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Al fin sabemos dónde fue el agua de Marte
Alberto González Fairén

Marte tuvo grandes volúmenes de agua líquida sobre su superficie. Una parte sustancial la perdió arrastrada por el viento y la radiación UV solares, y el resto se conserva aún formando depósitos masivos de hielo subsuperficial y en el manto.
a vida en la Tierra requiere de la presencia de agua líquida, y justamente por esta razón la NASA adoptó la estrategia de “buscar agua” en sus investigaciones astrobiológicas fuera de la Tierra. En el caso de la exploración de Marte, la estrategia está plenamente justificada, porque las huellas geológicas y mineralógicas de la presencia y actividad de grandes volúmenes de agua durante periodos de tiempo prolongados es evidente sobre la superficie de todo el planeta: Marte conserva el registro de cientos de valles fluviales, deltas, lagos, mares, e incontables afloramientos minerales que precisaron del concurso de agua líquida para formarse.

Sin embargo, el agua líquida desapareció de la superficie marciana hace miles de millones de años, y su destino ha sido tradicionalmente uno de los grandes rompecabezas de la exploración del Sistema Solar. Hoy por fin tenemos la respuesta, y como era de esperar, ni es única ni es simple. Dos han sido las vías de evolución fundamentales del agua marciana.

En primer lugar, la acción combinada del viento solar y la radiación ultravioleta habrían despojado a Marte de al menos dos tercios de su volumen atmosférico original. Así se desprende del análisis de los datos proporcionados por la sonda MAVEN, en órbita de Marte desde 2015. El equipo de Bruce Jakosky, investigador principal de MAVEN, midió la concentración de dos isótopos de argón en la atmósfera marciana actual. Al ser un gas noble, el argón no puede reaccionar químicamente y ser secuestrado en los sedimentos. Por lo tanto, la única forma de reducir su concentración atmosférica es por el efecto conjunto del viento solar y la radiación UV, que genera una lluvia de iones a alta velocidad capaz de expulsar físicamente al argón hacia el espacio interplanetario (Figura 1).
La atmósfera primitiva de Marte...
Figura 1: La atmósfera primitiva de Marte arrastrada por el viento solar.
(NASA) Click para ampliar!
Como el isótopo más ligero es más abundante en las capas más altas de la atmósfera, escapa al espacio con mayor facilidad al entrar en contacto con el viento solar, dejando el gas remanente enriquecido en el isótopo más pesado. Así, el equipo de MAVEN pudo estimar la fracción de argón que Marte ha perdido en el espacio a lo largo del tiempo. Con esta información, el equipo de Jakosky pudo determinar la velocidad de pérdida de otros átomos y moléculas atmosféricos como consecuencia del mismo proceso, incluyendo el componente mayoritario de la atmósfera marciana (CO2), y el agua.

Sus resultados, publicados en 2017, confirman que la atmósfera primitiva de Marte contenía hasta 1 bar de CO2, cantidad en principio suficiente para proveer el efecto invernadero necesario para mantener temperaturas en superficie compatibles con el agua líquida. Hoy sólo quedan 6 milibares de CO2 en la atmósfera de Marte. De igual forma, el volumen de agua perdido al espacio habría sido suficiente para formar al menos pequeños mares sobre Marte en el pasado.

El segundo proceso responsable de la evolución de la hidrosfera marciana ha sido el almacenamiento de enormes cantidades del agua original en dos reservorios principales: el manto y la corteza superior.

El reservorio del manto ha sido descubierto por el grupo de Jon Wade, de la Universidad de Oxford, que publicó el pasado mes de diciembre sus resultados sobre el estudio de los procesos de formación de rocas en la Tierra y en Marte. La producción de rocas fue desigual en ambos planetas, porque Marte es mucho más pequeño que la Tierra, almacena mucho más hierro en el manto, y presenta un perfil térmico distinto. Como resultado de estas diferencias, las rocas marcianas formadas al principio de su historia geológica eran más susceptibles a reaccionar con el agua líquida y a formar minerales hidratados, reteniendo hasta un 25% más de agua que las rocas terrestres.

Estas rocas marcianas cargadas de agua eran mucho más densas que sus análogas en la Tierra, lo que provocó su hundimiento en el manto y una pérdida sustancial de agua en la superficie de Marte. Este lento proceso, operando en tiempos geológicos, habría sido capaz de retirar de la superficie marciana un volumen de agua similar al del Mar Mediterráneo.

El reservorio de la corteza superior fue descubierto en enero de este año por el equipo de Colin Dundas, del Servicio Geológico de EE.UU. Encontraron sedimentos compuestos casi exclusivamente por hielo de agua, que se extienden desde apenas 1-2 metros bajo la superficie hasta más de 100 metros de profundidad. Estos enormes depósitos de hielo se sitúan en latitudes medias del planeta, por debajo de los 60º de latitud en ambos hemisferios, donde nunca se ha detectado hielo expuesto en la superficie.

Los depósitos de agua congelada han podido ser localizados con la sonda Mars Reconnaissance Orbiter porque el hielo se está sublimando a una velocidad de unos pocos milímetros por año, y queda expuesto formando barrancos (Figura 2). Es posible que estos depósitos se consolidaran en forma de glaciares a partir de nieve y/o escarcha hace tan sólo entre 5 y 10 millones de años, dejando abierta aún la cuestión de la procedencia y estado del agua que los formó.
Hielo de agua bajo la superficie de Marte...
Figura 2: Hielo de agua bajo la superficie de Marte, expuesto en
las paredes de un barranco. (NASA/JPL-Caltech/UA/USGS) Click para ampliar!
 
 
Madrid, España, 06 de Abril de 2018.
 
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