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El agua sobre Marte

 

El agua sobre Marte

Hoy día, el agua bajo forma líquida no puede existir sobre Marte, ya que la presión atmosférica es demasiado baja y todo líquido se evaporaría instantáneamente.

En una época lejana, que el estudio de los cráteres de impacto sitúa allí hace alrededor de 4 mil millones de años, la atmósfera de Marte era probablemente similar a la de la Tierra y permitía la existencia de agua líquida.

La ausencia de tectónica de placas

Los planetólogos piensan que la divergencia entre ambos planetas está vinculada a la tectónica de placas. Para todos los planetas telúricos, el origen de la atmósfera es la liberación, a través de las erupciones volcánicas, de los gases contenidos en las rocas después de la fase de formación.

Se trata principalmente del gas carbónico (CO2), nitrógeno (N2) y vapor de agua (H2O). El gas carbónico va a través del efecto invernadero a recalentar el planeta, lo que puede permitir que exista el agua líquida

 

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Una imagen de la cuenca de Hellas sobre Marte, tomada por el instrumento HRSC de la sonda europea Mars Express. Percibimos un canal llamado Reull Vallis. Se cree que Reull Vallis, la estructura similar a un río que puede verse en estas imágenes, se formó cuando el agua fluía en Marte en un pasado distante, hace mil millones de años, cortando un canal de laderas empinadas que atraviesa las montañas de Promethei Terra, antes de perderse en el fondo de la vasta cuenca de Hellas. Crédito: ESA / DLR / FU Berlín / G. Neukum.

Pero otro fenómeno se produce que puede ponerlo todo en entredicho: las lluvias. Como el agua de lluvia disuelve fácilmente el gas carbónico presente en la atmósfera, puede arrastrarlo con ella y reinyectarlo rápidamente en el suelo.

El agua puede ser así la causa de su propia pérdida. En efecto, el nivel de gas carbónico atmosférico va entonces a bajar, lo que implica una caída de la temperatura, ya que el efecto invernadero pierde en intensidad, y la atmósfera se vuelve finalmente demasiado fría para permitir la existencia de agua bajo forma líquida.

En el caso de la Tierra, la tectónica de placas y el vulcanismo activo reintroducen permanentemente el gas carbónico en la atmósfera, garantizando así el equilibrio y la estabilidad que conocemos.

Para Marte, por el contrario, la ausencia de tectónica de placas impide el reciclaje del gas carbónico. La actividad volcánica original produjo probablemente una atmósfera que subsistió durante algunas decenas de millones de años, y permitió al agua líquida formar ríos y valles, pero la ausencia de tectónica de placas limitó la duración de este período.

El estado actual del agua en Marte

Hoy día, el agua existe aún sobre Marte, pero no bajo forma líquida. Existe primero en el subsuelo marciano una capa de hielo de agua sólida llamada permafrost. Las sondas, por ejemplo, nos han enviado las imágenes de la superficie mostrando residuos de deslizamientos de terreno y los signos de antiguos flujos líquidos bastante importantes.

Estas formaciones debieron aparecer cuando este hielo ha sido recalentado localmente, sea por volcanes, o sea por impactos de meteoritos, luego se derritió y se precipitó a la superficie provocando el hundimiento de las capas superiores.

Hay también agua en forma de hielo en las regiones polares. Estas últimas están recubiertas por casquetes blancos, cuyo tamaño varía con las estaciones.

En realidad, estos casquetes de un grosor del orden del metro están constituidos por dos capas diferentes: un casquete de hielo de agua y un casquete de hielo de gas carbónico (o nieve carbónica). Incluso en verano, la temperatura de Marte es demasiado baja para que el agua se funda, y hay, así pues, un primer casquete permanente constituido de hielo de agua. A eso se añade el segundo casquete constituido de nieve carbónica, cuyo grosor varía con las estaciones.

En verano el gas carbónico está bajo forma gaseosa y no participa en la cobertura de los polos. En invierno el gas se solidifica y recubre el primer casquete. Es allí el origen de las variaciones que los astrónomos observan desde hace tiempo.

La búsqueda de agua en Marte

El estudio del agua sobre Marte conoció recientemente una aceleración fulminante gracias a la sonda europea Mars Express, puesta en órbita el 25 de diciembre de 2003, y a los dos rovers americanos Spirit y Opportunity, llegados respectivamente el 3 y el 25 de enero de 2004.

Un mes después de su puesta en órbita, Mars Express, gracias a su detector infrarrojo OMEGA, estuvo en condiciones de confirmar directamente la presencia de hielo de agua en el casquete polar meridional y medir precisamente su concentración, 15 por ciento del hielo total.

Un poco más tarde, también descubrió la existencia de una zona de permafrost alrededor del casquete polar que podía extenderse sobre centenas de kilómetros cuadrados.

 

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Una imagen tomada por el rover americano Opportunity de un afloramiento rocoso sobre Marte. Crédito: NASA / JPL

 

Los dos rovers americanos pudieron emprender la búsqueda de rastros de agua sobre su superficie. El éxito más espectacular fue el de Opportunity, que llegó por suerte a un pequeño cráter que presentaba afloramientos rocosos y proporcionaba, pues, un acceso directo al subsuelo marciano.

Opportunity estuvo rápidamente en condiciones de encontrar indicios muy concluyentes sobre la presencia pasada de agua por indicios químicos y físicos.

Gracias a su espectrómetro, el rover consigue primero detectar la presencia de sulfatos, elementos que generalmente indican que una roca se formó en agua o, por lo menos, ha sido alterada por una exposición larga al agua. El rover también detectó rastros de bromo y cloro, elementos que aparecen cuando se acumulan sedimentos durante de la evaporación de un agua estancada.

La segunda línea de indicios se apoya en tres aspectos físicos de las rocas del afloramiento: la existencia de numerosas microcavidades, la presencia de esférulas y la dirección particular de ciertas arrugas en la superficie de las rocas.

Las microcavidades observadas son habitualmente la consecuencia de cristales que se desarrollan sobre rocas en presencia de agua salada, y que desaparecen luego por erosión o disolución, para dejar finalmente sólo microcavidades.

Las esférulas marcianas, pequeñas partículas con forma de esfera, podrían resultar de distintos procesos, pero es su distribución en las capas del afloramiento que parece indicar un origen líquido.

Por fin, el último indicio físico es la presencia de arrugas en la roca que forman un ángulo con la dirección de las capas principales. Varios orígenes son también posibles, pero la forma de las arrugas sugiere que las rocas se formaron en presencia de agua, por ejemplo, al borde de un antiguo mar.

El rover Spirit se puso al otro lado del planeta, cerca del cráter Gusev. Su éxito en la búsqueda de antiguos rastros de agua ha sido más limitado, pero consiguió, a pesar de todo, detectar fracturas en una roca volcánica y depósitos probablemente dejados allí por el paso de una pequeña cantidad de agua.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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