Presencia de agua en Marte para niños
La presencia de agua en Marte es un tema que los científicos han investigado por mucho tiempo. La forma en que se ve la superficie de Marte, con sus valles y cañones, sugiere que el agua tuvo un papel muy importante en el pasado, cuando las condiciones del planeta eran diferentes. Hoy en día, la atmósfera de Marte tiene una pequeña cantidad de vapor de agua (aproximadamente 0.01%), y también se sabe que hay agua congelada bajo la superficie.
La presión atmosférica en Marte es mucho más baja que en la Tierra, y las temperaturas también son muy frías. Estas condiciones hacen que el ciclo del agua en Marte sea diferente: el agua pasa directamente de hielo a vapor y viceversa, sin convertirse en líquido en la superficie.
En julio de 2018, científicos descubrieron un lago bajo el hielo en Marte, a 1.5 kilómetros de profundidad bajo el casquete polar sur. Este lago, de unos 20 kilómetros de extensión, es el primer cuerpo de agua líquida estable conocido en el planeta.
Casi toda el agua en Marte hoy se encuentra en forma de hielo. También hay pequeñas cantidades de vapor en la atmósfera y, a veces, salmueras líquidas (agua con mucha sal) en el suelo poco profundo. El único lugar donde el hielo de agua es visible en la superficie es en el casquete polar del norte. Hay mucho hielo de agua debajo del casquete polar permanente del sur (que es de dióxido de carbono congelado) y también en el subsuelo en otras regiones. Se han encontrado más de cinco millones de kilómetros cúbicos de hielo en o cerca de la superficie de Marte, ¡suficiente para cubrir todo el planeta con una capa de 35 metros de profundidad! Es probable que haya aún más hielo en las profundidades del subsuelo.
Actualmente, puede haber algo de agua líquida por poco tiempo en la superficie de Marte, pero solo como humedad disuelta de la atmósfera o capas muy delgadas. Estos ambientes son muy difíciles para la vida que conocemos. No hay grandes cuerpos de agua líquida en la superficie porque la presión atmosférica es muy baja (solo el 0.6% de la presión en la Tierra al nivel del mar), lo que hace que el agua se evapore o se congele rápidamente.
Hace unos 3.800 millones de años, Marte pudo haber tenido una atmósfera más densa y temperaturas más cálidas, lo que habría permitido grandes cantidades de agua líquida en la superficie, ¡quizás incluso un gran océano que cubría un tercio del planeta! El agua también fluyó por la superficie en períodos cortos más recientemente en la historia de Marte. El 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que el rover Curiosity encontró pruebas de que el cráter Gale tuvo un antiguo lago de agua dulce, que pudo haber sido un lugar adecuado para la vida de microorganismos.
Muchas pruebas indican que el hielo de agua es abundante en Marte y ha sido muy importante en la historia geológica del planeta. La cantidad de agua actual en Marte se puede estimar con imágenes de naves espaciales, técnicas de detección a distancia (como el radar) y estudios de rovers en la superficie. Las pruebas geológicas de agua en el pasado incluyen enormes canales creados por inundaciones, antiguas redes de ríos, deltas y lechos de lagos. También se han encontrado rocas y minerales que solo pudieron formarse en presencia de agua líquida. Muchas características del terreno sugieren la presencia de hielo en el suelo (permafrost) y el movimiento de hielo en glaciares, tanto en el pasado como en el presente. Los barrancos y las líneas en las laderas de acantilados y cráteres sugieren que el agua sigue moldeando la superficie de Marte, aunque mucho menos que en el pasado.
Aunque la superficie de Marte estuvo húmeda y pudo haber sido adecuada para la vida de microorganismos hace miles de millones de años, el ambiente actual es seco y helado, lo que probablemente impide la supervivencia de organismos vivos. Además, Marte no tiene una atmósfera gruesa, capa de ozono ni campo magnético, lo que permite que la radiación solar y cósmica llegue a la superficie sin obstáculos. Los efectos dañinos de esta radiación en las células son otro factor que limita la vida en la superficie. Por eso, los mejores lugares para buscar vida en Marte podrían ser bajo la superficie. El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en Marte, con un volumen de agua similar al del Lago Superior en la Tierra.
Entender dónde y cuánta agua hay en Marte es clave para saber si el planeta puede albergar vida y para encontrar recursos para futuras exploraciones humanas. Por esta razón, "Seguir el agua" fue el objetivo principal del Programa de Exploración de Marte (MEP) de la NASA a principios del siglo XXI. Los descubrimientos de misiones como Mars Odyssey 2001, Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) y Mars Phoenix han sido fundamentales para responder preguntas sobre la abundancia y distribución del agua en Marte. El orbitador Mars Express de la ESA también ha aportado datos importantes. Muchas de estas misiones siguen enviando datos desde Marte, y se continúan haciendo descubrimientos.
Contenido
Antecedentes históricos
La idea de que había agua en Marte existía mucho antes de la era espacial. Los primeros observadores, usando telescopios, pensaron correctamente que los casquetes polares blancos y las nubes indicaban la presencia de agua. Estas observaciones, junto con el hecho de que el día marciano dura 24 horas, llevaron al astrónomo William Herschel a decir en 1784 que Marte probablemente ofrecería a sus habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra".
A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos se dieron cuenta de que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La idea de océanos ya no se aceptaba, y Marte pasó a ser visto como un planeta "moribundo" con muy poca agua. Las áreas oscuras que cambiaban con las estaciones se consideraban vegetación. Percival Lowell (1855-1916) popularizó la idea de que una civilización marciana construyó una red de canales para llevar agua desde los polos al ecuador. Aunque esto generó mucho entusiasmo, la mayoría de los astrónomos rechazaron las ideas de Lowell. El astrónomo inglés Edward Maunder (1851-1928) resumió el consenso científico de la época comparando el clima de Marte con "las condiciones en una cima de seis mil metros de altura en una isla del Ártico, donde solo se podría esperar que sobrevivieran los líquenes".
Mientras tanto, muchos astrónomos mejoraban la espectroscopia planetaria para determinar la composición de la atmósfera de Marte. Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham del Observatorio del Monte Wilson intentaron identificar oxígeno y vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados negativos. El único componente de la atmósfera marciana que se conocía con certeza era el dióxido de carbono (CO2), identificado por Gerard Kuiper en 1947. El vapor de agua no se detectó claramente en Marte hasta 1963.
Se creía que los casquetes polares de Marte estaban hechos de hielo de agua desde los tiempos de Cassini (1666). Sin embargo, algunos científicos en el siglo XIX cuestionaron esta idea, pensando que eran de hielo de CO2 debido a la baja temperatura del planeta y la aparente falta de agua. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966. Actualmente se sabe que los casquetes de invierno en ambos polos están compuestos principalmente de hielo de CO2, pero una capa permanente de hielo de agua permanece durante el verano en el Polo Norte. En el Polo Sur, un pequeño casquete de hielo de CO2 permanece durante el verano, pero esta capa también está cubierta por hielo de agua.
La última pieza del rompecabezas del clima marciano la proporcionó el Mariner 4 en 1965. Las imágenes de televisión de la nave espacial mostraron una superficie llena de cráteres de impacto, lo que significaba que la superficie era muy antigua y no había tenido mucha erosión ni actividad geológica como la Tierra. Poca erosión significaba que el agua líquida probablemente no había tenido un papel importante en la forma del planeta durante miles de millones de años. Además, las variaciones en las señales de radio de la nave espacial al pasar detrás del planeta permitieron a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la Tierra al nivel del mar, lo que descartaba la existencia de agua líquida, que rápidamente herviría o se congelaría a presiones tan bajas. Estos datos crearon una imagen de Marte como un mundo muy parecido a la Luna, pero con una atmósfera delgada capaz de mover polvo. Esta visión de Marte duraría casi otra década, hasta que el Mariner 9 mostró un Marte mucho más dinámico, con indicios de que el ambiente del pasado del planeta fue menos duro que el actual.
El 24 de enero de 2014, la NASA informó que los rovers Curiosity y Opportunity estaban buscando pruebas de vida antigua en Marte, incluyendo indicios de microorganismos, así como la antigua presencia de agua, incluyendo llanuras lacustres (relacionadas con ríos o lagos antiguos) que pudieron haber sido habitables.
Durante muchos años se pensó que los restos de inundaciones observados fueron causados por la liberación de una acumulación global de agua, pero una investigación de 2015 reveló depósitos regionales de sedimentos y hielo formados 450 millones de años antes de convertirse en flujos de agua. Así, "la deposición de sedimentos de los ríos y el derretimiento glacial llenaron cañones gigantes en el fondo del antiguo océano primordial que había ocupado las tierras bajas del norte del planeta", y "fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que fue liberada más tarde formando grandes inundaciones, cuyos efectos pueden verse hoy".
Primeros indicios
Antes de encontrar hielo, cuando las pequeñas palas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte, los bordes de la excavación deberían haberse hundido, como cuando se hace un surco en la arena. Sin embargo, los bordes de las incisiones en la superficie marciana no se hundían, como si el suelo estuviera húmedo. Esto sugería que entre las partículas del suelo podría haber agua congelada, un fenómeno común en las regiones muy frías de la Tierra, donde el suelo está profundamente helado (permafrost).
En mayo de 2002, la nave Mars Odyssey detectó hidrógeno en la superficie. Esto llevó a pensar en la posibilidad de que este hidrógeno se combinara con grupos hidroxilo para formar agua helada. El hielo formaría una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad desde la superficie y se extendería desde los casquetes polares hasta los 60° de latitud.
Primera detección de agua en el suelo
En enero de 2004, la sonda europea Mars Express detectó agua congelada en el polo sur del planeta. La observación de líneas de vapor de agua se hizo al final del verano, cuando el "hielo seco" (dióxido de carbono congelado) se sublima y deja un casquete residual de agua.
El 31 de julio de 2008, la NASA anunció que el día anterior, el vehículo explorador Phoenix había realizado pruebas de laboratorio que confirmaron la existencia de agua en Marte. Según William Boynton, del analizador térmico del Phoenix en la Universidad de Arizona, "esta es la primera vez que se comprueba de manera concreta y segura la presencia de agua en el planeta. Ya se habían detectado indicios de agua congelada en observaciones hechas por la nave Mars Odyssey y en otras muestras que se diluyeron mientras eran observadas por el rover Phoenix el mes pasado. Pero esta es la primera vez que el agua marciana se ha tocado y se ha probado". El miércoles, 30 de julio, el brazo robótico del Phoenix depositó una muestra que los instrumentos identificaron como vapor de agua. La muestra, una capa dura de material congelado, fue extraída de una perforación de unos cinco centímetros en el suelo marciano y expuesta durante dos días al ambiente de Marte, hasta que el agua que contenía comenzó a evaporarse, lo que facilitó la observación.
Presencia actual de hielo de agua
El Espectrómetro de Neutrones del Mars Odyssey y el Espectrómetro de Rayos Gamma han observado una cantidad significativa de hidrógeno en la superficie de Marte. Se cree que este hidrógeno forma parte de la estructura molecular del hielo. Mediante cálculos basados en las observaciones, se han determinado las concentraciones de hielo de agua en el metro superior de la superficie marciana. Este proceso ha revelado que el hielo es común y abundante en la superficie actual. Por debajo de los 60 grados de latitud, el hielo se concentra en varias zonas regionales, especialmente alrededor de los volcanes Elysium, Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum, con concentraciones de hasta el 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Cerca de los polos, por encima de los 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% en casi todas partes, y se acercan al 100% en los polos. Más recientemente, los instrumentos de radar SHARAD y MARSIS han podido confirmar si ciertas áreas de la superficie son ricas en hielo. Debido a que el hielo es inestable en las condiciones actuales de la superficie de Marte, se cree que casi todo este hielo debe estar cubierto por una capa de materiales granulares o polvo.
Las observaciones del espectrómetro de neutrones del Mars Odyssey indican que si todo el hielo en el metro superior de la superficie marciana se distribuyera uniformemente, formaría una capa de agua de al menos unos 14 cm. La superficie marciana promedio tiene aproximadamente un 14% de agua. El hielo de agua actualmente atrapado en ambos polos marcianos equivale a una capa de agua de 30 m de profundidad si se derritiera, y las pruebas geológicas sugieren cantidades significativamente mayores de agua en la superficie a lo largo de la historia geológica, con espesores equivalentes de hasta 500 m. Se cree que parte de esta agua del pasado se ha perdido en el subsuelo profundo y parte en el espacio, aunque no se comprende bien cómo sucedieron estos procesos. El agua en la atmósfera actual es importante porque permite que el hielo se mueva gradualmente de una parte de la superficie a otra, tanto en épocas estacionales como en períodos más largos. Su volumen es insignificante, con un espesor equivalente de no más de 10 micrómetros.
Zonas de hielo
El 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada; algunas fuentes lo llamaron un "lago de hielo". Las imágenes del cráter tomadas por la Cámara Estereoscópica de Alta Resolución a bordo de la nave Mars Express de la Agencia Espacial Europea muestran claramente una amplia capa de hielo en el fondo de un cráter sin nombre, ubicado en Vastitas Borealis, aproximadamente en las coordenadas 70.5° norte y 103° este. El cráter tiene 35 km de diámetro y cerca de 2 km de profundidad. La diferencia de altura entre el suelo del cráter y la superficie del hielo de agua es de unos 200 m. Los científicos de la ESA han atribuido la mayor parte de esta diferencia de altura a las dunas de arena bajo el hielo de agua, que son parcialmente visibles. Aunque los científicos no lo llaman un "lago", la zona de hielo de agua es notable por su tamaño y por estar presente durante todo el año. Se han encontrado depósitos de hielo de agua y capas de escarcha en muchos lugares diferentes del planeta.
A medida que más y más de la superficie de Marte ha sido inspeccionada por los orbitadores modernos, se ha vuelto más evidente que probablemente existen muchas más zonas de hielo dispersas por la superficie marciana. Muchos de estos supuestos parches de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas (aproximadamente 30-60° N/S del ecuador). Por ejemplo, muchos científicos creen que las características observadas en esas bandas de latitud, descritas como "manto dependiente de la latitud" o "terreno coherente", consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o escombros que se degradan lentamente. Una cubierta de materiales sueltos explica las superficies opacas observadas en las imágenes que no reflejan la luz como el hielo, y también permite que estos parches de hielo se mantengan durante mucho tiempo sin sublimarse por completo. Se ha sugerido que estos parches son posibles fuentes de agua para explicar algunas de las enigmáticas características de flujo canalizado, similares a barrancos, que también se han encontrado en estas latitudes.
El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó del descubrimiento de una gran cantidad de hielo subterráneo en el planeta Marte; el volumen de agua detectada es equivalente al volumen de agua en el Lago Superior.
Mar congelado ecuatorial
En la región sur de Elysium Planitia se han descubierto características superficiales que concuerdan con hielo a la deriva. Lo que parecen ser placas, que varían en tamaño de 30 m a 30 km, se encuentran en los canales que conducen a una zona inundada de aproximadamente la misma profundidad y ancho que el Mar del Norte. Estas placas muestran signos de ruptura y rotación que las distinguen claramente de las placas de lava de otras partes de la superficie de Marte. Se cree que la fuente de la inundación es una fuga geológica cercana a Cerberus Fossae que arrojó agua en su momento, así como lava de hace unos 2 a 10 millones de años. Se sugirió que el agua salió de Cerberus Fossae y luego se acumuló y se congeló en las llanuras bajas, y que esos lagos aún pueden existir bajo la superficie, pero no todos los científicos están de acuerdo con estas conclusiones.
Casquetes de hielo polar
Se cree que tanto la capa polar norte (Planum Boreum) como la capa polar sur (Planum Australe) aumentan de espesor durante el invierno y se subliman parcialmente durante el verano. En 2004, el radar de la sonda MARSIS del satélite Mars Express apuntó al casquete polar sur y pudo confirmar que el hielo se extiende a una profundidad de 3.7 km bajo la superficie. En el mismo año, el instrumento OMEGA del mismo orbitador reveló que el casquete se divide en tres partes distintas, con diferentes contenidos de agua congelada según la latitud. La primera parte es la zona brillante del casquete polar vista en las imágenes, centrada en el polo, formada por una mezcla de 85% de hielo de CO2 y 15% de hielo de agua. La segunda parte comprende laderas empinadas conocidas como escarpas, formadas casi enteramente de hielo de agua, que se unen y descienden lejos del casquete polar hacia las llanuras circundantes. La tercera parte abarca los vastos campos de permafrost que se extienden a decenas de kilómetros de las escarpas, y que no parecen parte del casquete hasta que se analiza la composición de la superficie. Los científicos de la NASA calculan que el volumen de hielo de agua en la capa polar del sur, si se fundiera, sería suficiente para cubrir toda la superficie planetaria con una profundidad de 11 m. Las observaciones en ambos polos y en el planeta en general sugieren que la fusión de todo el hielo superficial produciría una capa global de agua equivalente a 35 m de profundidad.
En julio de 2008, la NASA anunció que la sonda Phoenix había confirmado la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje cerca del casquete polar norte (a 68.2° de latitud). Esta fue la primera observación directa de hielo desde la superficie. Dos años más tarde, el radar de profundidad a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter tomó medidas de la capa de hielo polar del norte y determinó que el volumen total de hielo de agua en el casquete es de 821,000 km³. Eso equivale al 30% de la capa de hielo de Groenlandia en la Tierra, o lo suficiente para cubrir la superficie de Marte con una profundidad de 5.6 m. Ambas cubiertas polares revelan abundantes capas internas delgadas cuando se examinan en imágenes de HiRISE del Mars Global Surveyor. Muchos investigadores han intentado usar esta estratificación para comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de los casquetes polares marcianos, aunque su interpretación no es sencilla.
El lago Vostok en la Antártida podría ser una buena referencia para pensar en la posible existencia de agua líquida en Marte, porque si el agua estuvo presente antes de que se formaran las capas polares en el planeta rojo, es posible que todavía haya agua líquida debajo de las capas de hielo.
Hielo en el terreno
Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas se parecen a las regiones periglaciales de la Tierra. Por analogía con estas características terrestres, se ha argumentado que estas regiones son zonas de permafrost. Esto sugiere que el agua congelada se encuentra justo debajo de la superficie. Una característica común en las latitudes más altas es la aparición de patrones geométricos en el suelo, que aparecen en varias formas distintas, incluyendo rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo. Existen otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el suavizado del terreno, que rodea características topográficas pronunciadas. Los cálculos y análisis teóricos han tendido a demostrar la posibilidad de que estas formas se formen por los efectos del hielo en el suelo. La evidencia del Espectrómetro de Rayos Gamma del Mars Odyssey y las mediciones directas con el módulo de aterrizaje Phoenix han confirmado que muchas de estas características están estrechamente relacionadas con la presencia de hielo en el terreno.
Algunas áreas de Marte están cubiertas con conos que se asemejan a los de la Tierra, donde la lava ha fluido sobre el suelo congelado. El calor de la lava derrite el hielo y luego lo transforma en vapor. La poderosa fuerza del vapor se abre camino a través de la lava y produce estos conos. Este tipo de características se puede encontrar, por ejemplo, en el valle de Athabasca, asociado con la lava que fluye a lo largo de un canal de salida. Los conos más grandes pueden formarse cuando el vapor pasa a través de capas más gruesas de lava.
Topografía festoneada
Ciertas regiones de Marte muestran depresiones en forma de festón. Se sospecha que estas depresiones son los restos degradados de una capa formada por depósitos ricos en hielo. Los festones son causados por el hielo que se sublima del terreno congelado. Un estudio publicado en la revista Icarus encontró que las formas de relieve de la topografía festoneada pueden formarse por la pérdida de hielo de agua del subsuelo por sublimación en las actuales condiciones climáticas marcianas. Su modelo predice formas similares cuando el suelo tiene grandes cantidades de hielo puro, hasta muchas decenas de metros de profundidad. Este material de la capa fue depositado probablemente de la atmósfera como hielo formado sobre el polvo en suspensión cuando el clima era diferente debido a los cambios en la inclinación del eje de Marte. Los festones suelen tener decenas de metros de profundidad y desde unos pocos cientos hasta unos pocos miles de metros de diámetro. Pueden ser casi circulares o alargados. Algunos parecen haberse unido, causando la formación de extensos terrenos llenos de depresiones. El proceso de formación de estos terrenos puede comenzar con la sublimación de una grieta. A menudo se localizan zonas con grietas poligonales donde se forman festones, y la presencia de topografía festoneada parece indicar que el terreno está congelado.
El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó de la detección de una gran cantidad de hielo subterráneo en la región Utopia Planitia de Marte. Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el lago Superior. La estimación del volumen de hielo de agua en la región se basó en las mediciones del instrumento de radar de penetración en tierra a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter, llamado SHARAD (Shallow Radar). A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la "permitividad dieléctrica", o la constante dieléctrica del terreno. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua.
Estas características festoneadas son superficialmente similares a las "marcas de queso suizo", encontradas alrededor del casquete polar sur marciano. Se cree que estas "marcas de queso suizo" se deben a que las cavidades se forman en una capa superficial de dióxido de carbono sólido, en lugar de hielo de agua, aunque el fondo de estos agujeros probablemente sea rico en H2O.
Glaciares
Muchas grandes áreas de Marte parecen albergar glaciares, o contienen evidencias de que solían estar presentes. Se sospecha que gran parte de las áreas en altas latitudes, especialmente el cuadrángulo de Ismenius Lacus, todavía contienen enormes cantidades de hielo de agua. La evidencia reciente ha llevado a muchos científicos planetarios a creer que el hielo de agua sigue existiendo en forma de glaciares a través de gran parte de las latitudes medias y altas de Marte, protegido de la sublimación por capas delgadas de roca aislante o polvo. En enero de 2009, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de los glaciares, específicamente sobre los llamados lóbulos de derrubios delanteros en un área denominada Deuteronilus Mensae, que encontró evidencia generalizada de hielo situado por debajo de unos metros de escombros de roca. Los glaciares se asocian con el terreno accidentado y con el relieve de muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciares sobre Hecates Tholus, Arsia Mons, Pavonis Mons y el Olympus Mons. También se han reportado glaciares sobre una serie de grandes cráteres marcianos en las latitudes medias y superiores.
Las características similares a glaciares en Marte se conocen de diversas maneras como fenómenos de flujo viscoso, rasgos de flujo marcianos, lóbulos de derrubios frontales o rellenos de valles lineales, dependiendo de su forma y ubicación. Muchos de los glaciares pequeños, pero no todos, parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y en el material de la capa. Los depósitos lineales conocidos como rellenos de valles lineales son probablemente glaciares cubiertos de roca que se encuentran en los lechos de los canales del terreno alterado que aparecen alrededor de Arabia Terra en el hemisferio norte. Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvían alrededor de obstáculos. Los depósitos lineales en los lechos pueden estar relacionados con detritos frontales lobulados, que se ha comprobado que contienen grandes cantidades de hielo mediante observaciones de radar en órbita. Durante muchos años, los investigadores interpretaron que estos detritos frontales lobulados eran flujos glaciares y se pensó que el hielo podía existir bajo una capa aislante de rocas. Con las nuevas lecturas del instrumento, se ha confirmado que los lóbulos de desechos frontales contienen hielo casi puro cubierto por una capa de rocas.
El hielo en movimiento transporta materiales rocosos, que se depositan cuando el hielo desaparece. Esto sucede típicamente en la parte delantera o en los bordes del glaciar. En la Tierra, tales características se llamarían morrenas, pero en Marte se las conoce típicamente como "crestas similares a morrenas", "crestas concéntricas" o "crestas arqueadas". Debido a que en Marte el hielo tiende a sublimarse en lugar de derretirse, y debido a que las bajas temperaturas del planeta tienden a hacer que los glaciares "se asienten en frío" (congelados en sus lechos e incapaces de deslizarse), los restos de estos glaciares y las crestas que dejan no aparecen exactamente igual que en los glaciares normales en la Tierra. En particular, las morrenas marcianas tienden a depositarse sin ser desviadas por la topografía subyacente, lo que se cree que refleja el hecho de que el hielo en los glaciares marcianos está normalmente congelado (no llega a fundirse parcialmente por efecto de la presión) y no puede deslizarse. Los cúmulos laterales de escombros en la superficie de los glaciares indican la dirección del movimiento del hielo. La superficie de algunos glaciares tiene texturas rugosas debido a la sublimación del hielo enterrado. El hielo se evapora sin fundirse y deja un espacio vacío. El material superpuesto se colapsa en el hueco. A veces, trozos de hielo caen del glaciar y se entierran en la superficie del terreno, y cuando se derriten, dejan un agujero más o menos redondo. Se han identificado muchos de estos "agujeros de caldera" en Marte.
A pesar de la fuerte evidencia del flujo glacial en Marte, hay pocas pruebas convincentes de formas de relieve talladas por la erosión glacial, como valles en forma de U, colinas redondeadas, aristas o drumlins. Estas características son abundantes en las regiones glaciares de la Tierra, por lo que su ausencia en Marte ha resultado desconcertante. Se cree que la falta de estos relieves está relacionada con la naturaleza fría del hielo en los glaciares más recientes de Marte. Debido a que la luz solar que llega al planeta, la temperatura y la densidad de la atmósfera, y el flujo de calor del interior del planeta son todos más bajos en Marte que en la Tierra, los modelos sugieren que la temperatura entre un glaciar y su lecho permanece por debajo de cero, por lo que el hielo se mantiene literalmente congelado al suelo. Esto evita que se deslice a través de su lecho, lo que se cree que impide la capacidad del hielo para erosionar la superficie.
Edades de hielo
Marte ha experimentado grandes cambios en la cantidad y distribución de hielo en su superficie en su pasado geológico relativamente reciente, y como en la Tierra, se conocen como edades de hielo. Las edades de hielo en Marte son muy diferentes de las que experimenta la Tierra. Durante una era de hielo marciana, los polos se calientan y el hielo de agua sale de las capas de hielo y se vuelve a depositar en latitudes medias. La humedad de las capas de hielo se desplaza a latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo; el vapor de agua se condensa en estas partículas que luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja atrás el polvo que sirve para aislar el hielo restante. El volumen total de agua eliminada es un pequeño porcentaje de las capas de hielo, o suficiente para cubrir toda la superficie del planeta bajo un metro de agua. Gran parte de esta humedad de las capas de hielo resulta en una capa lisa y gruesa con una mezcla de hielo y polvo. Esta capa rica en hielo, de unos pocos metros de espesor, suaviza la tierra en latitudes más bajas, pero en algunos lugares muestra una textura llena de baches. Probablemente se produjeron múltiples etapas de glaciaciones. Debido a que hay pocos cráteres en la capa actual, se cree que es relativamente joven. Se cree que esta capa se formó durante una era de hielo relativamente reciente.
Las edades de hielo son impulsadas por los cambios en la órbita e inclinación de Marte, que pueden compararse con los ciclos de Milankovitch de la Tierra. Los cálculos orbitales muestran que Marte se inclina en su eje mucho más que la Tierra. La Tierra está estabilizada por su luna, que es proporcionalmente grande, por lo que solo se inclina unos pocos grados. Marte puede cambiar su inclinación, también conocida como su oblicuidad, por muchas decenas de grados. Cuando esta oblicuidad es alta, sus polos reciben mucha más luz solar directa y calor; esto hace que las capas de hielo se calienten y se hagan más pequeñas a medida que el hielo se sublima. Sumando a la variabilidad del clima, la excentricidad de la órbita de Marte cambia el doble que la excentricidad de la Tierra. A medida que los polos se subliman, el hielo se vuelve a depositar más cerca del ecuador, que recibe un poco menos de luz solar en estas elevadas oblicuidades. Las simulaciones por computadora han demostrado que una inclinación de 45° del eje marciano resultaría en acumulación de hielo en áreas que muestran formas de relieve glaciares. Un estudio de 2008 proporcionó evidencia de múltiples fases glaciares durante la glaciación del Amazonas tardío en el límite de la dicotomía en Marte.
Evidencia de flujos recientes
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El agua líquida pura no puede existir de forma estable en la superficie de Marte con su actual baja presión atmosférica y baja temperatura, excepto en las elevaciones más bajas durante unas horas. Por lo tanto, un misterio geológico comenzó en 2006 cuando las observaciones de la nave Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA revelaron depósitos de barranco que no estaban allí diez años antes, posiblemente causados por la salmuera líquida que fluye durante los meses más cálidos en Marte. Las imágenes eran de dos cráteres llamados Terra Sirenum y Centauri Montes que parecen mostrar la presencia de flujos de agua líquida en Marte en algún momento entre 1999 y 2001.
Hay desacuerdo en la comunidad científica sobre si los barrancos han sido formados o no por agua líquida. También es posible que los flujos que tallan los barrancos sean secos, o quizás sean lubricados por el dióxido de carbono. Algunos estudios afirman que los barrancos que se forman en las tierras altas del sur no pueden ser formados por agua debido a condiciones atmosféricas inadecuadas. La baja presión y la ausencia de efectos geotérmicos en las regiones más frías no darían lugar a agua líquida en ningún momento del año, pero serían ideales para el dióxido de carbono sólido. El dióxido de carbono que se derrite en el verano más cálido produciría dióxido de carbono líquido, que luego formaría los barrancos. Incluso si los barrancos son tallados por el flujo de agua en la superficie, la fuente exacta del agua y los mecanismos detrás de su movimiento no se comprenden bien.
En agosto de 2011, la NASA anunció el descubrimiento por el estudiante universitario Lujendra Ojha de los cambios estacionales actuales en pendientes pronunciadas debajo de afloramientos rocosos cerca de los bordes de un cráter en el hemisferio sur. Estas rayas oscuras, llamadas ahora líneas recurrentes de la pendiente, se vieron crecer cuesta abajo durante la parte más cálida del verano marciano, desvaneciéndose gradualmente durante el resto del año, progresando cíclicamente entre años. Los investigadores sugirieron que estas marcas eran consistentes con el agua salada (salmueras) que fluía cuesta abajo y luego se evaporaba, dejando posiblemente algún tipo de residuo. El instrumento espectroscópico CRISM ha hecho desde entonces observaciones directas de sales hidratadas que aparecen al mismo tiempo que se forman estas líneas de pendiente recurrentes, confirmando en 2015 que estas líneas son producidas por el flujo de salmueras líquidas a través de suelos poco profundos. Las líneas contienen clorato hidratado y sales de perclorato (ClO4-), que incluyen moléculas de agua líquida. Las líneas fluyen cuesta abajo en el verano marciano, cuando la temperatura está por encima de -23 °C. Sin embargo, la fuente del agua sigue siendo desconocida.
Hallazgos de sondas
Mariner 9
Las imágenes adquiridas por el orbitador de Marte Mariner 9, lanzado en 1971, revelaron la primera evidencia directa de agua del pasado en forma de lechos de ríos secos, cañones (incluyendo el Valles Marineris, un sistema de cañones de unos 4.020 km), evidencia de erosión y deposición de agua, frentes meteorológicos, nieblas y más. Los hallazgos de las misiones de Mariner 9 respaldaron el programa posterior Viking. El enorme sistema de barrancos Valles Marineris lleva el nombre de Mariner 9 en honor a sus logros.
Programa Viking
Al descubrir muchas formas geológicas que normalmente se forman a partir de grandes cantidades de agua, los dos orbitadores Viking y los dos módulos de aterrizaje causaron una revolución en nuestro conocimiento sobre el agua en Marte. Se encontraron canales de salida enormes en muchas áreas. Mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, tallaron valles profundos, erosionaron surcos en la roca madre y viajaron miles de kilómetros. Grandes áreas en el hemisferio sur contenían redes de vías ramificadas, lo que sugiere que alguna vez llovió. Muchos cráteres parecen como si el objeto que impactó cayera en el barro. Cuando se formaron, el hielo en el suelo pudo derretirse, convirtiendo el suelo en barro, y luego el lodo fluyó por la superficie. Las regiones, llamadas "Terreno Caótico", parecían haber perdido rápidamente grandes volúmenes de agua que causaron la formación de grandes cauces río abajo. Las estimaciones para algunos caudales de canal alcanzan diez mil veces el flujo del río Misisipi. El vulcanismo subterráneo pudo haber derretido hielo congelado; el agua entonces fluyó y el suelo se derrumbó para dejar el terreno caótico. Además, el análisis químico general realizado por los dos módulos de aterrizaje Viking sugirió que la superficie había estado expuesta o sumergida en agua en el pasado.
Mars Global Surveyor
El Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) del Mars Global Surveyor es un instrumento capaz de determinar la composición mineral en la superficie de Marte. La composición mineral da información sobre la presencia o ausencia de agua en la antigüedad. TES identificó un área grande (30,000 km²) en la formación de Nili Fossae que contiene el mineral olivino. Se cree que el impacto del asteroide antiguo que creó la cuenca Isidis resultó en fallas que expusieron el olivino. El descubrimiento del olivino es una fuerte evidencia de que algunas partes de Marte han estado extremadamente secas durante mucho tiempo. El olivino también fue descubierto en muchos otros pequeños afloramientos dentro de 60 grados al norte y al sur del ecuador. La sonda ha representado varios canales que sugieren flujos de líquidos sostenidos pasados, dos de ellos se encuentran en Nanedi Valles y en Nirgal Vallis.
Mars Pathfinder
El Mars Pathfinder registró la variación del ciclo de temperatura diurna. Era más frío justo antes del amanecer, alrededor de -78 °C, y más cálido justo después del mediodía de Marte, alrededor de -8 °C. En este lugar, la temperatura más alta nunca alcanzó el punto de congelación del agua (0 °C), demasiado frío para que exista agua pura en la superficie.
La presión atmosférica medida por el Pathfinder en Marte es muy baja, alrededor del 0.6% de la Tierra, y no permitiría que existiera agua líquida pura en la superficie.
Otras observaciones fueron consistentes con la presencia de agua en el pasado. Algunas de las rocas en el sitio de Mars Pathfinder se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos llamaban imbricadas. Se sospecha que las fuertes aguas de la inundación en el pasado empujaron las rocas hasta que se enfrentaron lejos del flujo. Algunos guijarros estaban redondeados, tal vez por haber rodado en un arroyo. Partes del suelo son crujientes, quizás debido a la cementación por un líquido que contiene minerales. Había evidencia de nubes y quizás de niebla.
Mars Odyssey (español: Odisea de Marte)
La Mars Odyssey encontró en 2001 mucha evidencia de agua en Marte en forma de imágenes, y con su espectrómetro, demostró que gran parte del suelo está cargado con hielo de agua. Marte tiene suficiente hielo justo debajo de la superficie para llenar el lago Míchigan dos veces. En ambos hemisferios, desde 55° de latitud hasta los polos, Marte tiene una alta densidad de hielo justo debajo de la superficie; un kilogramo de tierra contiene aproximadamente 500 gramos de hielo de agua. Pero cerca del ecuador, solo hay del 2% al 10% de agua en el suelo. Los científicos piensan que gran parte de esta agua también está encerrada en la estructura química de los minerales, como la arcilla y los sulfatos. Aunque la superficie superior contiene un pequeño porcentaje de agua ligada químicamente, el hielo se encuentra a pocos metros más profundo, como se ha demostrado en Arabia Terra, cuadrilátero Amazonis y cuadrilátero Elysium que contienen grandes cantidades de hielo de agua. El análisis de los datos sugiere que el hemisferio sur puede tener una estructura estratificada, lo que sugiere depósitos estratificados debajo de una gran masa de agua ahora extinta.
Los instrumentos a bordo de la Mars Odyssey solo pueden estudiar el metro superior del suelo, mientras que el radar a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter puede medir algunos kilómetros de profundidad. En 2002, los datos disponibles se utilizaron para calcular que si todas las superficies del suelo estuvieran cubiertas por una capa de agua uniforme, esto correspondería a una capa de agua global (GLW) de 0.5 a 1.5 km.
Miles de imágenes devueltas desde la órbita de Odyssey también apoyan la idea de que Marte alguna vez tuvo grandes cantidades de agua fluyendo por su superficie. Algunas imágenes muestran patrones de valles ramificados; otras muestran capas que pueden haberse formado bajo lagos; incluso se han identificado deltas de ríos y lagos. Durante muchos años, los investigadores pensaron que los glaciares existían bajo una capa de rocas aislantes. El relleno lineal del valle es un ejemplo de estos glaciares cubiertos de roca. Se encuentran en los pisos de algunos canales. Sus superficies tienen materiales estriados y ranurados que se desvían alrededor de obstáculos. Los depósitos de piso lineal pueden estar relacionados con delantales de detritos lobulados, que han sido mostrados por radar en órbita para contener grandes cantidades de hielo.
Phoenix
El Phoenix Lander también confirmó la existencia de grandes cantidades de hielo de agua en la región norte de Marte. Este hallazgo fue predicho por datos orbitales anteriores y la teoría, y se midió desde la órbita con los instrumentos de Mars Odyssey. El 19 de junio de 2008, la NASA anunció que los trozos de material brillante en la zanja "Dodo-Goldilocks", excavados por el brazo robótico, se habían evaporado en el transcurso de cuatro días, indicando claramente que los grupos brillantes estaban compuestos de hielo de agua que se sublima después de la exposición. Aunque el CO2 (hielo seco) también se sublima bajo las condiciones presentes, lo haría a una velocidad mucho más rápida que la observada. El 31 de julio de 2008, la NASA anunció que Phoenix confirmó además la presencia de hielo de agua en su lugar de aterrizaje. Durante el ciclo de calentamiento inicial de una muestra, el espectrómetro de masas detectó vapor de agua cuando la temperatura de la muestra alcanzó 0 °C. El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte con su baja presión atmosférica y temperatura actuales, excepto en las elevaciones más bajas durante períodos cortos.
Se confirmó la presencia de perclorato (ClO4), un oxidante fuerte, en el suelo. Este químico, cuando se mezcla con agua, puede bajar el punto de congelación del agua de manera similar a cómo se aplica sal a las carreteras para derretir el hielo.
Cuando Phoenix aterrizó, los retrocohetes salpicaron suelo y hielo derretido en el vehículo. Las fotografías mostraban que el aterrizaje había dejado manchas de material pegadas a los puntales de aterrizaje. Las burbujas se expandieron a una velocidad consistente con la delicuescencia, se oscurecieron antes de desaparecer (consistente con la licuefacción seguida de goteo), y parecían fundirse. Estas observaciones, combinadas con pruebas termodinámicas, indicaron que las gotas eran gotas de salmueras líquidas. Otros investigadores sugirieron que las gotas podrían ser "grumos de escarcha". En 2015 se confirmó que el perclorato juega un papel en la formación de líneas de laderas recurrentes en las barrancas empinadas.
En cuanto a la cámara, el sitio de aterrizaje es plano, pero tiene formas de polígonos de entre 2 y 3 m de diámetro que están limitados por canales de 2 a 5 dm de profundidad. Estas formas se deben al hielo en el suelo que se expande y se contrae por grandes cambios de temperatura. El microscopio mostró que el suelo en la parte superior de los polígonos está compuesto de partículas redondeadas y partículas planas, probablemente un tipo de arcilla. El hielo está presente unos pocos centímetros por debajo de la superficie en el centro de los polígonos, y a lo largo de sus bordes, el hielo tiene al menos 200 mm de profundidad.
Se observó que la nieve caía de las nubes cirrus. Las nubes se formaron a un nivel en la atmósfera que estaba alrededor de -65 °C, por lo que las nubes tendrían que estar compuestas de hielo-agua, en lugar de dióxido de carbono-hielo (CO2 o hielo seco), porque la temperatura para formar el hielo de dióxido de carbono es mucho más baja que -120 °C. Como resultado de las observaciones de la misión, ahora se sospecha que el hielo de agua (nieve) se habría acumulado más tarde en el año en este lugar. La temperatura más alta medida durante la misión, que tuvo lugar durante el verano marciano, fue -19.6 °C, mientras que la más fría fue de -97.7 °C. Por lo tanto, en esta región la temperatura se mantuvo muy por debajo del punto de congelación (0 °C) del agua.
Rovers de Exploración de Marte
Los Rovers de Marte, Spirit y Opportunity, encontraron una gran cantidad de evidencia de agua en el pasado en Marte. El Rover Spirit aterrizó en lo que se creía que era un gran lecho de lago. El lecho del lago había sido cubierto con flujos de lava, por lo que la evidencia del agua del pasado fue inicialmente difícil de detectar. El 5 de marzo de 2004, la NASA anunció que Spirit había encontrado indicios de la historia del agua en Marte en una roca llamada "Humphrey".
Mientras Spirit viajaba en reversa en diciembre de 2007, arrastrando una rueda atascada, la rueda raspó la capa superior del suelo, descubriendo un parche de tierra blanca rica en sílice. Los científicos piensan que debió haberse producido de una de dos maneras. Una: depósitos de aguas termales producidos cuando el agua disolvió sílice en un lugar y luego lo llevó a otro (es decir, un géiser). Dos: el vapor ácido que se elevaba a través de las grietas en las rocas les quitaba los componentes minerales, dejando atrás el sílice. El rover Spirit también encontró evidencia de agua en las colinas Columbia del cráter Gusev. En el grupo de rocas Clovis, el espectrómetro Mössbauer (MB) detectó goethita, que solo se forma en presencia de agua, hierro en la forma oxidada Fe3+, rocas ricas en carbonato, lo que significa que las regiones del planeta alguna vez albergaron agua. El rover Opportunity se dirigió a un sitio que había mostrado grandes cantidades de hematita desde la órbita. La hematita a menudo se forma del agua. De hecho, el rover encontró rocas estratificadas y concreciones de hematita en forma de mármol o arándano. En otra parte de su recorrido, Opportunity investigó la estratigrafía de dunas eólicas en el acantilado Burns en el Cráter Endurance. Sus operadores concluyeron que la preservación y cementación de estos afloramientos había sido controlada por el flujo de aguas subterráneas poco profundas. En sus años de operación continua, Opportunity sigue enviando evidencia de que esta área en Marte estuvo empapada en agua líquida en el pasado. Los rovers MER habían estado encontrando evidencia de antiguos ambientes húmedos que eran muy ácidos. De hecho, lo que Opportunity ha descubierto en su mayoría, o encontrado evidencia para, fue ácido sulfúrico, un químico duro para la vida. Pero el 17 de mayo de 2013, la NASA anunció que Opportunity encontró depósitos de arcilla que normalmente se forman en ambientes húmedos que están cerca de la acidez neutra. Este descubrimiento proporciona pruebas adicionales acerca de un ambiente húmedo antiguo posiblemente favorable para la vida.
Explorador Curiosity (del español Curiosidad)
Muy temprano en su misión en curso, el vehículo explorador Curiosity de la NASA descubrió sedimentos fluviales claros en Marte. Las propiedades de los guijarros en estos afloramientos sugerían un flujo vigoroso anterior en un lecho de río, con un nivel de agua entre el tobillo y la cintura. Estas rocas se encontraron al pie de un sistema de abanico aluvial que descendía de la pared del cráter, que había sido previamente identificado desde la órbita.
En octubre de 2012, el primer análisis de difracción de rayos X de un suelo marciano fue realizado por Curiosity. Los resultados revelaron la presencia de varios minerales, incluyendo feldespato, piroxenos y olivino, y sugirieron que el suelo marciano en la muestra era similar a los suelos basálticos degradados de los volcanes hawaianos. La muestra utilizada está compuesta de polvo distribuido por tormentas de polvo globales y arena fina local. Hasta el momento, los materiales que Curiosity ha analizado son consistentes con las ideas iniciales de depósitos en el cráter Gale que registran una transición a lo largo del tiempo de un ambiente húmedo a uno seco.
En diciembre de 2012, la NASA informó que Curiosity realizó su primer análisis extenso del suelo, revelando la presencia de moléculas de agua, azufre y cloro en el suelo marciano. Y en marzo de 2013, la NASA reportó pruebas de hidratación mineral, probablemente sulfato de calcio hidratado, en varias muestras de roca, incluyendo fragmentos rotos de roca "Tintina" y "Sutton Inlier", así como en venas y nódulos en otras rocas como roca "Knorr" y roca "Wernicke". El análisis utilizando el instrumento DAN del rover proporcionó evidencia de agua subsuperficial, que alcanzaba hasta un 4% de contenido de agua, hasta una profundidad de 60 cm, en el trayecto desde el sitio de aterrizaje de Bradbury hasta el área de la bahía de Yellowknife en la zona Terreno de Glenelg.
El 26 de septiembre de 2013, los científicos de la NASA informaron que el rover Curiosity de Marte detectó abundante agua ligada químicamente (1.5 a 3 por ciento en peso) en muestras de suelo en la región de Rocknest de Aeolis Palus en el Cráter de Gale. Además, la NASA informó que el rover encontró dos tipos principales de suelo: un tipo máfico de grano fino y un tipo félsico de grano grueso de origen local. El tipo máfico, similar a otros suelos marcianos y el polvo marciano, se asoció con la hidratación de las fases amorfas del suelo. Además, los percloratos, cuya presencia puede dificultar la detección de moléculas orgánicas relacionadas con la vida, se encontraron en el sitio de aterrizaje del rover Curiosity (y antes en el sitio más polar del aterrizador Phoenix), lo que sugiere una "distribución global de estas sales". La NASA también informó que la roca de Jake M, una roca encontrada por Curiosity en el camino a Glenelg, era una mugearita y muy similar a las rocas de mugearita terrestres.
El 9 de diciembre de 2013, la NASA informó que el planeta Marte tenía un gran lago de agua dulce (que podría haber sido un ambiente hospitalario para la vida microbiana) basado en la evidencia del vehículo explorador Curiosity al estudiar la llanura Aeolis Palus cerca de Monte Sharp en Gale Cráter.
El 16 de diciembre de 2014, la NASA informó de detectar un aumento inusual, y luego una disminución, en las cantidades de metano en la atmósfera del planeta Marte; además, se detectaron productos químicos orgánicos en polvo perforado de una roca por el rover Curiosity. También, sobre la base de los estudios de relación de deuterio a hidrógeno, gran parte del agua en el cráter Gale en Marte se encontró que se había perdido en tiempos antiguos, antes de que se formara el lecho del lago en el cráter; después, grandes cantidades de agua continuaron perdiéndose.
El 13 de abril de 2015, Nature publicó un análisis de los datos de humedad y temperatura del suelo recopilados por Curiosity, mostrando que las películas de agua salada líquida se forman en los 5 cm superiores de la subsuperficie de Marte por la noche. La actividad del agua y la temperatura permanecen por debajo de los requisitos para la reproducción y el metabolismo de los microorganismos terrestres conocidos.
El 8 de octubre de 2015, la NASA confirmó que los lagos y arroyos existían en el cráter de Gale hace 3.3 a 3.8 mil millones de años, depositando sedimentos para construir las capas más bajas del Monte Sharp.
Agua en la atmósfera
También existe agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en una proporción tan pequeña (0.01%) que, si se condensara totalmente sobre la superficie de Marte, formaría una película líquida de aproximadamente la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa en un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja (de 0.0007 a 0.0009 atmósferas, diez mil veces inferior a la de la Tierra) que el vapor de agua se sublima en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80 °C. Cuando la temperatura se eleva nuevamente por encima de ese límite, el hielo se sublima en sentido inverso: se convierte en vapor sin pasar por el estado líquido.
Un pasado con ríos y agua abundante
Según algunas ideas, en tiempos pasados Marte tuvo muchos cursos de agua, lo que fue posible porque también tenía una atmósfera mucho más densa que proporcionaba temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, disminuyó la presión y bajó la temperatura, lo que hizo desaparecer el agua de la superficie de Marte. Sin embargo, el agua todavía existe en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en pequeñas proporciones, así como en los casquetes polares, formados por grandes masas de hielos perpetuos (principalmente CO2 congelado), y al parecer, en el subsuelo.
Hay muestras claras de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. La superficie del planeta conserva verdaderas redes de ríos, hoy secas, con sus valles sinuosos tallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Sugieren un pasado, con unas condiciones ambientales en las que el agua modeló el terreno por medio de inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia en un pasado remoto de lagos y de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que esto ocurrió hace unos 4000 millones de años y solo por un breve período de tiempo.
Alrededor de algunos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos, que solo pueden explicarse admitiendo que el suelo de Marte está congelado: el calor producido por el impacto de un meteorito puede provocar la vaporización del hielo y el vapor en expansión debió transportar cantidades de materia en el impacto, provocando la formación del referido relieve en forma de lóbulos. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidentes geográficos perfectamente explicados por la existencia de un gelisol (suelo permanentemente congelado). Se trata de un derrumbamiento del suelo de la depresión de la que parte un lecho seco con la impronta de sus brazos separados por bancos de aluviones. Parece que en la zona de la depresión, el calor, probablemente debido a un fenómeno volcánico, ha provocado la fusión del hielo y el terreno se ha hundido por su propio peso, expulsando el agua hasta la superficie.
Como la evaporación del líquido, aunque inevitable, no es instantánea, el agua ha podido discurrir por el suelo antes de su total evaporación; el fenómeno ha durado suficiente tiempo para que el curso del agua así creado por la fusión del permafrost pudiera excavar un lecho.
En junio de 2000, la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde nunca da el Sol, unos accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Solo aparecen en latitudes altas del hemisferio sur, y recuerdan a surgencias superficiales de agua parecidas a un acuífero. Este acuífero estaría situado a unos 100-400 m de profundidad. Al surgir el agua hacia la superficie se congela y forma una presa de hielo que acaba por romperse y entonces se produce un torrente que dura muy poco, hasta que el agua se evapora, puesto que no puede existir en las condiciones ambientales del planeta.
Galería de imágenes
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Impresión artística de una hipotética superficie marciana en el pasado, basada en datos geológicos.
Véase también
En inglés: Water on Mars Facts for Kids
- Agua lunar
- Agua en el asteroide 24 Themis, en el cinturón de asteroides del Sistema Solar
- Vida en Marte
- Composición de Marte
