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Buscando vida en Marte:
Una crónica astrobiológica de la exploración robótica de Marte.
Alberto G. Fairén
Centro de Biología Molecular, Universidad Autónoma de Madrid.
Seminario de Ciencias Planetarias, Universidad Complutense de Madrid.
 
Posiblemente, el empuje más poderoso de la exploración espacial sea la búsqueda de seres vivos con los que compartir nuestro sitio en el Cosmos. Apenas comenzada la aventura, nuestro vecino Marte ha sido y es parada obligatoria. Decenas de exploradores han partido ya hacia su superficie, en la esperanza de hallar pruebas de actividad biológica. Tres de ellos acaban de llegar. Ésta es una breve semblanza de la historia de tales proyectos.
e nuevo, la humanidad ha llegado este año a la superficie de Marte con tres exploradores especialmente preparados para buscar huellas de vida activa o de registro geológico y geoquímico de vida ancestral. Con estas cuatro misiones, hasta la fecha se han enviado 37 sondas no tripuladas desde la Tierra, de las cuales sólo 15 han llegado a Marte con éxito (Tabla 1). Los resultados de sus investigaciones han ocupado miles de volúmenes y de páginas web. Intentemos hacer un breve recorrido cronológico por los más relevantes descubrimientos astrobiológicos de estos proyectos.
1962-1974: Los pioneros.
Buscando vida en Marte
Figura 2: Mapa de la región al sur de Amazonis Planitia producido a partir de las imágenes 7 y 8 de Mariner 4, obtenidas el 15 de julio de 1965. Muestra un terreno intensamente craterizado, de aspecto lunar. (JPL/NASA).
Las primeras sondas de exploración marciana fueron lanzadas por la Agencia Espacial de la Unión Soviética. En 1962, enviaron la nave Marte 1, pero a mitad del recorrido fallaron las transmisiones y la sonda se perdió. En 1964 ocurrió algo muy similar con la Zond 2. Pero ese mismo año la NASA envió la Mariner 4, que sobrevoló Marte a 9000 km de altura en julio de 1965, consiguiendo tomar 22 fotografías. Las imágenes revelaron un planeta desértico de aspecto lunar, muy poco prometedor para la Biología de la época (Figura 2). Mariner 4 hizo también un experimento de ocultación, que sirvió para determinar algunas características de la atmósfera de Marte, como su escasa densidad (una presión media entre 4.1 y 7 mb). Las conclusiones fueron demoledoras para la incipiente Astrobiología de la década de los sesenta: Marte era un desierto frío, seco y estéril, asolado por radiación ultravioleta.

Afortunadamente, la exploración continuó, en la esperanza de mejorar la resolución de los datos obtenidos, muy deficiente si el objetivo era determinar la presencia de vida. Mariner 6 y 7 enviaron muchas más fotografías y, en 1971, la sonda soviética Marte 3* fue la primera en tomar tierra, aunque estuvo activa muy poco tiempo. En noviembre de ese mismo año, la Mariner 9 se puso en órbita alrededor del planeta, consiguiendo miles de fotografías.

En ellas, por vez primera, aparecía la gran depresión del tercio norte de Marte, Vastitas Borealis, el supuesto lecho del gran océano marciano; así como el casquete glaciar del polo norte (Figura 3).

Figura 3: Imagen MTVS 4297-47, primera del polo norte de Marte, obtenida el 12 de octubre de 1972 por la Mariner 9.
La capa de hielo cubre un área de 1000 km
de lado.
(JPL/NASA).
Buscando vida en Marte
También enormes cauces secos serpenteantes de cientos de kilómetros de longitud que evidenciaban un pasado con grandes torrenteras circulando sobre la superficie marciana. De hecho, solamente los canales alrededor de la cuenca Chryse habrían albergado un caudal conjunto del orden de diez mil veces el Amazonas. También las soviéticas Marte 6 y 7 enviaron algunos datos en 1973. Sin embargo, todos los resultados parecían confirmar que Marte estaba biológicamente inactivo. Se hacía necesario llegar hasta la superficie del planeta y analizar sus componentes con completos equipos bioquímicos.
(*) Tanto la sonda Mars 3, como la Mars 2, transportaban también los primeros "rovers" marcianos.
1975: La exploración alcanza la mayoría de edad: las sondas Viking.
La expedición Viking constaba de dos orbitadores y dos plataformas de aterrizaje, que se situaron separadas por más de 5000 km. Viking 1 aterrizó en Chryse Planitia, y Viking 2 en Utopia Planitia, y estuvieron activas varios años, mientras los orbitadores continuaban las observaciones. De los cinco experimentos biológicos que incorporaban las Viking, dos se basaban en análisis espectrales y fotográficos; mientras que los tres restantes estaban basados en la recogida de muestras del regolito marciano y en su posterior análisis en los laboratorios integrados en las propias naves.

El análisis con un espectrómetro de masas acoplado a un cromatógrafo de gases determinó que en Marte no hay cantidad alguna de materia orgánica: calentando muestras del suelo marciano a temperaturas de cerca de 500ºC, las moléculas orgánicas deberían ser fácilmente detectadas. Sin embargo, el resultado fue negativo. Y el reconocimiento fotográfico tampoco derivó ningún resultado concluyente.
Los experimentos biológicos de Viking
Figura 4: Los experimentos biológicos de Viking. Izquierda: Pyrolitic Release Experiment; centro: Gaz Exchange Experiment; derecha: Labeled Release Experiment. (The Cambridge Atlas of Astronomy).
Los análisis bioquímicos se realizaron tomando pequeñas muestras del suelo marciano y colocándolas en tres placas diferentes (Figura 4). En la primera (Pyrolytic Release Experiment) se inyectaron CO2 y CO marcados radiactivamente, y luego se iluminó con una radiación idéntica a la que incide sobre Marte (excepto el ultravioleta) durante cinco días para determinar si había algún proceso de absorción de la radiación por parte de algún componente del regolito, que conllevara asimilación de carbono. Al calentar la muestra, los posibles compuestos incorporados serían fáciles de detectar. Aunque el resultado fue positivo en siete de los nueve análisis efectuados, se concluyó que el proceso no implicaba la participación de seres vivos. En la segunda placa (Gaz Exchange Experiment), se añadieron dióxido de carbono, kriptón y helio también marcados radiactivamente junto con una solución acuosa rica en compuestos orgánicos, y se incubó con calor, para estudiar la liberación posterior de gases como dióxido de carbono, metano o nitrógeno. De nuevo, los resultados del cromatógrafo de gases fueron positivos, aunque también se determinó que los procesos observados respondían a reacciones químicas inorgánicas. En el tercer experimento (Labeled Release Experiment), la muestra se colocó en una placa que contenía una solución nutritiva marcada radiactivamente. Si había organismos vivos, se esperaba que tomaran los nutrientes (formiatos, lactatos, aminoácidos) y los procesaran, tal vez produciendo gases carbonosos que incorporaran el marcaje radiactivo. El gas marcado apareció efectivamente tras los análisis, pero la explicación final del proceso se redujo a un conjunto de reacciones químicas inorgánicas que incluían compuestos radiactivos de las familias de superóxidos y peróxidos.

Sin embargo, un equipo de la Universidad de California revisó a finales de 2001 los resultados del tercer experimento y abrió nuevas perspectivas. En realidad, la producción de los gases marcados seguía un ritmo circadiano muy preciso, de 24.66 horas terrestres, exactamente la duración del día marciano. La emisión se producía siguiendo la variación térmica día/noche en el interior de la nave, de sólo 2º, muy inferior a la que tiene lugar en la superficie de Marte, de hasta 50º. Y este tipo de ritmos circadianos asociados a variaciones térmicas están bien descritos en microorganismos de la Tierra. Además, los superóxidos son degradados rápidamente en solución acuosa, y los experimentos de Viking se prolongaron durante nueve semanas seguidas. En realidad, parece que los resultados negativos originales fueron consecuencia de una interpretación parcial de los datos obtenidos. Pero no es menos cierto que las conclusiones distan mucho de parecer definitivas. En cualquier caso, fueron los análisis biológicos realizados in situ más completos y complejos que se han llevado a cabo jamás sobre la superficie de otro mundo. Y pasarían casi 25 años antes de que nuevas sondas tomaran el relevo de las Viking para el análisis de Marte desde un punto de vista biológico.
1996-1997. Mars Pathfinder y el recorte presupuestario.
La relevancia astrobiológica de la sonda Pathfinder, la primera que se posó sobre Marte después de la era Viking, fue reducida. En realidad, esta misión de bajo coste fue diseñada para obtener resultados que llegaran fácilmente al gran público. Sin embargo, sí reveló algún dato clarificador. Por ejemplo, las cámaras CCD que incorporaba desvelaron que en el lugar de aterrizaje elegido (la desembocadura de Ares Vallis, uno de los grandes cauces que terminan en Chryse Planitia) abundaban las rocas redondeadas, sin aristas, similares a los conglomerados terrestres, típicos productos de la erosión fluvial o costera (Figura 5), sólo explicables por la acción dinámica del agua sobre ellas durante largo tiempo. Asimismo, el espectrómetro de rayos X ayudó a determinar la composición de las rocas; y el Instrumento de Estructura Atmosférica (ASI/MET) informó sobre la temperatura, presión y densidad de las distintas capas de la atmósfera de Marte que la sonda atravesó durante su descenso.
Buscando vida en Marte
Figura 5: Fragmento de la imagen IMP-Gallery-Pan en la desembocadura de Ares Vallis, a la vista de Mars Pathfinder el 5 de octubre de 1997. El rover Sojourner examina la roca bautizada como Yogui, una andesita erosionada por la corriente de agua que bajaba de izquierda a derecha de la fotografía por el gran canal. Obsérvese la cantidad de bloques redondeados que jalonan el lecho de Ares Vallis. (LPL/JPL/NASA).
1996: La revolución de Mars Global Surveyor.
Mars Global Surveyor (MGS), por el contrario, sí ha suministrado datos de enorme interés para el conocimiento de los ambientes marcianos primitivos y su capacidad para generar y mantener vida. Sus objetivos iniciales (trazar un mapa topográfico global de Marte, así como estudiar su magnetismo, la composición mineral de la superficie y la dinámica atmosférica) han sido ampliamente cumplidos. Tanto es así, que nuestro conocimiento de Marte ha cambiado en gran medida con las aportaciones de este proyecto.

En sus imágenes de detalle MGS ha descubierto afloramientos de sedimentos horizontales erosionados que muestran las relaciones estratigráficas de las rocas sedimentarias, y que prueban la estabilidad temporal de grandes masas de agua en la superficie de Marte (Figura 6a); además, ha proporcionado evidencias definitivas de que el agua fluyó sobre Marte durante tiempo prolongado (Figura 6b,c).
Buscando vida en Marte
Figura 6a: Simulación 3D de parte de las rocas sedimentarias que cubren casi totalmente el interior de un cráter de 64 km de diámetro al oeste de Arabia Terra (8ºN, 7ºW), según la imagen M18-01349, obtenida en agosto de 2000 por la Mars Orbiter Camera (MOC) a bordo de la Mars Global Surveyor. (MSSS/NASA).
 
Buscando vida en Marte
 
Buscando vida en Marte
Figura 6b: Canal formado por la acción del agua durante tiempo prolongado, como evidencia la formación de meandros. Porción de la imagen MOC2-543, obtenida en marzo de 2003. (MSSS/NASA).
Figura 6c: Canales y depósitos sedimentarios a diferentes niveles, indicando una compleja y longeva historia de procesos relacionados con el agua líquida en superficie. Porción de la imagen MOC2-543. (MSSS/NASA).
 
Incluso es posible que aún se conserven bolsas aisladas de agua subterránea: MGS ha enviado imágenes de ciertas formas similares a derrubios y avalanchas, con canales de drenaje en la base, que parecen originadas por escorrentía superficial de agua líquida en forma de lodos, proveniente tal vez de fuentes de agua a escasa profundidad manando en épocas virtualmente contemporáneas (Figura 7).

Buscando vida en Marte
Figura 7: Imagen de un cráter en el hemisferio sur de Marte (65ºS, 15ºW) que muestra evidencias de agua líquida fluyendo en época muy reciente. Los canales oscuros del borde izquierdo de la fotografía transportan sedimentos por escorrentía subsuperficial hacia la base del cráter, donde se acumulan en forma de capas oscuras. Imagen MRPS88923 de Mars Global Surveyor, obtenida el 29 de diciembre de 1997. (NASA).
Por otra parte, los datos de MGS mostraron que, durante algún tiempo, en Marte debió funcionar un campo magnético planetario de magnitud significativa: el análisis magnético desveló la presencia de bandas magnéticas con polaridad alterna, similares a las que se forman en las dorsales oceánicas terrestres al emerger magma enriquecido en metales a través de las líneas de fractura que, al enfriarse, forma corteza nueva; esta corteza queda magnetizada según la polaridad del campo magnético en ese momento, pues los polos magnéticos de la Tierra se invierten cada 100.000 años aproximadamente. Al final, la alternancia de bandas con diferente polaridad proporciona un registro de la dinámica litosférica (Figura 8). Las bandas descubiertas en Marte pudieran no obstante estar originadas en flujos de lava volcánica, o en una combinación de ambos fenómenos. En todo caso, proporcionan una prueba inequívoca de que durante algún periodo de su historia funcionó en Marte un campo magnético de cierta entidad, lo que corrobora la hipótesis de que el planeta mantuvo su calor interno durante un tiempo significativo. La presencia de un campo magnético planetario es esencial para la vida, ya que evita la pérdida masiva de hidrógeno en el espacio, bloqueando las radiaciones solares de gran intensidad (responsables de la fotodisociación del vapor de agua atmosférico) y desvía el flujo de viento solar capaz de barrer el hidrógeno asentado en las capas altas de la atmósfera por ser más ligero; en definitiva, mantiene la estabilidad de la atmósfera y de la hidrosfera. Además, la energía interna es un factor esencial para mantener una dinámica cortical capaz de regenerar el dióxido de carbono (CO2), evitando su retención en forma de carbonatos y manteniendo una presión atmosférica suficiente para asegurar la estabilidad del agua en fase líquida.
Buscando vida en Marte
Figura 8: Proceso de formación del bandeado magnético sobre una superficie planetaria (Zuber, 2003). Como resultado, en Marte han quedado impresas estas bandas de polaridad alterna, que prueban la presencia de un campo magnético bipolar en el principio de su historia.
(J. Connerney et al., 2001).
El Espectrómetro de Emisión Termal (TES) de MGS fue el encargado de realizar los análisis sobre composición superficial que descubrieron la ausencia de carbonatos y la presencia de olivinos. Además, MGS envió imágenes de formaciones glaciares que sugieren que Marte sigue siendo un mundo geológicamente activo: en ambos hemisferios y de forma simétrica, desde latitudes medias hasta los polos, se puede observar una ingente cantidad de depósitos estratificados horizontalmente, ricos en hielo y de varios metros de espesor (Figura 9). Tales depósitos parecen haberse formado durante una edad del hielo muy reciente, ocurrida hace entre 2100 y 400 millones de años. Su origen se atribuye a variaciones pronunciadas en la oblicuidad del eje de giro del planeta, de tal forma que valores próximos a los 30º o 35º producirían cambios en la estabilidad del hielo de los polos al estar más insolados. Por tanto, al contrario que en la Tierra, en Marte los glaciares alcanzarían latitudes medias cuando se elevara la temperatura en los polos y se produjera el consiguiente transporte de agua hacia el ecuador.
Buscando vida en Marte
Figura 9: Distribución de los depósitos glaciares sobre la superficie de Marte, e imagen de detalle de una lengua glaciar. (Head et al., 2003).
En definitiva, MGS cambió nuestra concepción de Marte. Pero aún quedaba por resolver el gran problema de la exploración marciana: ¿dónde está hoy la gran cantidad de agua que tuvo Marte durante el Noeico?
2001: Mars Odyssey y el hielo en Marte.
Mars Odyssey fue lanzada el 7 de abril de 2001, y se situó en órbita de Marte a finales de octubre de 2002. Llevaba a bordo un espectrómetro de rayos gamma, constituido por un sensor de rayos gamma (GRS), un espectrómetro de neutrones (NS) y un detector de neutrones de alta energía (HEND), sistemas que han servido para detectar el volumen de hidrógeno en el subsuelo, determinando así la presencia de una considerable cantidad de hielo de agua en el regolito marciano.

La técnica no es conceptualmente compleja: los rayos cósmicos, constituidos por partículas de alta energía (fundamentalmente protones) que viajan a velocidades próximas a la de la luz, llegan a la superficie de Marte y colisionan con el núcleo de alguno de los átomos que forman la litosfera. Cuando esto sucede, se generan muchas otras partículas, sobre todo protones y neutrones, que son emitidos en diferentes direcciones, pudiendo colisionar unos con otros. Esto genera una cascada de protones en los primeros metros sobre la superficie de Marte, ya que las partículas generadas en el impacto adquieren a su vez grandes velocidades, aunque menores que la que tenía la partícula impactante. Los neutrones pierden mucha más energía y se deceleran, moviéndose a velocidades comparables a la de los átomos de la superficie. Por tanto, estos neutrones pueden ser ahora absorbidos por algún átomo del suelo, proceso que conlleva la emisión de radiación gamma por parte de esta especie atómica como medio para recuperar el equilibrio energético que ha perdido en la captura. Y la energía de esta radiación es característica de la especie atómica que atrapa la partícula. La radiación propia del hidrógeno es la que ha sido medida en la Mars Odyssey con el GRS.

Buscando vida en Marte
Figura 10: Mapa del flujo de neutrones obtenido por la Odyssey. Los tonos azules indican áreas en las que el contenido inferido en hielo de la superficie (hasta 80 cm de profundidad) es elevado.
(Boynton et al., 2002).
Además, también se ha procedido a medir la velocidad de los neutrones con el NS y el HEND, ya que la deceleración que les confiere el choque con un átomo de hidrógeno es notablemente superior a la derivada de la colisión con cualquier otro material. Y, efectivamente, ha aparecido una sobreabundancia de neutrones moviéndose a baja velocidad en ciertas zonas, sobre todo alrededor del polo sur (Figura 10).

De igual forma, la combinación de datos del espectrómetro de rayos gamma y de una cámara de infrarrojos ha servido para determinar la abundancia y distribución de algunos elementos en la superficie, tales como el oxígeno, el carbono, el hierro o el silicio. Con estos datos, se elaborará un mapa detallado de la composición de las rocas y el polvo de la superficie de Marte según sus ritmos de pérdida y recuperación del calor entre la noche y el día, señalando las áreas volcánicas del planeta que conservan cantidades importantes de calor. Desde un punto de vista biológico, estos puntos calientes podrían constituir refugios para ciertos microorganismos, pues la temperatura fundiría localmente el permafrost.

Y si hay tanto hielo de agua bajo las capas superficiales de la corteza de Marte, e incluso cabe la posibilidad de que hace miles de millones de años fuera una cantidad mucho mayor, que tal vez pudo fluir en forma líquida sobre la superficie y formar extensos océanos, el siguiente objetivo debe ser ir tras las huellas de aquel ambiente primitivo, en la esperanza de hallar pruebas geológicas, paleontológicas o químicas que confirmen definitivamente si Marte estuvo (o no) habitado alguna vez.
2004: Mars Exploration Rovers Spirit y Opportunity, y Mars Express.
La mayor flotilla de exploración que la Humanidad ha enviado jamás a otro mundo ha desembarcado en Marte a principios de 2004. Por un lado, la pareja de robots geólogos gemelos Spirit y Opportunity conforman la misión "Mars Exploration Rover". El objetivo del primero es el cráter Gusev, posiblemente un antiguo lago de extensión considerable en las Tierras Altas de Marte, en el que desemboca un gran cauce fluvial; Opportunity aterrizó en Terra Meridiani, un afloramiento de hematites cuyo origen está aún hoy en discusión, si bien es cierto que los hematites suelen formarse con el concurso del agua líquida.
Buscando vida en Marte
Buscando vida en Marte
Figuras 11: Panoramas desde Spirit y Opportunity. (JPL/NASA).
Ambos rovers están consiguiendo imágenes panorámicas de Marte (Figuras 11), y usan sus pequeños espectrómetros de emisión termal para determinar la composición de la atmósfera, del suelo y de las rocas. Específicamente, buscan materiales formados por la acción del agua, como carbonatos y arcillas. Además, los rovers tienen un brazo articulado capaz de discriminar objetos y de excavar para obtener materiales no expuestos directamente a la luz solar, conseguir imágenes mediante microscopía, y analizar la composición de muestras seleccionadas. Este último objetivo se lleva a cabo con un espectrómetro Mössbauer, diseñado específicamente para estudiar minerales con alto contenido en hierro, que informa de la composición y abundancia de tales minerales, ayudando a entender las propiedades magnéticas de los materiales de la superficie de Marte.

Buscando vida en Marte
Figura 12: Por primera vez, Mars Express ha detectado hielo de agua directamente sobre la superficie de Marte (Odyssey sólo obtuvo pruebas indirectas a partir de mediciones de abundancia de hidrógeno). La imagen muestra una porción de Reull Vallis, donde alguna vez corrió agua.
Créditos: ESA/DLR/FU Berlin
(G. Neukum).
Y, finalmente, Europa ha mostrado una auténtica voluntad de sumarse a la exploración del Sistema Solar. La sonda Mars Express fue lanzada el 2 de junio de 2003, en una misión que terminará nominalmente el 30 de noviembre de 2005. En órbita marciana desde el 26 de diciembre de 2003, su principal objetivo es detectar la presencia de agua bajo la superficie de Marte, así como llevar un módulo de descenso capaz de hacer investigaciones in situ. El panel de instrumentos científicos está compuesto por siete aparatos que se encargan de analizar la atmósfera, así como la estructura, la geología y la composición del planeta (Figura 12). La sonda también está completando un mapa fotogeológico, topográfico y mineralógico con una resolución de 10 metros. Para ello, efectúa análisis fotográficos y de radar en 3D de la superficie y hasta una profundidad de varios kilómetros. La construcción del equipo científico refleja la primera colaboración a gran escala de las agencias espaciales europeas: la cámara estereoscópica es de fabricación alemana; el radar, de manufactura italiana en colaboración con el Jet Propulsion Laboratory (California, Estados Unidos); la sonda atmosférica, también italiana; el analizador mineralógico, francés; y el módulo de descenso fue diseñado y construido en Gran Bretaña. Desgraciadamente, este módulo de descenso, el Beagle 2, que debía completar el análisis geoquímico del lugar de aterrizaje, Isidis Planitia, una antigua cuenca de impacto que posiblemente ha sido ocupada por distintos volúmenes de agua en diferentes épocas, se perdió en la maniobra de amartizaje.
El Futuro.
Todo lo aprendido en estos cuarenta años de exploración de Marte deberá servir para extraer valiosas conclusiones de las nuevas misiones en curso. Si la búsqueda de vida en Marte ha de estar condicionada a la búsqueda de agua líquida, y la historia del agua marciana es realmente la que parece derivarse de la información obtenida por los proyectos precedentes, en un futuro próximo la investigación deberá estar dirigida al examen pormenorizado del subsuelo del planeta. En este sentido, el Proyecto M.A.R.T.E. (Mars Analog Research and Technology Experiment) comenzó a recorrer su camino en 2003 en España. Durante los meses de septiembre y octubre de aquel año, un equipo conjunto de microbiólogos, geólogos e ingenieros del Centro de Astrobiología y de la NASA probó en el nacimiento del río Tinto la tecnología necesaria para localizar vida microbiana a decenas de metros de profundidad. En fases sucesivas, se perfeccionará la estrategia con el fin de incorporarla a la exploración de Marte. Éste, sin duda, es el camino que el futuro nos depara.
Tabla 1: Cronología de la exploración de Marte.
Nombre
País
Lanzamiento
Objetivos
Resultados
Marsnik 1
URSS
1960
Sobrevuelo
Perdida en el lanzamiento
Marsnik 2
URSS
1960
Sobrevuelo
Perdida en el lanzamiento
Sputnik 22
URSS
1962
Sobrevuelo
Perdida en el lanzamiento
Mars 1
URSS
1962
Sobrevuelo
Perdida en el lanzamiento
Sputnik 24
URSS
1962
Sobrevuelo
perdida en el lanzamiento
Mariner 3
EE UU
1964
Sobrevuelo
Perdida en el lanzamiento
Mariner 4
EE UU
1964
Sobrevuelo
21 fotografías orbitales
Zond 2
URSS
1964
Sobrevuelo
Fallo de transmisión
Mariner 6
EE UU
1969
Sobrevuelo
75 fotografías orbitales
Mariner 7
EE UU
1969
Sobrevuelo
126 fotografías orbitales
Mars 1969A
URSS
1969
Orbitador
Perdida en el lanzamiento
Mars 1969B
URSS
1969
Orbitador
Perdida en el lanzamiento
Mariner 8
URSS
1971
Satélite
Perdida en el lanzamiento
Kosmos 419
URSS
1971
Aterrizaje
Perdida en el lanzamiento
Mars 2
URSS
1971
Satélite/Aterrizaje
No aterrizó
Mars 3
URSS
1971
Satélite/Aterrizaje
Escasos datos
Mariner 9
EE UU
1971
Satélite
7329 fotografías orbitales
Mars 4
URSS
1973
Satélite
No entró en órbita
Mars 5
URSS
1973
Satélite
Perdida en pocas órbitas
Mars 6
URSS
1973
Satélite/Aterrizaje
Escasos datos
Mars 7
URSS
1973
Satélite/Aterrizaje
Escasos datos
Viking 1
EE UU
1975
Satélite/Aterrizaje
+ 50.000 fotografías
Viking 2
EE UU
1975
Satélite/Aterrizaje
Datos astrobiológicos
Phobos 1
URSS
1988
Satélite/Aterrizaje
Perdida en el trayecto
Phobos 2
URSS
1988
Satélite/Aterrizaje
Perdida en el trayecto
Mars Observer
EE UU
1992
Satélite
Perdida casi en órbita
Mars Global Surveyor
EE UU
1996
Satélite
En órbita, sigue funcionando
Mars 96
Rusia
1996
Satélite/Aterrizaje
Perdida en el lanzamiento
Mars Pathfinder
EE UU
1996
Aterrizaje
Fotografías, datos de la superficie
Nozomi
(Planet-B)
Japón
1998
Satélite
¿En trayecto?
Mars Climate Orbiter
EE UU
1999
Satélite
Perdida casi en órbita
Mars Polar Lander
EE UU
1999
Aterrizaje
Perdida al aterrizar
Deep Space 2
EE UU
1999
Aterrizaje
y Penetradores
Perdida con la Polar Lander
Mars Odyssey
EE UU
2001
Satélite
En órbita, funcionando

Mars Express
y Beagle 2

Europa
2003
Satélite
M. E. en órbita y funcionando; B 2 perdida al aterrizar
MER Spirit
EE UU
2003
Aterrizaje
Fotografías, datos de superficie
MER Opportunity
EE UU
2003
Aterrizaje
Fotografías, datos de superficie
 
© Copyright 2004 Alberto G. Fairén - Todos los derechos reservados.
Madrid, España, 09 de Febrero de 2004.
 
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