de la superficie de Marte, así como en la superficie de los polos del planeta, donde se mezcla con hielo seco congelado de CO2 . Importantes reservas de agua se almacenan en el polo sur de Marte, si se derritieran, se podría formar un océano planetario global de 11 metros de profundidad. [16] El dióxido de carbono congelado (CO 2 ) en los polos se sublima en la atmósfera durante el verano marciano, y pequeñas cantidades de agua cerca de la superficie son arrastradas lejos de los polos por vientos con un promedio de 40 km/h. Durante los fenómenos naturales estacionales, una cantidad significativa de polvo y vapor de agua es transportada a la atmósfera del planeta, como resultado de lo cual es posible que se formen cirros similares a los de la Tierra [17] .

La mayor parte del oxígeno de la atmósfera marciana se encuentra en forma de dióxido de carbono (CO 2 ), que es el principal constituyente de la atmósfera. El oxígeno molecular (O 2 ) existe sólo en cantidades residuales. También se encuentran importantes reservas de oxígeno elemental en los óxidos metálicos de la superficie de Marte, así como en el suelo, en forma de pernitratos [18] . El análisis de muestras de suelo tomadas por la nave espacial Phoenix reveló la presencia de percloratos , que se utilizaron para separar el oxígeno en un generador químico de oxígeno [19] . La electrólisis podría utilizarse para convertir el agua en oxígeno e hidrógeno si hubiera suficiente agua líquida y electricidad [20] .

Métodos y estrategias sugeridos

Comparación de atmósfera seca
Marte Tierra
Presión 0,6 kPa 101,3 kPa
Dióxido de carbono ( CO2 ) 96,0% 0,04%
Argón (Ar) 2,1% 0,93%
Nitrógeno (N 2 ) 1,9% 78,08%
Oxígeno (O 2 ) 0.145% 20,94%

El proceso de terraformación de Marte provocaría tres cambios interconectados: el desarrollo de la atmósfera, la conservación del calor en ella y también la obstrucción de la salida de partículas atmosféricas hacia el espacio exterior. La atmósfera de Marte está relativamente enrarecida y tiene una presión superficial muy baja. Dado que está compuesto principalmente de CO 2 (un gas de efecto invernadero conocido ), una vez que la temperatura en la superficie marciana comienza a aumentar, el dióxido de carbono puede ayudar a almacenar energía térmica cerca de la superficie. Además, junto con el calentamiento del planeta, entrará aún más CO 2 en la atmósfera como resultado del derretimiento de los depósitos congelados de este gas en los polos, aumentando así el efecto invernadero. Esto significa que estos dos procesos de desarrollo y calentamiento de la atmósfera serán complementarios y, por lo tanto, contribuirán a la terraformación.

Las gigantescas corrientes de aire creadas por el movimiento de los gases en la atmósfera pueden provocar poderosas tormentas de polvo a gran escala, que también contribuirán al calentamiento de la atmósfera (al absorber la radiación solar).

Sublimación de dióxido de carbono

Ahora bien, en el polo sur marciano, así como en el regolito (suelo) de Marte, hay suficiente dióxido de carbono (CO 2 ), que, si se sublima en forma gaseosa debido a un aumento de temperatura en el planeta de solo unos pocos grados, podría aumentar la presión atmosférica en 30 kPa [21] , lo que correspondería a la presión a la altura de la cumbre del Everest , donde la presión atmosférica es de 33,7 kPa. Aunque los humanos no podrían respirar ese aire, la presión atmosférica en sí misma estaría por encima del límite de Armstrong y, por lo tanto, la necesidad actual de trajes con regulación de presión sería irrelevante. El fitoplancton también sería capaz de convertir el CO 2 disuelto en oxígeno, lo cual es muy importante porque, según la Ley de Henry , las bajas temperaturas en Marte darían como resultado una alta proporción de CO 2 disuelto a CO 2 atmosférico en la cuenca norte inundada.

Importaciones de amoníaco

Otro método es usar amoníaco como un poderoso gas de efecto invernadero . Existe la posibilidad de que una gran cantidad exista en forma congelada en planetas enanos que se mueven en sus propias órbitas en las regiones remotas del sistema solar . Quizás se encuentre una forma de transportar estos planetoides e introducirlos en la atmósfera marciana [22] . Dado que el amoníaco (NH 3 ) es principalmente nitrógeno en masa , también puede proporcionar un gas amortiguador en la atmósfera. Las caídas sostenidas, no demasiado destructivas, de cuerpos cósmicos en Marte contribuirán a un aumento de la temperatura y la masa de la atmósfera.

La necesidad de un gas amortiguador es un obstáculo que cualquier aspirante a constructor de atmósferas tendrá que superar. En la Tierra, el nitrógeno es el principal componente atmosférico, ya que constituye hasta el 78% de la atmósfera. Marte requeriría un componente similar para actuar como gas amortiguador, aunque no necesariamente en la misma cantidad. Es bastante difícil obtener la cantidad requerida de nitrógeno, argón o cualquier otro gas relativamente inerte.

Importaciones de hidrocarburos

Otro método de formación de la atmósfera marciana podría ser la importación de metano u otros hidrocarburos [23] [24] , que son bastante comunes en la atmósfera de Titán (y en su superficie). El metano podría inyectarse en la atmósfera marciana, donde serviría para potenciar el efecto invernadero.

El metano (u otros hidrocarburos) podría ayudar a elevar la presión atmosférica. Estos gases también se pueden utilizar para producir agua y CO2 para la atmósfera marciana:

CH 4 + 4 Fe 2 O 3 → CO 2 + 2 H 2 O + 8 FeO

Esta reacción podría ser provocada por la energía térmica o la radiación ultravioleta solar marciana. Cantidades significativas de productos que se forman como resultado de tal reacción (CO 2 y agua) son necesarias para la fotosíntesis, que sería el siguiente paso en la terraformación.

Importaciones de hidrógeno

También se considera la importación de hidrógeno, que es necesario para la transformación de la atmósfera y la hidrosfera de Marte [25] . Entonces, el hidrógeno podría producir reacciones químicas con el óxido de hierro (III) , que está contenido en el suelo marciano, dando como resultado la formación de agua:

H 2 + Fe 2 O 3 → H 2 O + 2 FeO

Dependiendo del nivel de dióxido de carbono en la atmósfera, la importación de hidrógeno y las reacciones que lo involucran crearían energía térmica, agua y grafito debido a la reacción de Bosch. Y la interacción del hidrógeno con el dióxido de carbono durante la reacción de Sabatier daría lugar a la formación de metano y agua.

El uso de compuestos que contienen flúor

Dado que la estabilidad climática a largo plazo es necesaria para sostener a la población humana, se ha propuesto el uso de gases de efecto invernadero fluorados particularmente potentes , que pueden incluir hexafluoruro de azufre o halocarbonos como clorofluorocarbono (CFC) y perfluorocarbono (PFC) [26] . Estos gases son los candidatos más probables para la introducción artificial en la atmósfera marciana, ya que tienen un impacto significativo como gases de efecto invernadero, varias veces más fuerte que el CO 2 . Tal inyección podría realizarse a un costo relativamente bajo enviando cohetes cargados con gas CFC comprimido para que impacten en la superficie marciana. [18] Cuando estos cohetes golpeen la superficie del planeta, liberarán su carga útil a la atmósfera. Se debe mantener una afluencia constante de tales "cohetes CFC" durante poco más de una década antes de que la atmósfera marciana sufra cambios químicos y se caliente.

Para sublimar los glaciares de CO 2 en el polo sur se necesitarían alrededor de 0,3 microbares de gases CFC en la atmósfera marciana. Esta cantidad equivale a una masa de aproximadamente 39 millones de toneladas. Esto es tres veces más que la cantidad total de clorofluorocarbono producido en la Tierra entre 1972 y 1992, cuando se prohibió la producción de CFC como resultado de la firma de un tratado internacional. Los estudios mineralógicos de Marte permiten afirmar que el flúor elemental está presente en la composición química total de Marte en la cantidad de 32 ppm en masa, mientras que para la Tierra la cifra correspondiente es de 19,4 ppm [26] .

La propuesta de extraer minerales fluorados como fuente de gases CFC y PFC está respaldada por la creencia de que, dado que se espera que la disponibilidad de estos minerales en Marte sea la misma que en la Tierra, dicho proceso de extracción podría respaldar la producción de la cantidad requerida. de compuestos óptimos, necesarios para crear un efecto invernadero (CF 3 SCF 3 , CF 3 OCF 2 OCF 3 , CF 3 SCF 2 SCF 3 , CF 3 OCF 2 NFCF 3 , C 12 F 27 N). Y esto, a su vez, mantendrá la temperatura en Marte en un nivel "cómodo". En teoría, esta podría ser una de las formas de mantener una atmósfera similar a la de la Tierra, siempre que dicha atmósfera se forme en Marte utilizando otros métodos [26] .

Uso de espejos orbitales

Los espejos hechos de una delgada película termoplástica aluminizada se pueden colocar en una órbita casi marciana para aumentar el nivel general de insolación del planeta [1] . De esta forma, sería posible dirigir la luz solar a la superficie de Marte, aumentando así directamente la temperatura del aire cerca de la superficie del planeta. Dicho espejo podría colocarse como una estatita, utilizando su potencial de vela solar para mantener una posición estacionaria en órbita con respecto a Marte, cerca de los polos, para sublimar las capas de hielo de CO 2 congelado , contribuyendo así al calentamiento de la atmósfera aumentando el efecto invernadero.

Debilitamiento del albedo

El debilitamiento del albedo de la superficie marciana haría más eficiente el aprovechamiento de la luz solar que recibe [27] . Esto se puede hacer distribuyendo polvo oscuro sobre la superficie de Marte desde sus satélites: Fobos y Deimos , que se encuentran entre los cuerpos más negros del sistema solar. Una forma alternativa de reducir el albedo también sería distribuir formas de vida microbiana oscura y extremófila , como líquenes , algas y bacterias , sobre la superficie . Entonces la superficie absorbería más luz solar, contribuyendo así al calentamiento de la atmósfera.

Si fuera posible asegurar el crecimiento y la reproducción de las algas y otras plantas de vida verde en el planeta, esto solo haría una contribución insignificante a la distribución de oxígeno en la atmósfera, que no sería suficiente para que las personas respiren. El proceso de conversión de elementos químicos para formar oxígeno depende en gran medida de la disponibilidad de agua. El CO 2 suele convertirse en hidrocarburos [28] . El 26 de abril de 2012, los científicos informaron que el Laboratorio de Simulación de Marte en el Centro Aeroespacial Alemán pudo identificar un liquen que pudo sobrevivir e incluso mostró habilidades adaptativas extraordinarias en términos de actividad fotosintética durante una simulación del entorno marciano , que duró 34 días [29] [30]

Bombardeo de asteroides

Otra forma de aumentar la temperatura es enviar pequeños asteroides a la superficie de Marte. Esto podría hacerse mediante el uso de láseres colocados en el espacio para corregir las trayectorias de los asteroides, o por cualquiera de los otros métodos propuestos para resolver el problema de proteger la Tierra de los asteroides. La energía de colisión en este caso funcionaría como fuente de calor. Este calor probablemente sería suficiente para sublimar el CO 2 , y además, si en esta etapa del proceso de terraformación hay presente agua líquida, la energía que se libera durante la caída del asteroide podría convertirla en vapor de agua, que también es un efecto invernadero . gasolina _ Los asteroides también podrían seleccionarse por su composición química; por ejemplo, si selecciona asteroides con un alto contenido de amoníaco , entonces, debido a la caída, el amoníaco se liberará y entrará en la atmósfera como otro gas de efecto invernadero adicional. El suelo marciano puede contener depósitos de nitratos [21] , y los asteroides que golpean estos depósitos pueden extraer cantidades adicionales de nitrógeno y oxígeno a la atmósfera.

Termodinámica de la terraformación

La cantidad total de energía necesaria para sublimar el CO 2 en la capa de hielo del Polo Sur está modelada por los investigadores Zubrin y McKay [1] . Para iniciar un efecto invernadero a largo plazo, debe elevar la temperatura en los polos en cuatro grados Kelvin . Si se usaran espejos orbitales para esto, se necesitarían 20 MW e -años para producir espejos lo suficientemente grandes como para evaporar los casquetes polares. Este método se considera el más efectivo de todos, pero al mismo tiempo es el menos práctico. Si se utilizaran potentes gases de efecto invernadero halocarbonados, se necesitarían unos 1000 MWe -años para lograr el mismo calentamiento. Y si este método parece ineficaz en comparación con el uso de espejos espaciales, sin embargo, se considera el más práctico. Usando el método de bombardeo de asteroides, se necesitarían alrededor de cuatro asteroides que contienen amoníaco, cada uno con un peso de alrededor de 10 mil millones de toneladas, para iniciar un efecto invernadero continuo, lo que debería conducir a un aumento de temperatura de ocho grados.

Véase también

Notas

  1. ↑ 1 2 3 Robert M. Zubrin , Christopher P. McKay . "Requisitos tecnológicos para Terraforming Mars" . "Requisitos tecnológicos para Terraforming Mars"  (inglés) ( HTML ) . www.users.globalnet.co.uk . Centro de Investigación NASA-Ames (28 de junio de 1993) .  - 14 horas Consultado el 2 de abril de 2020. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2016.
  2. ↑ Marshall T. Savage. The Millennial Project: Colonizing the Galaxy in Eight Easy Steps  (Inglés) ( HTML ). Little, Brown and Company (Amazon.com). Fecha de acceso: 28 de septiembre de 2013. Archivado desde el original el 4 de febrero de 2016.
  3. ↑ Mike Wall. La mayor parte de la atmósfera de Marte se pierde en el espacio  (inglés) ( HTML ). Space.com (8 de abril de 2013). Consultado el 9 de abril de 2013. Archivado desde el original el 30 de enero de 2016.
  4. ↑ Gravity Hurts (so Good)  (inglés) ( HTML ). nasa _ Consultado el 26 de junio de 2020. Archivado desde el original el 28 de mayo de 2017.
  5. ↑ Lundin, Rickard; Stanislav Barabash. Evolución de la atmósfera e hidrosfera marcianas: erosión del viento solar estudiada por ASPERA-3 en Mars Express  (inglés)  // Planetary and Space Science  : revista. - 2004. - vol. 52 , núm. 11 _ - P. 1059-1071 . -doi : 10.1016/ j.pss.2004.07.020 . Archivado desde el original el 24 de septiembre de 2015.
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  9. ↑ Dra. Tony Phillips. El viento solar desgarra la atmósfera marciana  (inglés) ( HTML )  (enlace no disponible) . NASA (21 de noviembre de 2008). Consultado el 4 de mayo de 2019. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2009.
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