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vía Física en la Ciencia Ficción Plus (ex ungue leonis) de Sergio L. Palacios el 5/11/12
En el post anterior os explicaba (también a quienes no tienen ningún sentido del humor futbolero) cuál era el procedimiento, a grandes rasgos, para situar en órbita marciana un espejo cuyo objetivo sería el calentamiento de la superficie del planeta rojo y la liberación de gases de efecto invernadero a su tenue atmósfera. En esta segunda y última parte me centraré en describir y comentar la forma de operar de este espejo, es decir, en cuantificar el efecto que tendría sobre la temperatura, primero en la de todo el planeta y luego sobre una aŕea superficial concreta, como por ejemplo la correspondiente a las zonas polares.Para calcular el incremento de temperatura experimentado por la superficie de Marte es necesario estimar cuánta energía térmica está incidiendo sobre aquélla tanto por efecto de la radiación solar directa como también de la reflejada por el espejo situado en órbita. Aquí se debe tener encuenta que Marte devuelve al espacio parte de esta radiación incidente, en concreto un 15%, lo que recibe el nombre de albedo. De otro lado, por el simple hecho de encontrarse a una cierta temperatura, nuestro planeta vecino emite radiación térmica en forma de ondas electromagnéticas. Esta radiación puede cuantificarse a través de la célebre ley de Stefan-Boltzmann que en tantas ocasiones ha aparecido por estos lares. Esta ley relaciona la potencia térmica emitida con el área de la superficie del cuerpo en cuestión (en nuestro caso, de Marte) y la cuarta potencia de su temperatura.
La clave del asunto reside en el hecho de que para que el sistema considerado se encuentre en equilibrio térmico y su temperatura sea constante (salvo fluctuaciones) la energía recibida debe estar exactamente compensada por la que se devuelve al espacio. Así pues, igualando la suma de las dos potencias incidentes (las debidas al Sol y al espejo, descontando el efecto albedo) con la potencia emitida (dada por la ley de Stefan-Boltzmann) se obtiene una relación entre la temperatura de equilibrio y el tamaño del espejo (su radio, en concreto), siempre que se conozcan el radio de Marte y su distancia al Sol, así como la luminosidad de éste.La conclusión más llamativa que se puede extraer de los resultados del párrafo anterior es que la temperatura aumenta de una forma extremadamente lenta con las dimensiones del espejo. Basta decir que para un espejo de 50 km de radio la temperatura de equilibrio de Marte serían 219 K (unos 54 ºC bajo cero), mientras que aumentar el espejo hasta los 350 km tan sólo produciría un incremento de medio grado adicional, hasta los 219,5 K. Alcanzar una temperatura tan modesta como los 0 ºC requeriría un diámetro del reflector superior a los 8.500 km, algo absolutamente irrealizable.
Sin embargo, no hay que desanimarse, pues los razonamientos previos se refieren a la temperatura global de toda la superficie marciana y tampoco se trata de eso. En efecto, resulta mucho más lógico y razonable incrementar únicamente la temperatura de una región concreta del planeta rojo, tal y como s contaba en el post de la semana pasada.
Haciendo uso de las elementales leyes de la óptica de los espejos, se puede hallar fácilmente y de forma directa la relación entre la temperatura de una cierta extensión de terreno en la superficie marciana y nuevamente el tamaño del espejo, así como la dependencia con la altura a la que debe situarse su órbita.
En las condiciones expresadas más arriba, obviamente se concluye que ahora las restricciones no son tan exigentes como para el caso del planeta entero. Si empleásemos una superficie perfectamente reflectora con las mismas dimensiones expuestas en el primer post, unos 125 km de radio, el incremento en la temperatura que se podría conseguir superaría los 100 grados a una altura de 214.000 km. Esta temperatura sería más que suficiente para lograr la fusión del hielo polar a lo largo de una extensión de 650 km.
Análogamente, se podría proceder con otras regiones marcianas, ya que en el regolito depositado por toda la superficie existen agua y dióxido de carbono atrapados, que podrían ser fácilmente liberados a la atmósfera si la roca fuese suficientemente porosa, contribuyendo a su vez a un efecto invernadero que ayudase al aumento de la temperatura global.
Fuente:
Terraforming Mars - Orbital Mirrors: Operation M. Grant, A. Edgington, N. Rowe-Gurney and J. Sandhu. Journal of Physics Special Topics, Vol. 10, No. 1, 2011.
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