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Evolución
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Marte
Marte
El agua sobre Marte
La exploración de Marte después del año 2.000
Curiosity
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
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.
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. |
