Un nuevo estudio ofrece pistas sobre cómo Marte perdió su agua
junio 25, 2021
Marte es conocido por su atmósfera fina, donde el CO2 domina y suministra la mayor parte de la masa y presión atmosféricas. De hecho, la presión es similar a la de la estratosfera de la Tierra, que es una capa de la atmósfera, a más de 30 km sobre la superficie.
Pero ¿qué pasa con el agua? El agua de Marte reside actualmente en la superficie en forma de una capa de hielo, de varios kilómetros de espesor, en el Polo Norte. También aparece como una helada estacional en las épocas más frías del año y en la atmósfera como vapor y hielo. Sin embargo, la atmósfera marciana es extremadamente seca en comparación con la de la Tierra, con alrededor de 100 veces menos agua. Si bien la precipitación en la Tierra da como resultado capas de agua de varios centímetros de espesor, el agua que precipitaría en Marte solo formaría una película delgada de menos de un milímetro.
Los nuevos datos ahora brindan una mejor comprensión de por qué (casi) no hay agua en Marte.
El agua se escapa de la atmósfera marciana
La evidencia sugiere que Marte no siempre fue el planeta frío y árido que vemos hoy. Existe amplia evidencia de la presencia de agua en la superficie de Marte en el pasado distante, hace unos cuatro mil millones de años. En ese momento, el agua líquida fluía en grandes arroyos y se estancaba en forma de charcas o lagos, como en el cráter Jezero explorado por el rover Perseverance, en busca de rastros de vidas pasadas.
Para que el agua líquida circule y permanezca en la superficie el tiempo suficiente para dejar estas marcas, debe haber habido un clima drásticamente diferente al que vemos hoy. Marte, la Tierra y Venus probablemente se formaron a partir de la acumulación gradual de los mismos materiales básicos, lo que significa que deben haber tenido grandes similitudes al principio de su historia. Pero mientras que la Tierra y Venus han retenido la mayor parte de su atmósfera espesa, Marte, debido a su pequeño tamaño y baja gravedad, ha perdido la mayor parte de su atmósfera.
De hecho, es esta “pérdida de gas en el espacio” la que explica la actual fragilidad de la atmósfera de Marte. Esta pérdida ocurre muy alto en la atmósfera, por encima de los 200 km, donde las moléculas ya se han descompuesto en átomos y donde las más ligeras, como el hidrógeno, pueden ser arrancadas de la débil gravedad de Marte. Expuesta a las partículas energéticas del viento solar, la exosfera de Marte (la capa superior de la atmósfera) ha perdido en el espacio el equivalente a cientos de atmósferas actuales.
Nuevos datos
Nuevos datos de la misión Trace Gas Orbiter de la ESA, publicados en la revista Nature Astronomy, arrojan luz sobre los sutiles mecanismos detrás de la pérdida de agua en el espacio.
El agua marciana tiene una composición química muy específica. Hay diferentes «isótopos» de agua: en el agua semipesada HDO, un átomo de hidrógeno puede ser reemplazado por un átomo de deuterio (D). (Es dos veces más pesado que el hidrógeno porque contiene una partícula llamada neutrón además del protón en su núcleo.) Las mediciones que datan de la década de 1980 muestran que el agua en Marte tiene una concentración relativa de deuterio seis veces mayor que la de Tierra. . Esto se interpreta como el resultado de la pérdida de hidrógeno, dejando gradualmente los isótopos más pesados.
Por extrapolación, la cantidad inicial de agua en Marte debe haber sido al menos seis veces mayor de lo que es ahora, o el equivalente a una capa líquida de unos 100 metros de espesor que cubre el planeta. Esto muestra cuán crucial es la tasa de agua semi-pesada para comprender la juventud de Marte y arrojar luz sobre la hipótesis de que alguna vez tuvo un clima cálido y húmedo, un requisito previo para la habitabilidad.
Estos resultados del Trace Gas Orbiter nos dicen cómo el agua y el agua semipesada de la atmósfera inferior llegan a la atmósfera superior y se descomponen en átomos que pueden escapar al espacio. En particular, nos dice más sobre los procesos intermedios por los cuales el hidrógeno y el deuterio ingresan a la exosfera.
Durante los últimos 20 años, dos teorías han sugerido que el hidrógeno y el deuterio no pueden alcanzar la exosfera en las proporciones que alcanzan en las moléculas de agua de la atmósfera inferior. Sin embargo, los procesos intermedios que podrían permitir esto son la condensación (el vapor de agua se convierte en agua líquida), que forma nubes marcianas de hielo de agua, y la fotólisis, que rompe la molécula de agua y libera un átomo de agua, hidrógeno o deuterio bajo la acción de los rayos UV. luz.
Lo que revela nuestro estudio reciente es que la condensación juega un papel menor en el contenido de deuterio de la exosfera. Gracias al instrumento Atmospheric Chemistry Suite de Trace Gas Orbiter y sus mediciones simultáneas de H20 y HDO, pudimos mostrar de dónde provienen los átomos de hidrógeno y deuterio. Esto es especialmente importante dado que se encuentra en una altitud y una época del año en Marte donde la condensación no tiene posibilidad de interferir con la fotólisis.
Resulta que la fotólisis es el proceso dominante: produce la mayoría de los átomos y dicta el fraccionamiento isotópico de los átomos de hidrógeno que escapan de la atmósfera marciana superior.
Esta nueva comprensión de los procesos que conducen a la pérdida de agua del espacio es un paso clave en los intentos de rastrear la historia del agua en Marte. Solo el satélite Trace Gas Orbiter puede revelar las concentraciones conjuntas de H20 y HDO. Pero el satélite MAVEN de la NASA es capaz de observar y caracterizar las poblaciones de hidrógeno y deuterio en la exosfera.
La concomitancia de estas dos misiones da lugar a una nueva línea de investigación. Esto podría permitir a los científicos describir el curso completo del agua en Marte, desde la atmósfera inferior hasta la atmósfera superior y hacia el espacio. Solo una comprensión detallada de este camino permitirá a los científicos desarrollar escenarios confiables sobre la historia del agua durante los últimos miles de millones de años y corroborar la habitabilidad pasada de Marte.
Artículo de Franck Montmessin, Director de Investigación del CNRS en Atmospheres, Milieux, Laboratorio de Observaciones Espaciales (LATMOS), Universidad de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) – Universidad Paris-Saclay
Este artículo se ha vuelto a publicar de The Conversation con una licencia de Creative Commons. Lea el artículo original.
