¿Circuito hidrológico marciano? - Cienciorama

 ¿Circuito hidrológico marciano?
Luci Cruz Wilson
La aventura marciana dio inicio hace 38 años en la Unión Soviética con
las sondas espaciales Korabl. Desde entonces, 39 artefactos
(básicamente de origen estadounidense), de los que sólo 15 han sido
exitosos, se han enviado al planeta rojo en busca de datos; indicios que
ayuden a conocer y entender nuestro vecindario. Cada nuevo hallazgo
lleva a los especialistas a replantearse preguntas y a reestructurar
teorías en torno al llamado planeta rojo.
Se pensaba que Marte guardaba similitudes con la Tierra por los
casquetes polares, el clima con patrones estacionales, las nubes
atmosféricas, una topografía con volcanes, cañones, mesetas
y que
por ello tal vez pudiera recibir a los humanos sin mayores dificultades.
No obstante, los datos obtenidos a través de las naves espaciales no
tripuladas que lograron acercarse, tocar o inclusive recorrer su
superficie (desde las Mariner, Mars, Viking, hasta las Odysse, Express,
Exploration Rover, etc) muestran un planeta poco amable, con indicios
de un pasado volcánico activo, rocoso, helado, estéril y marcado con las
huellas dejadas por enormes meteoritos. Tal vez, en el caso de Marte,
su pasado sí fue mejor desde la perspectiva de la vida, pues hay rastros
que indican que el agua corría en los paisajes marcianos remotos:
lechos de ríos secos y cauces fluviales con la típica forma de los deltas
de los ríos terrestres, rocas sedimentarias que sólo pueden formarse en
presencia de agua, inclusive, para algunos científicos la huella
inequívoca de un océano en su hemisferio norte. Un océano que podría
haber sido del tamaño y profundidad del Golfo de México o viéndolo de
otra manera, la cantidad de agua del océano marciano podría haber
cubierto toda la superficie del planeta Marte con una profundidad de 100
metros, un volumen nada despreciable. Sin embargo, sobre este punto
no hay consenso entre los científicos, y una de las razones es que aún
no se localizan depósitos de carbonatos asociados a la presencia de un
océano; esto es, si éste existió y el agua se evaporó y se combinó con el
CO<sub>2</sub>
atmosférico, debió haberse producido ácido
carbónico que al interactuar con los minerales de la superficie marciana
crearan carbonatos. Aunque la atmósfera marciana contiene
CO<sub>2</sub>, hasta ahora sólo se han localizado pequeños
depósitos de carbonatos en la superficie marciana.
Lo que algunas de las sondas enviadas a Marte sí encontraron en su
superficie es una gran abundancia de sulfatos que hizo pensar que el
antiguo océano contenía sulfatos y hierro, como producto de la actividad
volcánica al final de la primera era Philosiana --los primeros 1000 a
1500 millones de años de evolución del planeta-- y que, por lo tanto, el
agua sería ligeramente ácida, lo suficiente como para evitar la formación
de carbonatos pero no la formación de sulfatos. Al parecer, ese fue en
parte el destino del agua que existió en Marte (evaporación), y otro fue
la formación de los casquetes polares presentes en la actualidad; sin
embargo, los cálculos indican que estos fenómenos no implican más del
20% del total del agua que se supone existía.
¿Qué pasó con el resto del agua?
En 1997, Stephen Clifford
planteó que hay un circuito entre el
movimiento del agua del subsuelo y la atmósfera marcianas. Sugiere
que durante los primeros años de vida del planeta rojo, cuando el agua
líquida abundaba en su superficie, existía una atmósfera alimentada por
continuas erupciones volcánicas y un campo magnético que la retenía.
Pero, al parecer, durante el tiempo de su acreción (formación), Marte no
captó gran cantidad del material radiactivo para formar su campo
magnético, y con el paso del tiempo su motor interno se agotó y con
ello su campo magnético; de él sólo quedan reminiscencias. Entonces la
atmósfera fue prácticamente barrida por el viento solar (la presión
atmosférica actual de Marte es aproximadamente el 7% de la terrestre)
y con ello la temperatura bajó considerablemente.
Se ha planteado la hipótesis de que el resto del agua marciana pasó a
formar parte de algunas zonas cubiertas por hielos perennes y que otra
se percoló o filtró pasando a formar parte del agua del subsuelo. Clifford
sugiere que de los hielos perennes hay una cantidad de agua que se
sublima constantemente: pasa de hielo a gas sin pasar por el estado
líquido, esto sucede bajo temperaturas entre 0° y -70° centígrados. La
superficie marciana en el ecuador se encuentra aproximadamente a una
temperatura de 50° centígrados y el vapor de agua es empujado
constantemente hacia los polos donde se precipita en forma de hielo.
Esto significa que los casquetes polares están en continuo crecimiento y
que por su peso ejercen una fuerte presión sobre la corteza superior del
planeta, con lo cual la temperatura interior aumenta y produce un
mayor deshielo en el subsuelo de las regiones polares. Con la conversión
de hielo en agua en esas regiones se deben producir corrientes fluviales
en el subsuelo desde los polos hacia el ecuador, cerrando así un ciclo
hidráulico en el que se transporta agua en forma gaseosa del ecuador a
los polos y agua en estado líquido de los polos al ecuador. Además, es
posible que como resultado de la presión constante del flujo, se
produzcan afloraciones de agua repentinas en forma de acuíferos, que
den lugar a las trazas de cauces de agua recientes en ciertos barrancos
de la superficie marciana. De esta manera, el 80% del agua que fluyó
en Marte los primeros mil millones de años de la vida del planeta estaría
moviéndose constantemente, en una especie de ciclo hidrológico.
Hoy día, las misiones al planeta rojo están encaminadas a buscar
fuentes de agua caliente, fumarolas hidrotermales o reservas de agua
en el subsuelo, después de todo donde hay agua puede haber vida, ¿o
no?
Referencias
Clifford, Stephen, Journal of Geophysics Res., vol. 98, 10973, 1993.
http://news.nationalgeographic.com/news/2004/09/0922_040922_mars_ocean.html
http://marsrovers.jpl.nasa.gov/home/">http://marsrovers.jpl.nasa.gov/home
- Science 14, febrero 2003: vol. 299, núm. 5609, pp. 1048-1051
Se agradece la asesoría informativa del doctor Héctor Pérez de Tejada,
del Instituto de Geofísica de la UNAM, para la elaboración de esta nota