Gracias por visitar nature.com.Está utilizando una versión de navegador con soporte limitado para CSS.Para obtener la mejor experiencia, le recomendamos que utilice un navegador más actualizado (o desactive el modo de compatibilidad en Internet Explorer).Mientras tanto, para garantizar un soporte continuo, mostramos el sitio sin estilos ni JavaScript.Nature, volumen 605, páginas 653–658 (2022) Citar este artículoUna corrección del autor de este artículo se publicó el 21 de julio de 2022Este artículo ha sido actualizadoAntes del aterrizaje del rover Perseverance, se desconocía el entorno acústico de Marte.Los modelos predijeron que: (1) la turbulencia atmosférica cambia en escalas de centímetros o más pequeñas en el punto donde la viscosidad molecular convierte la energía cinética en calor1, (2) la velocidad del sonido varía en la superficie con la frecuencia2,3 y (3) ondas de alta frecuencia se atenúan fuertemente con la distancia en CO2 (refs. 2,3,4).Sin embargo, los modelos teóricos eran inciertos debido a la falta de datos experimentales a baja presión y la dificultad de caracterizar la turbulencia o la atenuación en un entorno cerrado.Aquí, utilizando grabaciones de micrófonos de Perseverance, presentamos la primera caracterización del entorno acústico en Marte y las fluctuaciones de presión en el rango audible y más allá, de 20 Hz a 50 kHz.Encontramos que los sonidos atmosféricos extienden las mediciones de las variaciones de presión hasta escalas 1000 veces más pequeñas que las observadas antes, mostrando un régimen disipativo que se extiende sobre cinco órdenes de magnitud en energía.Usando fuentes puntuales de sonido (giroavión Ingenuity, chispas inducidas por láser), destacamos dos valores distintos para la velocidad del sonido que están separados por aproximadamente 10 m s−1 por debajo y por encima de 240 Hz, una característica única de la atmósfera dominada por CO2 de baja presión. .También proporcionamos la atenuación acústica con una distancia superior a 2 kHz, lo que nos permite explicar la gran contribución de la relajación vibratoria del CO2 en el rango audible.Estos resultados establecen una verdad básica para el modelado de procesos acústicos, que es fundamental para los estudios en atmósferas como las de Marte y Venus.Antes del aterrizaje de Perseverance (18 de febrero de 2021), nunca se habían monitoreado fluctuaciones de presión en Marte a una frecuencia > 20 Hz, es decir, en el dominio acústico.La grabación de sonidos ofrece la oportunidad única de estudiar la atmósfera como principal fuente natural de sonido y como medio de propagación de las ondas acústicas.A partir del conocimiento de la presión atmosférica de Marte (alrededor de 0,6 kPa) y las propiedades físicas del CO2, se puede predecir (ver Métodos) que: la impedancia acústica produce sonidos aproximadamente 20 dB más débiles en Marte que en la Tierra si son producidos por la misma fuente, la velocidad del sonido debería rondar los 240 m s−1 cerca de la superficie y las ondas acústicas están muy amortiguadas en CO2 a estas temperaturas y presiones atmosféricas.Algunos estudios2,3 propusieron modelos muy detallados de propagación acústica en Marte pero con grandes discrepancias entre sus resultados debido a la falta de datos experimentales a baja presión y temperaturas adecuadas, y la dificultad de caracterizar la atenuación en un entorno cerrado.Los datos acústicos también son sensibles a la velocidad y dirección del viento y, en menor medida, a otros parámetros ambientales5,6.Como tal, debido a la alta frecuencia de muestreo de los micrófonos (hasta 100 kHz), los datos acústicos nos permiten explorar el comportamiento atmosférico en una microescala que nunca antes había sido accesible en Marte.El conjunto de instrumentos SuperCam7,8 en Perseverance lleva un micrófono electret, similar al que lleva el Mars Polar Lander9, perdido durante la entrada a la atmósfera, y la nave espacial Phoenix10, en la que problemas técnicos impidieron que se operara el dispositivo.El micrófono de SuperCam puede registrar fluctuaciones de presión de aire de 20 Hz a 12,5 kHz o 50 kHz, a frecuencias de muestreo de 25 kHz o 100 kHz, respectivamente.Después del aterrizaje (día solar marciano 'Sol' 0; un Sol = 88.775 s), el micrófono se encendió por primera vez en el Sol 1 mientras el mástil aún estaba guardado.Desde el despliegue en Sol 2, el micrófono está aproximadamente a 2,1 m sobre el suelo;se ha desempeñado nominalmente hasta el momento de escribir este artículo.SuperCam también consta de una capacidad de espectroscopia de descomposición inducida por láser (LIBS) para analizar la química de Marte a distancias de separación de 1,5 a 7 m (refs. 7,8).Cuando el pulso láser interactúa con el objetivo, un plasma luminoso emite líneas de emisión óptica características de los elementos presentes en el objetivo11.La expansión del plasma genera una onda de choque que se desacopla del plasma en el primer microsegundo después de la interacción del láser12 y da como resultado una señal acústica claramente detectable13,14.Además, Perseverance lleva un segundo micrófono como parte de la cámara de entrada, descenso y aterrizaje (EDLCAM15), que tiene una respuesta de frecuencia de 20 Hz a 20 kHz con una frecuencia de muestreo de 48 kHz.El micrófono EDL está montado en el lado de babor del rover, a 1 m sobre el suelo.Se activó el Sol 2.La Figura 1 proporciona una descripción general de los sonidos adquiridos por el micrófono de SuperCam (ver Métodos).Sol 38a es la grabación más silenciosa de nuestro conjunto de datos.Más tarde ese mismo día (Sol 38b), la densidad espectral de potencia (PSD) aumenta por encima del estado de reposo en frecuencias por debajo de 100 Hz.En el Sol 117 asociamos este aumento de potencia a un aumento de la actividad turbulenta, que se extiende hasta los 300 Hz;esta es la situación que observamos con más frecuencia.La grabación de Sol 148 es la más activa que se muestra, con la misma forma comenzando hacia frecuencias más altas pero con una ruptura de pendiente cercana a los 200 Hz;la turbulencia se detecta hasta 600 Hz.Todos los registros atmosféricos no saturados de Sol 0 a Sol 216 se ajustan entre los límites dados por los espectros de Sol 38a y Sol 148.El plasma excitado por láser genera un pulso acústico corto, de aproximadamente 300 μs (ver Métodos), con el 95% de su energía entre 3 y 15 kHz.Varias muescas espectrales son causadas por interferencias acústicas debidas a ecos de la base del propio micrófono (6 kHz y 12 kHz) o de rocas cercanas.La intensidad total varía en función de la distancia del objetivo, como se muestra para las grabaciones a 2 m, 5 m y 8 m.Durante las sesiones de grabación de chispas inducidas por láser, la señal atmosférica por debajo de 1 kHz queda enmascarada por la interferencia electromagnética8.También se muestran los tonos del helicóptero Ingenuity (ver Métodos).Los espectros atmosféricos se extienden sobre el área azul claro;la turbulencia aumenta en la dirección de la flecha.Los espectros acústicos de LIBS se extienden sobre el área de color rojo claro.Los tonos de ingenio se graban a 84 Hz y 168 Hz (púrpura).El espectro negro es la grabación más silenciosa hasta ahora por debajo de 1 kHz.El micrófono de SuperCam está ubicado en el mástil del rover (verde).La capa límite planetaria marciana (CLP) es la parte de la atmósfera en contacto con la superficie16, que se extiende varios kilómetros.Es propenso a la turbulencia convectiva y la mezcla vertical durante el día, debido a la delgada atmósfera y la baja inercia térmica superficial que inducen fuertes e inestables gradientes de temperatura cerca de la superficie17,18,19.Esta turbulencia se traduce en variaciones de alta frecuencia en la presión atmosférica, la velocidad del viento y la temperatura que pueden medirse con instrumentos in situ.Por el contrario, durante la noche, el fuerte enfriamiento radiativo de la atmósfera induce condiciones muy estables, que inhiben eficazmente la mayor parte de la convección y la turbulencia16.Por lo tanto, es importante analizar la PBL en la superficie para comprender cómo la atmósfera marciana transporta y mezcla el calor, el impulso, los aerosoles y las especies químicas20.El instrumento Mars Environmental Dynamics Analyzer (MEDA21) en Perseverance y los conjuntos meteorológicos de misiones realizadas anteriormente20,22 suelen medir la presión, la temperatura y las fluctuaciones del viento con frecuencias de muestreo de 0,1 Hz a 10 Hz.Estos instrumentos estudian la variabilidad de la turbulencia23,24 y la cascada de energía turbulenta marciana1,17,25.Específicamente, reportamos aquí la observación del régimen de turbulencia disipativa en la PBL, en el cual la misión InSight pudo ver un indicio de un cambio de régimen en los límites de la capacidad del instrumento1.Este régimen, en el que la viscosidad molecular disipa la energía cinética turbulenta en calor, ahora se caracteriza completamente por una rápida disminución del espectro de potencia con el aumento de la frecuencia (Fig. 1, 2b) en aproximadamente cinco órdenes de magnitud.La escala en la que la disipación viscosa se vuelve notable se caracteriza por la escala de longitud de Kolmogorov26, η = (ν3/ε)0,25, en la que ν es la viscosidad cinemática y ε es la tasa de disipación de energía de turbulencia por unidad de masa, normalmente alrededor de 0,001 m2 s −1 y 0,005 m2 s−1 en Marte, respectivamente17.Así, η es de aproximadamente 0,02 my la escala de tiempo de estos pequeños remolinos, tη = (ν/ε)0,5, es de aproximadamente 0,45 s.Por lo tanto, el régimen de disipación debería ser observable a frecuencias superiores a 2 Hz en Marte, solo a escalas de centímetros o menores (en la Tierra, esta transición se produce a escalas de milímetros o menores17).Esta predicción teórica es confirmada por los datos acústicos;el umbral se mueve con frecuencia, dependiendo de la tasa de disipación25,27.El equilibrio entre la producción de energía y la disipación molecular controla la cantidad total de energía cinética turbulenta en la capa límite y, como tal, el mecanismo de disipación está intrínsecamente ligado a la dinámica de la CLP;una mayor disipación conduce a una disminución más rápida de la turbulencia, lo que a su vez suprime las ráfagas de viento a pequeña escala y viceversa.Grabación de Sol 38b.a, En la parte superior, el eje y de la serie temporal varía de −0,2 a 0,2 Pa. El espectrograma (abajo) muestra ráfagas que se extienden hasta 300 Hz.Superpuestas, con el eje y a la derecha, están las velocidades del viento de las barreras MEDA.b, la PSD calculada para el micrófono de SuperCam (en Pa2 Hz−1 durante 167 s) y para la presión MEDA (en Pa2 Hz−1 durante 51 min alrededor del tiempo de adquisición del micrófono) y datos de viento MEDA (en (m s−1)2 Hz −1).La PSD del viento se compensa artificialmente en 10−2 en el eje y.El micrófono registra desviaciones rápidas de la presión ambiental (>20 Hz) que se correlacionan con variaciones en el flujo del viento, como se muestra en la Fig. 2a, en la que se superpone un espectrograma de datos del micrófono Sol 38b (ver Métodos) con la velocidad del viento como medido por el MEDA (ver Métodos).Como era de esperar6,13, existe una clara correlación entre la intensidad de los datos acústicos y la velocidad del viento.Esto puede deberse a la turbulencia inducida por el flujo del propio rover/mástil, pero también a la detección directa de las fluctuaciones del flujo entrante, que se considera el factor dominante para los micrófonos exteriores en otros estudios6.Además, se sabe que la turbulencia local diurna aumenta con velocidades del viento ambiental mayores24.La alta frecuencia de muestreo del micrófono brinda la oportunidad de observar ráfagas de viento muy intensas pero cortas, en una escala de tiempo de 10 s.En la Fig. 2b, los mismos datos acústicos se trazan en el dominio de la frecuencia y se combinan con mediciones de presión y viento de baja frecuencia del MEDA, durante un período de tiempo de 51 minutos de datos continuos alrededor de la adquisición del micrófono.La gran diferencia de pendiente entre los datos de MEDA y del micrófono es indicativa de un cambio de régimen.La transición del régimen probable dominado por cizalla28 al régimen de disipación ocurre en este caso entre 1 y 20 Hz.En una atmósfera fría de CO2, se espera que la velocidad del sonido sea menor que en la Tierra.Además, debido a la baja presión ya las propiedades físicas del CO2, también esperamos una dispersión de esta velocidad con la frecuencia2,3.En la Tierra, la relación adiabática γ es constante hasta unos pocos MHz a presión ambiental29 y la velocidad del sonido no varía con la frecuencia cerca de la superficie.A baja presión en Marte, aún dentro del marco de los pequeños números de Knudsen30 (10−6 a 100 Hz a 2,10−4 a 20 kHz), la teoría del continuo sigue siendo válida, pero se modifican los intercambios de energía a escala molecular.Parte de la energía asociada con los movimientos de traslación de las moléculas, que constituyen las ondas acústicas, se gasta en la excitación de los grados de libertad internos (modos de vibración y movimientos de rotación).La relajación del movimiento de rotación es casi instantánea, mientras que la relajación de los modos de vibración ocurre en una escala de tiempo mucho más larga, una propiedad de moléculas poliatómicas pequeñas y rígidas como el CO2.Si la frecuencia f es menor que fR = 1/τR, donde τR es el tiempo de relajación, todos los modos se excitan y luego se relajan por igual.Los siete grados de libertad que resultan de tres modos de traslación, dos modos de rotación y un modo de vibración doblemente degenerado (ν2, flexión) conducen a un índice adiabático γ0 = 9/7 = 1,2857.Por el contrario, si f > fR, no hay tiempo para relajar el modo vibratorio;en ese caso, solo hay cinco grados de libertad activos y γ∞ = 7/5 = 1,4.En CO2 a la presión ambiental de la Tierra, fR es de unos 40 kHz (ref. 31).Esta frecuencia depende de la velocidad a la que las moléculas pueden chocar, por lo que fR es proporcional a la presión.Como resultado, a 0,6 kPa, la frecuencia de relajación es de unos 240 Hz en Marte.La grabación de ondas pulsadas generadas en modo LIBS brinda una oportunidad única para medir directa y repetitivamente la velocidad local del sonido para ondas acústicas por encima de 2 kHz, es decir, para f > fR (ver Métodos).De las mediciones diurnas se obtienen velocidades del sonido entre 246 m s−1 y 257 m s−1 (Fig. 3a), con valores máximos entre las 11:00 y las 14:00 Hora Solar Verdadera Local (LTST) y valores mínimos alrededor de las 18:00 .La dispersión 1σ de la velocidad del sonido durante los aproximadamente 20 minutos de un análisis de objetivos con LIBS alcanza su máximo al mediodía (1,5 %) y se reduce al 0,5 % a las 18:00, lo que destaca la desaparición de la turbulencia atmosférica al anochecer .Estas mediciones se comparan con las velocidades del sonido derivadas de la temperatura obtenidas de: (1) los conjuntos de datos de temperatura MEDA en la superficie, a alturas de 0,85 m y 1,45 m, y (2) la temperatura en la superficie y a una altura de 2 m dado por la base de datos del clima de Marte (MCD32) (ver Métodos), usando γ∞ = 1.4 (porque f > fR).La concordancia entre las predicciones MEDA y MCD es excelente.Las velocidades de sonido de SuperCam son comparables con los valores derivados de la temperatura a la altura del sensor de temperatura de 0,85 m de MEDA o superior.Esto es consistente con el hecho de que la velocidad se integra entre una altura de 2,1 m y la superficie, posiblemente sesgada hacia la superficie cuando el gradiente de temperatura es mayor.a, Velocidades del sonido en función de la hora local de los datos de tiempo de vuelo de LIBS en púrpura.Otras velocidades del sonido se calculan en las tres alturas a partir de las temperaturas MEDA y en la superficie ya 2 m de altitud a partir de simulaciones MCD;para estas conversiones se utiliza el índice adiabático por encima de fR.Barras de error para datos de micrófono: desviación estándar de las velocidades del sonido durante cada ráfaga de láser (vertical);duración total de la ráfaga (horizontal).Barras de error para los datos de MEDA: desviación estándar de intervalos de 1 hora entre los soles 37 y 216. b, las velocidades del sonido se calculan a tres alturas de las temperaturas de MEDA durante el cuarto vuelo de Ingenuity;se utiliza el índice adiabático por debajo de fR.La velocidad del sonido estimada a partir del efecto Ingenuity Doppler está en púrpura.Barras de error: intervalo de confianza del 95% del ajuste de desplazamiento Doppler.La frecuencia de paso de la hoja (BPF)33 de Ingenuity está cerca de una fuente armónica centrada alrededor de 84 Hz y, en ese caso, para f < fR (ver Métodos).Esta señal registrada por el micrófono de SuperCam es modulada por las variaciones del rango de distancia entre el micrófono y el helicóptero.Se estima una frecuencia emitida a 84,43 Hz y una velocidad del sonido c = 237,7 ± 3 m s−1 sobre la base de un ajuste del efecto Doppler para el cuarto vuelo de Ingenuity (ver Métodos).Teniendo en cuenta la presencia de un viento de unos 2,5 m s−1 a lo largo de la línea de visión del micrófono al helicóptero hacia el helicóptero (datos MEDA), la verdadera velocidad del sonido es de unos 240 m s−1 a esta frecuencia.En el momento del vuelo, las temperaturas atmosféricas oscilaban entre 232 K y 240 K a una altura de 1,45 m.Utilizando γ0 = 1,2857 (el BPF está por debajo de fR), la velocidad del sonido derivada de la temperatura oscila entre 238,8 m s−1 y 242,9 m s−1, lo que es consistente con la velocidad directamente derivada del vuelo de Ingenuity más el viento (Fig. 3b).En resumen, el micrófono de SuperCam destaca una dispersión de la velocidad del sonido de unos 10 m s−1 en el rango audible en la superficie de Marte.La propiedad más notable de la propagación del sonido en Marte es la magnitud de la atenuación en todas las frecuencias, especialmente por encima de 1 kHz.La disminución de la señal acústica LIBS con la distancia es una oportunidad para verificar la teoría in situ y probar dos modelos de atenuación diferentes3,4 que adolecen de una falta de datos de campo en las condiciones de Marte.A medida que se propaga la onda acústica LIBS esférica, la presión del sonido disminuye en 1/r, en la que r es la distancia entre el objetivo y el micrófono.Esta disminución se escala por un factor r−0,698 para tener en cuenta la variación de la irradiancia del láser8, multiplicada por e−αr, en la que α = α(f) es el coeficiente de atenuación atmosférica en función de la frecuencia.El espectro de frecuencias de la señal acústica LIBS se divide en tres bandas, que dan cuenta de los tres lóbulos principales observados en la Fig. 1: de 3 kHz a 6 kHz, de 6 kHz a 11 kHz y de 11 kHz a 15 kHz.La evolución de la amplitud del sonido con la distancia para la segunda banda de frecuencia se muestra en la Fig. 4a.Sobre las tres bandas, encontramos α = 0,21 ± 0,04 m−1 (95% intervalo de confianza del ajuste), α = 0,34 ± 0,05 m−1 y α = 0,43 ± 0,05 m−1 respectivamente.Como era de esperar, los sonidos agudos se atenúan fuertemente.En comparación con una señal emitida a 1 m, la atenuación de una onda de 8 kHz varía de −9 dB a 2 ma −40 dB a 8 m.A 5 m, la absorción atmosférica tiene prioridad sobre la atenuación geométrica.En la Tierra, para la que α = 0,01 m−1 para la misma frecuencia34, la atenuación oscila entre −6 dB a 2 m y −20 dB a 8 m, y se debe casi exclusivamente a la dispersión del frente de onda.Para alcanzar una atenuación de −40 dB en la Tierra, la fuente debería estar a 65 m.a, Amplitud del sonido en función de la distancia objetivo r de los datos acústicos LIBS entre 6 kHz y 11 kHz.El segundo eje vertical a la derecha es para el nivel de presión sonora en dB.Las intensidades de las señales están en dB relativas a 20 μPa.Barras de error: desviación estándar de las amplitudes acústicas durante cada ráfaga de láser.b, Comparación de los modelos de atenuación para Mars3,4 (calculados a 240 K y 740 Pa) y Earth34 (293 K y 30% de humedad relativa).Los puntos experimentales corresponden a este estudio.Barras de error: intervalo de confianza del 95% del ajuste realizado en la Fig. 4a (vertical) y ancho de cada rango de frecuencia (horizontal).Dichos coeficientes de atenuación se comparan con modelos de atenuación teóricos3 y semiempíricos4 en la Fig. 4b.Los datos in situ tienden al comportamiento descrito por Bass y Chambers3, con una meseta en frecuencias <6 kHz y luego un aumento para frecuencias más altas.Por el contrario, los datos no muestran una brecha de atenuación como sugiere el modelo de Williams4.Este resultado confirma la gran contribución de la relajación vibratoria del CO2 en este rango de frecuencia, el mismo proceso que explica los dos valores de la velocidad del sonido (arriba).Sin embargo, el coeficiente de atenuación para la banda de 2 a 6 kHz sigue siendo superior al previsto por Bass y Chambers3.Puede resaltar una fuerza de relajación diferente a la pronosticada por el modelo (ver Métodos).Sin embargo, estas medidas no alcanzan frecuencias lo suficientemente bajas como para limitar las grandes discrepancias observadas entre los modelos por debajo de 1 kHz.El sonido es una nueva y rica fuente de información sobre Marte.Gracias a sensores que miden solo unos pocos milímetros de diámetro, se han registrado ruidos inducidos por turbulencias y fuentes artificiales.Las ondas acústicas se rigen por las propiedades termodinámicas macroscópicas de los fluidos (masa molar, capacidad calorífica y temperatura o, alternativamente, compresibilidad y densidad).Sin embargo, dados los pequeños desplazamientos y escalas de tiempo que entran en juego, confirmamos que también se deben considerar los intercambios de energía a escala molecular para modelar con precisión las variaciones de los parámetros de propagación del sonido (velocidad, atenuación) con la frecuencia.Más mediciones de la velocidad del sonido en diferentes momentos y estaciones locales permitirán el estudio de las fluctuaciones atmosféricas a una escala de unos pocos metros en Marte35,36,37.La primera recuperación in situ del coeficiente de atenuación acústica ya proporciona nuevas restricciones a los modelos teóricos, que son parámetros clave para los estudios geofísicos en atmósferas dominadas por CO238,39.El viento y la turbulencia, impulsados ​​por los flujos de calor, son fuentes naturales de fluctuaciones de presión en Marte.Mostramos que los datos acústicos brindan nuevos conocimientos sobre la turbulencia de la capa límite con una resolución temporal de 10 a 1000 veces mayor que antes, destacando por primera vez el régimen disipativo y una transición a este régimen por encima de unos pocos Hz.Caracterizar este régimen con más detalle, y la transición asociada, es necesario para establecer las suposiciones utilizadas en el modelado numérico de la PBL (incluidas las simulaciones de grandes remolinos), diciéndonos cuál es la fracción de energía faltante en las escalas no resueltas de los modelos40 ,41.En el futuro, esto conducirá a una medida de la tasa de disipación, relacionada con la difusión del calor en la atmósfera, que no se conoce bien en Marte en la actualidad17,42.Finalmente, más allá del estruendo del viento, las firmas acústicas de nuestra presencia robótica en Marte son ricas en información sobre la salud de los subsistemas del rover.Esta sección comienza con un recordatorio sobre la acústica adaptada a Marte.Proporciona detalles de los diferentes conjuntos de datos: datos acústicos de los micrófonos de SuperCam y EDL;sonidos artificiales de Mars Oxygen In-Situ Resource Utilization Experiment (MOXIE) e Ingenuity, además de la grabación de ondas de choque LIBS y ruidos de rover;datos de velocidad del viento, temperatura y presión del MEDA y temperaturas extraídas del MCD.Se presentan métodos de procesamiento: cálculo de PSD;análisis de series temporales de ondas de choque LIBS;extracción del efecto Doppler de Ingenuity.Finalmente, se dan explicaciones de apoyo sobre la atenuación con la distancia.Justificamos las tres afirmaciones principales en la introducción del texto.Primero, la impedancia acústica describe la fuerza de un medio para sostener ondas acústicas.Viene dada por Z = ρc en el campo lejano de una fuente, en la que ρ es la densidad y c la velocidad del sonido.Normalmente, con ρ = 0,02 kg m−3 y c = 238 m s−1 (ver más abajo), obtenemos Z = 4,76 kg m−2 s−1 en la superficie de Marte, mientras que ρ = 1,217 kg m−3 y c = 340 m s−1 producen Z = 413 kg m−2 s−1 en la Tierra.Esta diferencia de dos órdenes de magnitud se traduce en señales en Marte que son aproximadamente 20 dB más débiles que en la Tierra cuando son producidas por la misma fuente.En segundo lugar, a la presión de Marte, la atmósfera con aproximadamente un 95 % de CO2 puede modelarse eficientemente como un gas ideal.En el rango de frecuencias de los micrófonos, y dada la pequeña amplitud de la presión acústica, las ondas sonoras se consideran perturbaciones adiabáticas.De ello se deduce que la velocidad del sonido derivada de la temperatura viene dada por c2 = γRT/M, siendo R la constante molar de los gases (8,314 J mol−1 K−1), M la masa molar de la atmósfera (43,34 g mol−1) , T la temperatura en kelvins y γ el índice adiabático.Usando γ = 9/7, el valor estándar para CO2 (este valor se analiza en el texto principal), encontramos c = 238 m s−1 a 230 K. En tercer lugar, en una atmósfera enrarecida, la absorción es intrínsecamente mayor que la clásica (térmica y viscoso) y la absorción rotacional son inversamente proporcionales a la presión3.Además, a bajas frecuencias, la absorción vibratoria domina sobre los tipos clásicos de absorción y rotación.Resulta que el calor específico de vibración del CO2 es 20 veces mayor que el del N2 (ref. 3) para una comparación con la Tierra.Por lo tanto, el modo doblemente degenerado de la vibración del CO2 atenúa los sonidos a bajas frecuencias, mientras que la viscosidad atenúa fuertemente las frecuencias superiores a unos pocos kHz.Ambos efectos, en términos de coeficiente de atenuación por metro, son uno o dos órdenes de magnitud más fuertes que en la Tierra a la misma frecuencia.El conjunto de datos del micrófono SuperCam utilizado en este estudio se extiende desde el Sol 1 hasta el Sol 216, cuando ocurrió la primera conjunción solar de la misión.A la fecha, se han registrado un total de 4 h y 40 min de sonidos marcianos, incluyendo turbulencia atmosférica (46 % de la duración total), las ondas de presión que las acompañan de chispas LIBS (12 %) y ruidos mecánicos (por ejemplo, MOXIE43 , Ingenuity33, rotación de mástil de Perseverance, mecanismos Mastcam-Z, 42%).En el mismo período, el micrófono EDL15 registró un total de 56 minutos de sonidos marcianos, principalmente durante las operaciones del rover (por ejemplo, conducción del rover, movimiento del brazo).Datos extendidos La Tabla 1 enumera todos los archivos acústicos usados ​​o mencionados en este estudio, excepto los que se muestran en las Figs.3a, 4a, que son demasiado numerosos para citarlos individualmente (ver más abajo).El micrófono de SuperCam registra las fluctuaciones de la presión del aire de 20 Hz a 12,5 kHz a una frecuencia de muestreo de 25 kHz y hasta 50 kHz cuando se utiliza el modo de muestreo de 100 kHz.La señal analógica del micrófono, que va de 0 a 5 V, se digitaliza (profundidad de 12 bits) utilizando una de las cuatro ganancias electrónicas para aumentar la sensibilidad de 0,6 a 21 V Pa−1 y la resolución de 2 a 0,06 mPa.La ganancia 0 se usa para grabar los sonidos que acompañan a las chispas LIBS en los objetivos de calibración, las ganancias 1, 2 y 3 para grabar los sonidos que acompañan a las chispas LIBS a varias distancias y la ganancia 3 se usa para grabaciones atmosféricas.Los registros de la atmósfera y los ruidos mecánicos suelen tener una duración de 167 s.El micrófono EDL puede grabar series temporales de 10 minutos o más, con un amplificador de ganancia fija seguido de un digitalizador de 24 bits/44 kHz (las características clave se resumen en la Tabla 2 de datos ampliados).Las secuencias típicas de LIBS consisten en 30 disparos de láser en la misma posición disparados a 3 Hz (por razones técnicas, solo se registran 29 disparos).Para un objetivo dado, dicha secuencia generalmente se repite de 5 a 10 veces, en puntos de muestreo nuevos separados por unos pocos milímetros.La señal acústica inducida por láser se monitorea a una frecuencia de muestreo de 100 kHz durante 60 ms alrededor de cada pulso de láser.El inicio de la ventana de grabación se cronometra con precisión en el disparador láser, de modo que el tiempo de propagación de la onda de sonido se puede medir con una incertidumbre <10 μs.Hasta Sol 216, el micrófono de SuperCam ha grabado secuencias de sonido para 123 objetivos marcianos ubicados a distancias que van desde 2,05 m (objetivo Garde) hasta 8,01 m (objetivo Pepin) del micrófono.En siete ocasiones, también ha registrado la señal acústica relacionada con las medidas LIBS del objetivo de calibración de titanio (Ti)44 situado en la cubierta del rover a 1,51 m del micrófono.Para la derivación de la velocidad del sonido (Fig. 3a), se excluyen los objetivos a más de 6 m debido a una pequeña relación señal-ruido que impide una buena medición del tiempo de vuelo.Las grabaciones de las señales acústicas LIBS de Ti también se excluyen, ya que su sonido se propaga por encima del rover y está sesgado por el calentamiento adicional y la turbulencia inducida por el cuerpo cálido del rover.En total, 109 objetivos entre Sol 1 y Sol 216 se consideran para la Fig. 3. Para el estudio de atenuación (Fig. 4), se excluyen los objetivos de regolito o material suelto, que generalmente conducen a una menor amplitud de sonido, así como fuera -de puntos de enfoque por la misma razón.En total, se utilizan 96 objetivos.Las medidas de Ti están incluidas y proporcionan una restricción útil sobre la atenuación a corta distancia.Como la energía láser utilizada en Ti es menor que la energía láser utilizada en objetivos de Marte (corriente de bombeo de 110 A en Ti en comparación con 155 A en objetivos de Marte), la amplitud de PSD de las mediciones de Ti se normaliza por un factor de 155/110, ya que la corriente de bombeo es proporcional a la energía del láser, que es proporcional a la irradiancia del láser, ya que el tamaño del punto y la duración del pulso siguen siendo los mismos.Los micrófonos EDL y SuperCam también se utilizan para grabar los sonidos producidos por el rover.Ayudan a informar a los operadores sobre el estado del equipo (por ejemplo, conducción móvil, MOXIE) y proporcionan fuentes de sonido que están bien localizadas en el espacio y el tiempo (por ejemplo, durante vuelos de Ingenuity o chispas LIBS).Todas las grabaciones también detectan algunas perturbaciones, como emisiones intensas de una sola frecuencia a 195 Hz, 198,75 Hz y los siguientes armónicos a 780 Hz y 795 Hz que resultan de la bomba de calor interna del rover utilizada para la gestión térmica.Los sonidos de los instrumentos o bombas del rover se propagan a través de vibraciones estructurales (micrófonos) y propagación acústica en la atmósfera.El micrófono EDL15 se usó para grabar el recorrido del rover en Sol 16 (datos extendidos, Fig. 1a).Se supone que las señales de 'chirrido' amplias y casi continuas en los anchos de banda de 520 a 700 Hz, 1,2 a 1,4 kHz y 1,6 a 1,9 kHz surgen directamente de la interacción por fricción de la banda de rodadura de la rueda de metal con las rocas de la superficie.Se observan transitorios sonoros o 'clanks' a los 13 s con varios componentes de frecuencia estrecha pero con una intensidad de sonido total menor que el fenómeno mencionado anteriormente.Se sugiere que estas son resonancias estructurales de los elementos del sistema de movilidad (por ejemplo, la suspensión) excitados por cambios casi impulsivos en la carga, por ejemplo, cuando una rueda resbala por el borde de una roca.El helicóptero Ingenuity33 proporciona una fuente de sonido localizada pero en movimiento en Marte.En Sol 69 durante el cuarto vuelo, el micrófono de SuperCam registró la duración completa de 116 s del vuelo.El micrófono de SuperCam detectó una señal acústica prominente, de hasta 2 × 10−7 Pa2 Hz−1 (nivel de presión de sonido de 1,5 mPa), asociada con el BPF a 84 Hz y su primer armónico de 168 Hz (datos extendidos, figura 1b).Todas las fases del vuelo son visibles, pero el despegue se produjo durante una ráfaga (en la ubicación del rover) de hasta 20 mPa.El BPF se destaca claramente, pero su sobretono es mucho más débil, debido a una mayor absorción atmosférica a una frecuencia más alta.Después de aterrizar, el micrófono capturó las aspas girando hacia abajo.El instrumento MOXIE43 funciona cada 1 o 2 meses para producir unos pocos gramos de O2 gaseoso.El objetivo principal de estas operaciones repetidas es buscar una posible degradación de la eficiencia de producción de O2 asociada con el duro entorno de Marte.MOXIE utiliza las grabaciones del micrófono de SuperCam para un diagnóstico independiente del rendimiento del compresor, incluidas mediciones precisas de las tasas de rotación del motor, según lo indicado por la frecuencia fundamental del peine de armónicos observado.Distintas transiciones en Datos extendidos Fig. 1c, registradas durante una ejecución nocturna (Sol 81), corresponden a cambios ordenados en la velocidad del motor de 50 a 58,3 Hz.Los armónicos más fuertes están cerca de los 500 Hz, en los que también se excitan varias frecuencias más.Este rango corresponde a las frecuencias resonantes del instrumento MOXIE, como se observa durante las pruebas dinámicas.Incluso registrado durante uno de los momentos más tranquilos del día, la amplitud de la señal solo alcanza los 1,5 mPa.La grabación de chispas LIBS fue la razón principal para desarrollar el micrófono de SuperCam para inferir las propiedades físicas de los objetivos de roca, como su dureza13.Las secuencias típicas de LIBS consisten en 30 disparos de láser en la misma posición por observación, disparados a 3 Hz (Datos extendidos Fig. 1d).Las operaciones LIBS son monitoreadas por el micrófono a una frecuencia de muestreo de 100 kHz durante 60 ms alrededor de cada pulso láser.La amplitud media de la señal es de 0,25 ± 0,08 Pa (1σ) para esta secuencia de disparos.Nat.J. Acústica.Soc.Soy.Res.J. Acústica.Soc.Soy.ciencia espacialciencia espacialJ. Acústica.Soc.Soy.NASA.Planeta.ciencia espacialciencia espacialcontribuciónfísicacienciaciencia espacialciencia espacialciencia espacialGeofísico.Res.Letón.Res.cromoAcademiacienciaRes.nacionalRebaba.Pararse.Res.J. Acústica.Soc.Soy.medidacienciaTecnologíaRes.ciencia espacialciencia espacialGeofísico.Res.Letón.Res.Res.Res.ciencia espacialciencia espacialfísicaaplicaciónJ. Acústica.Soc.Soy.Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, CA, EE. UU.Los autores declaran no tener conflictos de intereses.Cualquier persona con la que compartas el siguiente enlace podrá leer este contenido:Lo sentimos, un enlace para compartir no está disponible actualmente para este artículo.Proporcionado por la iniciativa de intercambio de contenido Springer Nature SharedIt