Diferencia entre revisiones de «Composición de Marte»

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En el número de diciembre de 2013 de la revista Science, se publican seis artículos donde investigadores de la NASA describen algunos descubrimientos nuevos realizados por el Curiosity. Se encuentra posibless sustancias inexplicables por la contaminación.<ref name="SCI-2013-Blake">{{cite journal |author=Blake, D. |display-authors=etal |year=2013 |title=Curiosity at Gale crater, Mars: characterization and analysis of the Rocknest sand shadow - Medline |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=341 |doi=10.1126/science.1239505 |pages=1239505 |pmid=24072928}}</ref><ref name="SCI-2013-Leshin">{{cite journal |author=Leshin, L. |display-authors=etal |year=2013 |title=Volatile, isotope, and organic analysis of martian fines with the Mars Curiosity rover - Medline |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=341 |doi=10.1126/science.1238937 |pages=1238937 |pmid=24072926}}</ref> Aparte del carbono orgánico originario de Marte, sólo se podría entender que pudiera haber sido traido por meteoritos externos que aterrizaron en en el planeta.<ref name="SCI-2013-McLennan">{{cite journal |author=McLennan, M.|display-authors=etal|year=2013 |title=Elemental geochemistry of sedimentary rocks at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. |journal=[[Science (journal)|Science]] |doi=10.1126/science.1244734 |bibcode = 2014Sci...343C.386M |volume=343 |pages=1244734 |pmid=24324274}}</ref><ref name="SCI-1996-Flynn">{{cite journal |authors=Flynn, G. |year=1996 |title=The delivery of organic matter from asteroids and comets to the early surface of Mars. |journal=Earth Moon Planets - Medline |volume=72 |pages=469–474 |doi=10.1007/BF00117551 |bibcode=1996EM&P...72..469F}}</ref><ref name="PNAS-2000-Benner">{{cite journal |authors=Benner, S., K.Devine, L. Matveeva, D. Powell. |year=2000 |title=The missing organic molecules on Mars - Medline |journal=Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A.|volume=97 |pages=2425–2430 |doi=10.1073/pnas.040539497 |pmid=10706606 |pmc=15945|bibcode = 2000PNAS...97.2425B }}</ref> Debido a que gran parte del carbono fue liberado a una temperatura relativamente baja el equipo del Curiosity, Sample Analysis at Mars (SAM), da como resultado que no formaba parte de la muestra. El carbono podría provenir de organismos pero aún no ha sido confirmado. La muestra se toma mediante perforación de 5 centímetros de profundidad en la roca denominada “[[Sheepbed mudstone]]” ubicada en Yellowknife Bay. Las muestras fueron nombradas [[John Klein (roca)|John Klein]] y [[Cumberland (roca)|Cumberland]]. Los microbios podrían estar viviendo en Marte mediante la obtención de energía a partir de los desequilibrios químicos entre minerales en proceso [[litótrofo|quimiolitótrofos]] que significa "comer roca."<ref name="SCI-2013-Grotzinger">{{cite journal |author=Grotzinger, J. |display-authors=etal |year=2013 |title=A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars |journal=[[Science (journal)|Science]]|doi=10.1126/science.1242777 |bibcode = 2014Sci...343A.386G |pmid=24324272 |volume=343 |pages=1242777}}</ref> Sin embargo, en este proceso sólo está implicada una muy pequeña cantidad de carbono — mucho menos que el encontrado en Yellowknife Bay.<ref name="SCI-2013-Kerr">{{cite journal |author=Kerr, R. |display-authors=etal |year=2013 |title=New Results Send Mars Rover on a Quest for Ancient Life. |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=342 |number=6164|pages=1300–1301 |doi=10.1126/science.342.6164.1300 |pmid=24337267}}</ref><ref name="SCI-2013-Ming">{{cite journal |author=Ming, D. |display-authors=etal |year=2013 |title=Volatile and Organic Compositions of Sedimentary Rocks in Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. |journal=[[Science (journal)|Science]]
En el número de diciembre de 2013 de la revista Science, se publican seis artículos donde investigadores de la NASA describen algunos descubrimientos nuevos realizados por el Curiosity. Se encuentra posibless sustancias inexplicables por la contaminación.<ref name="SCI-2013-Blake">{{cite journal |author=Blake, D. |display-authors=etal |year=2013 |title=Curiosity at Gale crater, Mars: characterization and analysis of the Rocknest sand shadow - Medline |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=341 |doi=10.1126/science.1239505 |pages=1239505 |pmid=24072928}}</ref><ref name="SCI-2013-Leshin">{{cite journal |author=Leshin, L. |display-authors=etal |year=2013 |title=Volatile, isotope, and organic analysis of martian fines with the Mars Curiosity rover - Medline |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=341 |doi=10.1126/science.1238937 |pages=1238937 |pmid=24072926}}</ref> Aparte del carbono orgánico originario de Marte, sólo se podría entender que pudiera haber sido traido por meteoritos externos que aterrizaron en en el planeta.<ref name="SCI-2013-McLennan">{{cite journal |author=McLennan, M.|display-authors=etal|year=2013 |title=Elemental geochemistry of sedimentary rocks at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. |journal=[[Science (journal)|Science]] |doi=10.1126/science.1244734 |bibcode = 2014Sci...343C.386M |volume=343 |pages=1244734 |pmid=24324274}}</ref><ref name="SCI-1996-Flynn">{{cite journal |authors=Flynn, G. |year=1996 |title=The delivery of organic matter from asteroids and comets to the early surface of Mars. |journal=Earth Moon Planets - Medline |volume=72 |pages=469–474 |doi=10.1007/BF00117551 |bibcode=1996EM&P...72..469F}}</ref><ref name="PNAS-2000-Benner">{{cite journal |authors=Benner, S., K.Devine, L. Matveeva, D. Powell. |year=2000 |title=The missing organic molecules on Mars - Medline |journal=Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A.|volume=97 |pages=2425–2430 |doi=10.1073/pnas.040539497 |pmid=10706606 |pmc=15945|bibcode = 2000PNAS...97.2425B }}</ref> Debido a que gran parte del carbono fue liberado a una temperatura relativamente baja el equipo del Curiosity, Sample Analysis at Mars (SAM), da como resultado que no formaba parte de la muestra. El carbono podría provenir de organismos pero aún no ha sido confirmado. La muestra se toma mediante perforación de 5 centímetros de profundidad en la roca denominada “[[Sheepbed mudstone]]” ubicada en Yellowknife Bay. Las muestras fueron nombradas [[John Klein (roca)|John Klein]] y [[Cumberland (roca)|Cumberland]]. Los microbios podrían estar viviendo en Marte mediante la obtención de energía a partir de los desequilibrios químicos entre minerales en proceso [[litótrofo|quimiolitótrofos]] que significa "comer roca."<ref name="SCI-2013-Grotzinger">{{cite journal |author=Grotzinger, J. |display-authors=etal |year=2013 |title=A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars |journal=[[Science (journal)|Science]]|doi=10.1126/science.1242777 |bibcode = 2014Sci...343A.386G |pmid=24324272 |volume=343 |pages=1242777}}</ref> Sin embargo, en este proceso sólo está implicada una muy pequeña cantidad de carbono — mucho menos que el encontrado en Yellowknife Bay.<ref name="SCI-2013-Kerr">{{cite journal |author=Kerr, R. |display-authors=etal |year=2013 |title=New Results Send Mars Rover on a Quest for Ancient Life. |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=342 |number=6164|pages=1300–1301 |doi=10.1126/science.342.6164.1300 |pmid=24337267}}</ref><ref name="SCI-2013-Ming">{{cite journal |author=Ming, D. |display-authors=etal |year=2013 |title=Volatile and Organic Compositions of Sedimentary Rocks in Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars. |journal=[[Science (journal)|Science]]
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Utilizando el [[espectrómetro de masas]] SAM, los científicos midieron los [[isótopo]]s de [[helio]], [[neón]] y [[argón]] que los [[Rayo cósmico|rayos cósmicos]] producen a medida que profundizan en la roca. Los isótopo encontrados han sido sobre todo en rocas que están cercanas a la superficie. El Curiosity perforó una roca que había en el lecho de un lago que tenía aproximadamente 4000 millones de años de edad, el lecho se secó hace aproximadamente 30 millones y 110 milones de años, la erosión del viendo parte de la roca. Tras este descubrimiento, se espera encontrar lugares que tengan una edad más actual de decenas de millones de años menos mediante perforaciones cerca de afloramientos en voladizo.[<ref name="SCI-2013-Farley">{{cite journal |author=Farley, K. |display-authors=etal |year=2013 |title=In Situ Radiometric and Exposure Age Dating of the Martian Surface. |journal=[[Science (journal)|Science]]|doi=10.1126/science.1247166 |bibcode = 2014Sci...343F.386H |volume=343 |pages=1247166 |pmid=24324273}}</ref>

Se ha medido la dosis absorbida y la dosis correspondiente de rayos cósmicos y [[Partícula energética solar|partículas energéticas solares]] en la superficie de Marte en los ~300 días de estudio durante el máximo solar actual. Estas mediciones son necesarias para futuras misiones tripuladas al planeta, para estimar los tiempos de supervivencia de cualquier tipo de vida posible microbiana existente o en el pasado, y estimar cuánto tiempo pueden conservarse [[biofirma]]s orgánicos potenciales. Este estudio se realiza profundizando unos pocos metros para acceder a posibles tipos de [[biomolécula]]s.<ref name='RAD January 2014'>{{cite journal | title = Mars’ Surface Radiation Environment Measured with the Mars ScienceLaboratory’s Curiosity Rover | journal = Science | date = 24 January 2014 | first = Donald M. | last = Hassler | volume = 343 | issue = 6169| id = | url = http://authors.library.caltech.edu/42648/1/RAD_Surface_Results_paper_SCIENCE_12nov13_FINAL.pdf | format = PDF | accessdate = 2014-01-27 | doi=10.1126/science.1244797 | pmid=24324275 | pages=1244797|display-authors=etal|bibcode = 2014Sci...343D.386H }}</ref> La medición de la dosis absorbida por el [[Radiation Assessment Detector]] (RAD) es de 76 mGy/año en la superficie. Tras obtener los resultados, se estimó que en una órbita a Marte con una duración de 180 días en cada sentido, y 500 días sobre la superficie para realizar un año marciano, un astronauta se expondría a una dosis total equivalente de ~ 1,01 [[sievert]]. La exposición a 1 sievert está asociada a un aumento del 5% de riesgo de desarrollo de cáncer mortal. El límite actual permitido por la NASA con el que los astronautas pueden operar en órbitas terrestres bajas es el 3%.<ref name="SREF-20131209">{{cite web|authors=Staff |title=Understanding Mars' Past and Current Environments|url=http://spaceref.com/mars/understanding-mars-past-and-current-environments.html|date=December 9, 2013 |work=[[NASA]] |accessdate=December 20, 2013 }}</ref> El máximo blindaje contra los rayos cósmicos galácticos se puede obtener a 3 metros bajo el suelo de Marte.<ref name="SCI-2013-Hassler">{{cite journal |author=Hassler, D. |display-authors=etal |year=2013 |title=Mars’ Surface Radiation Environment Measured with the Mars Science Laboratory’s Curiosity Rover.|journal=[[Science (journal)|Science]]|doi=10.1126/science.1244797 |pmid=24324275 |volume=343 |issue=6169 |pages=1244797|bibcode = 2014Sci...343D.386H }}</ref>


== Referencias ==
== Referencias ==

Revisión del 19:29 2 ago 2017

La composición de Marte cubre la rama de la geología de Marte que describe de qué está compuesto el planeta Marte.

"Hottah" formación rocosa en Marte – Cauce[1]​[2]​[3]​ visto por el Curiosity (12 de septiembre de 2012, balance de blancos) (original) (muestra) (versión 3-D).

Composición elemental

Como en la Tierra, Marte es un planeta con diferencias, lo que significa que tiene un núcleo formado por hierro-níquel, un manto, y una corteza de silicatos menos densa.[4]​ El representativo color rojo del planeta es debido a la cantidad de óxido de hierro existente en su superficie.

Gran parte de los elementos más abundantes se pueden detectar de forma remota desde naves espaciales en órbita. Este mapa muestra la concentración en la superficie (porcentaje de peso) de silicio, basado en datos procesados desde el Espectrómetro de Rayos Gamma (GRS) a bordo de la nave espacial Mars Odyssey. Para otros elementos también se han sacado mapas similares.

Mucho de lo que conocemos acerca de la composición elemental de Marte proviene de naves espaciales en órbita y módulos de aterrizaje. (Véase el artículo Exploración de Marte) la mayoría de las naves espaciales portan espectrómetros y otros instrumentos que sirven para medir la composición de la superficie del planeta por cualquiera de los medios de teledetección, ya sea desde la órbita o de análisis in situ sobre la superficie. También por las muestras en forma de meteoritos provenientes de Marte que han terminado cayendo en la Tierra. Los meteoritos marcianos (a menudo llamados SNC, por Shergottites, Nakhlitos y Chassignites[5]​—designación de los primeros grupos de meteoritos que está demostrado que tienen un origen marciano) proporcionar datos sobre la composición química de la corteza y el interior de Marte que de otro modo no podría estar disponible excepto por misiones con posibilidad de retorno de muestras.

Planeta Marte - gases más abundantes - (Curiosity, octubre de 2012).

Basándose en las fuentes de esas bases de datos, los científicos creen que los elementos más abundantes químicos en la corteza de Marte, además de silicio y oxígeno, son: hierro, magnesio, aluminio, calcio, y potasio. Estos elementos son los componentes principales de los minerales que comprenden rocas ígneas,[6]​ otros elementos como titanio, cromo, manganeso, azufre, fósforo, sodio y cloro son menos abundantes,[7]​[8]​ aún así también son componentes importantes de muchos minerales accesorios[9]​ en rocas y de minerales secundarios (productos de meteorización) en el polvo y suelos (regolito). El hidrógeno está presente en forma de agua (H2O), hielo y en minerales hidratados. También se detectó carbono como dióxido de carbono (CO2) en la atmósfera y a veces en hielo seco en los polos. También se ha detectado una cantidad desconocida de carbono concentrada en carbonatos. El nitrógeno molecular (N2) compone el 2,7 por ciento de la atmósfera. Por lo que sabemos, los compuestos orgánicos no existen hasta el momento[10]​ excepto una traza de metano detectada en la atmósfera.[11]​[12]​

El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó que el Rover Curiosity detectó "picos", probablemente localizado, de cantidades de metano en la atmósfera de Marte. Tras las toma de muestras, las mediciones dieron como resultado que la cantidad de metano era "una docena de veces superor después de 20 meses", mostrando aumentos a finales de 2013 y principios de 2014, siendo un promedio de "7 partes de metano por mil millones en la atmósfera." Antes y después de eso, las lecturas promedio de alrededor de una décima parte de ese nivel.[13]​[14]​

Los elementos que componen el planeta son levemente distintos a los de la Tierra en varios aspectos importantes. En primer lugar, el análisis de meteoritos de Marte sugiere que el manto del planeta es aproximadamente dos veces más rico en hierro como el manto de la Tierra.[15]​[16]​En segundo lugar, su núcleo es más rico en azufre.[17]​ En tercer lugar, el manto de Marte es más rico en potasio y fósforo que la Tierra y en cuarto lugar, la corteza de Marte contiene un mayor porcentaje de elementos volátiles tales como el azufre y el cloro que la corteza terrestre. Muchas de estas conclusiones están cotejadas por análisis in situ de rocas y suelos en la superficie de Marte.[18]​

Mineralogía y petrología

Planeta Marte - gases volátiles - (Curiosity, october 2012).

Marte es fundamentalmente un planeta de roca ígnea. Las rocas encontradas en la superficie y en la corteza están formadas predominantemente por minerales cristalizados a partir del magma. La mayor parte de nuestro conocimiento sobre dicha composición proviene de los datos espectroscópicos de naves espaciales en órbita, en análisis in situ de rocas y suelos, a partir de seis puntos de de aterrizaje, y el estudio de los meteoritos marcianos.[19]​ Los espectrómetros actualmente en órbita son THEMIS (Mars Odyssey), OMEGA (Mars Express), y CRISM (MRO). Los dos vehículos de exploración de Marte llevan cada uno un Alpha Particle X-ray Spectrometer (APXS), un espectrómetro de emisión térmica (Mini-TES), y un espectrómetro Mössbauer para identificar minerales en la superficie.

El 17 de octubre de 2012, el Rover Curiosity en el sitio conocido como "Rocknest" en el planeta Marte, realizó el primer análisis de difracción de rayos X en suelo marciano. Los resultados del analizador CheMin del rover revelaron la presencia de varios minerales, entre los que se incluyen feldespato, piroxeno y olivino, concluyendo que el suelo marciano de esa muestra es muy similar a los suelos que se pueden encontrar en las muestras basálticas que emiten los volcanes de Hawai.[20]​

Rocas y minerales primarios

Rocas destacables en Marte
Adirondack
(Spirit) 		Barnacle Bill
(Mars Pathfinder) 		Bathurst Inlet
(Curiosity) 		Big Joe*
(Viking) 		Block Island
(Opportunity) M 		Bounce
(Opportunity) 		Coronation
(Curiosity) 		El Capitan
(Opportunity)
Esperance*
(Opportunity) 		Goulburn
(Curiosity) 		Heat Shield
(Opportunity) M 		Home Plate
(Spirit) 		Hottah
(Curiosity) 		Jake Matijevic
(Curiosity) 		Last Chance
(Opportunity) 		Link
(Curiosity)
Mackinac Island
(Opportunity) M 		Mimi*
(Spirit) 		Oileán Ruaidh
(Opportunity) M 		Pot of Gold
(Spirit) 		Rocknest 3
(Curiosity) 		Shelter Island
(Opportunity) M 		Tintina
(Curiosity) 		Yogi
(Mars Pathfinder)
Notas: * = El artículo enlazado trata sobre la misión que encontró esta roca; M = Meteoritos de Marte - (
Esta caja:
)

Las áreas oscuras de Marte se caracterizan por la concentración de rocas máficas cuyos componentes principales son minerales como olivino, piroxeno, y feldespato plagioclasa. Estos minerales son los constituyentes primarios de basalto, roca volcánica oscura que también se encuentra en la corteza oceánica de la Tierra y en los mares de la Luna.

Mars Odyssey THEMIS imagen en falso color de los basaltos de olivino en el Valle Marineris. Las capas ricas en olivino aparecen de color púrpura.
Primer espectro láser de elementos químicos de la ChemCam del Curiosity (roca "Coronación", 19 de agosto de 2012).

El olivino se encuentra en todo el planeta, aunque algunas de las mayores concentraciones están en Nili Fossae, área que contiene rocas del periodo marciano Noachian. Otro gran afloramiento rico en olivino se da en Ganges Chasma, una sima en el lado oriental de Valles Marineris.[21]​ El olivino suele meteorizarse en minerales de arcilla, fácilmente en presencia de agua, por lo tanto, las áreas con grandes afloramientos de roca olivino son indicativas de que el agua líquida no ha sido abundante desde la formación de las rocas.[5]​

El piroxeno también es otro mineral muy extendido por toda la superficie. Tanto bajo contenido en calcio (orto) como alto contenido de calcio (clino-) los piroxenos están presentes, en las variedades de alto en calcio asociados con jóvenes escudos volcánicos y las formas de bajo en calcio (enstatita) más común en antiguos terreno de montaña. Debido a que el enstatite funde a una temperatura superior a su primo de alto contenido de calcio, algunos investigadores han argumentado que su presencia en las tierras altas indica que los magmas más antiguos de Marte tenían temperaturas más altas que los más jóvenes.[22]​

Entre los años 1997 y 2006, el Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) a bordo de la nave espacial Mars Global Surveyor (MGS) mapeó la composición mineral global del planeta.[23]​ Identificó dos unidades volcánicas escala mundial en Marte: Superficie Tipo 1 (ST1) que caracteriza las tierras altas del periodo Noachian y se compone de plagioclasa y clinopiroxeno ricos en basaltos inalterados. Superficie Tipo 2 (ST2) es común en las llanuras más recientes del norte con una diferencia, es más rico en sílice que ST1.

Primera vista de suelo marciano de difracción de rayos X -. El análisis CheMin revela feldespato, piroxenos, olivino y otros (Curiosity "Rocknest", 17 de octubre de 2012).[20]​

Las lavas encontradas en ST2 fueron identificadas como andesitas o andesitas basálticas, indicando que las lavas de las llanuras del norte se habrían originado a partir de magmas rico en volátiles, más evolucionados químicamente.[24]​ (Véase diferenciación magmática y cristalización fraccionada.) Sin embargo, otros investigadores sugirieron que ST2 representa antiguos basaltos con delgados revestimientos de vidrio de sílice o de otros minerales secundarios que se formaron a través de la interacción con agua o hielo y otros materiales.[25]​

Composición de la roca "Yellowknife Bay" - vetas de roca tienen más altos contenidos en calcio y azufre que el suelo "Portage" - resultados del APXS - Curiosity (marzo de 2013).

También es cierto que están presentes rocas intermedias y félsicas en Marte, aunque son difíciles de encontrar. Los espectrómetros TES y THEMIS de la nave espacial Mars Odyssey identificaron rocas con elevado contenido en sílice en Syrtis Major y cerca del borde del sudoeste del cráter Antoniadi. La rocas tienen espectros que indican que son semejantes a dacitas y granitoides ricos en cuarzo, lo que sugiere que al menos algunas zonas de la corteza marciana pueden tener una diversidad de rocas ígneas similares a las de la Tierra.[26]​ Algunos datos geofísicos sugieren que la mayor parte de la corteza marciana está compuesta por andesita o andesita basáltica. La corteza andesitica está oculta por la superposición de lavas basálticas que dominan la composición de la superficie, pero que son volumétricamente menores.[4]​

Las rocas estudiadas por el Spirit en el cráter Gusev se pueden clasificar de diferentes maneras. Las cantidades y tipos de minerales están compuestos por antiguas rocas basálticas, también llamados basaltos picritico, son similares a antiguas rocas terrestres conocidas como komatiítas basálticas. Las rocas de las llanuras también se parecen a las shergottites basálticas, meteoritos que vinieron de Marte. Un sistema de clasificación compara la cantidad de elementos alcalinos a la cantidad de sílice en un gráfico; en este sistema, las llanuras Gusev se encuentran cerca de una fusón de basalto, picrobasalto, y tefita. La clasificación Irvine-Barager los identifica como basaltos.[27]​

'Curiosity - vista de lutita "Sheepbed" (abajo a la izquierda) y su entorno (14 de febrero de 2013).

El 18 de marzo de 2013, la NASA informó que las pruebas realizadas con las herramientas del Curiosity sobre la reacción de hidratación en los minerales, detectaron lo que podría ser sulfato de calcio hidratado en varias muestras de rocas, incluyendo trozos de fragmentos de las rocas denominadas "Tintina" y "Sutton inlier", así como en las vetas y nódulos en la roca denominada "Knorr" y "Wernicke".[28]​[29]​[30]​ El resultado del análisis realizado por el detector del Curiosity DAN da evidencias de existencia de agua en el subsuelo de alrededor de un 4%, hasta una profundidad de 60 cm (2,0 pies), durante su desplazamiento desde el lugar donde aterrizó el Curiosity (Bradbury Landing) ubicado en la Yellowknife Bay en la zona denominada Glenelg.[28]​

Modelo de retiro de escarpe por la arena o por el viento a lo largo del tiempo en Marte (Yellowknife Bay, 9 de diciembre de 2013).

En la edición de septiembre de 2013 de la revista Science, los investigadores describen un tipo diferente de roca a la que llaman "Jake M" o "Jake Matijevic (rock)," Fue la primera roca analizada por el Alpha Particle X-ray Spectrometer del Curiosity, siendo distinta al resto de rocas ígneas marcianas conocidas, ya que es alcalina (> 15% nefelina normativa) y es relativamente fraccionable. Es similar a las mugearitas terrestres, que se suelen encontrar en las islas oceánicas y las grietas continentales. Este descubrimiento es indicativo de que los magmas alcalinos pueden ser más comunes en Marte que en la Tierra y que Curiosity podrían encontrar más rocas alcalinas fraccionables (por ejemplo, fonolitas y traquitas).[31]​

Agujero (1,6 cm (0,6 plg)) perforado en la lutita "John Klein"
Análisis Espectral (SAM) de la lutita "Cumberland"
Estructura arcillosa de la lutita.
El rover Curiosity examina lutita cerca de Yellowknife Bay en Marte (mayo de 2013).

En el número de diciembre de 2013 de la revista Science, se publican seis artículos donde investigadores de la NASA describen algunos descubrimientos nuevos realizados por el Curiosity. Se encuentra posibless sustancias inexplicables por la contaminación.[32]​[33]​ Aparte del carbono orgánico originario de Marte, sólo se podría entender que pudiera haber sido traido por meteoritos externos que aterrizaron en en el planeta.[34]​[35]​[36]​ Debido a que gran parte del carbono fue liberado a una temperatura relativamente baja el equipo del Curiosity, Sample Analysis at Mars (SAM), da como resultado que no formaba parte de la muestra. El carbono podría provenir de organismos pero aún no ha sido confirmado. La muestra se toma mediante perforación de 5 centímetros de profundidad en la roca denominada “Sheepbed mudstone” ubicada en Yellowknife Bay. Las muestras fueron nombradas John Klein y Cumberland. Los microbios podrían estar viviendo en Marte mediante la obtención de energía a partir de los desequilibrios químicos entre minerales en proceso quimiolitótrofos que significa "comer roca."[37]​ Sin embargo, en este proceso sólo está implicada una muy pequeña cantidad de carbono — mucho menos que el encontrado en Yellowknife Bay.[38]​[39]​

Utilizando el espectrómetro de masas SAM, los científicos midieron los isótopos de helio, neón y argón que los rayos cósmicos producen a medida que profundizan en la roca. Los isótopo encontrados han sido sobre todo en rocas que están cercanas a la superficie. El Curiosity perforó una roca que había en el lecho de un lago que tenía aproximadamente 4000 millones de años de edad, el lecho se secó hace aproximadamente 30 millones y 110 milones de años, la erosión del viendo parte de la roca. Tras este descubrimiento, se espera encontrar lugares que tengan una edad más actual de decenas de millones de años menos mediante perforaciones cerca de afloramientos en voladizo.[[40]​

Se ha medido la dosis absorbida y la dosis correspondiente de rayos cósmicos y partículas energéticas solares en la superficie de Marte en los ~300 días de estudio durante el máximo solar actual. Estas mediciones son necesarias para futuras misiones tripuladas al planeta, para estimar los tiempos de supervivencia de cualquier tipo de vida posible microbiana existente o en el pasado, y estimar cuánto tiempo pueden conservarse biofirmas orgánicos potenciales. Este estudio se realiza profundizando unos pocos metros para acceder a posibles tipos de biomoléculas.[41]​ La medición de la dosis absorbida por el Radiation Assessment Detector (RAD) es de 76 mGy/año en la superficie. Tras obtener los resultados, se estimó que en una órbita a Marte con una duración de 180 días en cada sentido, y 500 días sobre la superficie para realizar un año marciano, un astronauta se expondría a una dosis total equivalente de ~ 1,01 sievert. La exposición a 1 sievert está asociada a un aumento del 5% de riesgo de desarrollo de cáncer mortal. El límite actual permitido por la NASA con el que los astronautas pueden operar en órbitas terrestres bajas es el 3%.[42]​ El máximo blindaje contra los rayos cósmicos galácticos se puede obtener a 3 metros bajo el suelo de Marte.[43]​

Referencias

  1. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas NASA-20120927
  2. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas NASA-20120927a
  3. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas AP-20120927
  4. ↑ a b Nimmo, Francis; Tanaka, Ken (2005). «Early Crustal Evolution Of Mars». Annual Review of Earth and Planetary Sciences 33 (1): 133-161. Bibcode:2005AREPS..33..133N. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. 
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