Diferencia entre revisiones de «Presencia de agua en Marte»

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La '''presencia de [[agua]] en [[Marte (planeta)|Marte]]''' se investiga desde hace cientos de años. La [[geografía]] del [[planeta]] parece indicar fuertes accidentes que habrían sido producidos por el agua en tiempos pasados, en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales. Hoy la [[atmósfera]] de Marte se estima que tiene un 0,01 % de agua en forma de [[Vapor (estado)|vapor]] y se sabe que hay también agua [[Hielo|helada]] en el [[subsuelo]]. La [[presión atmosférica]] marciana es muy inferior a la de la [[Tierra]] y la [[temperatura]] también; estas condiciones ambientales hacen que el [[Ciclo hidrológico|ciclo del agua]] en Marte sea diferente al de la Tierra, puesto que esta pasa directamente de [[Sólido|estado sólido]] a [[gas]]eoso y viceversa sin pasar por el estado [[líquido]].
La '''presencia de [[agua]] en [[Marte (planeta)|Marte]]''' se investiga desde hace cientos de años. La [[geografía]] del [[planeta]] parece indicar fuertes accidentes que habrían sido producidos por el agua en tiempos pasados, en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales. Hoy la [[atmósfera]] de Marte se estima que tiene un 0,01 % de agua en forma de [[Vapor (estado)|vapor]] y se sabe que hay también agua [[Hielo|helada]] en el [[subsuelo]]. La [[presión atmosférica]] marciana es muy inferior a la de la [[Tierra]] y la [[temperatura]] también; estas condiciones ambientales hacen que el [[Ciclo hidrológico|ciclo del agua]] en Marte sea diferente al de la Tierra, puesto que esta pasa directamente de [[Sólido|estado sólido]] a [[gas]]eoso y viceversa sin pasar por el estado [[líquido]].


==Antecedentes históricos==
== Primeras sospechas ==
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Hasta encontrar hielo, cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte, los bordes de esa excavación deberían hundirse, como cuando se hace un surco en la arena. En realidad, los bordes de las incisiones practicadas en la superficie marciana no se hundían, como si el suelo estuviera húmedo. Esto hacía suponer que entre las partículas del suelo había quizás agua congelada, un fenómeno que, por otro lado, es común en las regiones muy frías de la Tierra donde, desde las grandes [[Glaciación cuaternaria|glaciaciones del Cuaternario]], el suelo está profundamente helado ([[permafrost]]).
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|Karte Mars Schiaparelli MKL1888.png|Mapa histórico de Marte, obra de [[Giovanni Schiaparelli]]
|Lowell Mars channels.jpg|Canales de Marte ilustrados por el astrónomo [[Percival Lowell]] (1898).
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La noción de agua en Marte precedió a la [[era espacial]] por cientos de años. Los primeros observadores, utilizando telescopios ópticos, asumieron correctamente que los casquetes y las nubes polares de color blanco eran indicadores de la presencia de agua. Estas observaciones, junto con el hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevó al astrónomo [[William Herschel]] a declarar en 1784 que Marte probablemente ofrecería a sus hipotéticos habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra".<ref>Sheehan, 1996, p. 35.</ref>

A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocían que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no se aceptaba, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con solo una escasa cantidad de agua. Las áreas oscuras, que se podía ver como cambiaban estacionalmente, fueron consideradas entonces como extensiones de vegetación.<ref>{{cite book |last=Kieffer |first=H.H. |last2=Jakosky |first2=B.M |last3=Snyder |first3=C. |date=1992 |chapter=The Planet Mars: From Antiquity to the Present |title=Mars |editor-first=H.H. |editor-last=Kieffer |display-editors=etal |publisher=University of Arizona Press |location=Tucson, AZ |pages=1–33}}</ref> La persona responsable de popularizar esta visión de Marte fue [[Percival Lowell]] (1855 – 1916), quien imaginó una raza de marcianos construyendo una red de [[Canales de Marte|canales]] para llevar agua desde los polos a los habitantes establecidos en el ecuador del planeta. A pesar de generar un tremendo entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. El consenso científico establecido por entonces es probablemente mejor resumido por el astrónomo inglés [[Edward Maunder]] (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con ''"las condiciones sobre un pico de seis mil metros de altura en una isla del Ártico, donde solamente se podría esperar que sobreviviesen los [[liquen|líquenes]]"''.<ref>hartmann, 2003, p. 20.</ref>

Mientras tanto, muchos astrónomos estaban refinando la herramienta de la [[espectroscopia]] planetaria con la esperanza de determinar la composición de la [[atmósfera de Marte]]. Entre 1925 y 1943, [[Walter Sydney Adams|Walter Adams]] y [[Theodore Dunham, Jr.|Theodore Dunham]] del [[Observatorio del Monte Wilson]] intentaron identificar el oxígeno y el vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocida con certeza fue el dióxido de carbono (CO<sub>2</sub>) identificado espectroscópicamente por [[Gerard Kuiper]] en 1947.<ref>Sheehan, 1996, p. 150.</ref> El vapor de agua no fue detectado inequívocamente en Marte hasta 1963.<ref>{{cite journal |last=Spinrad |first=H. |last2=Münch |first2=G. |last3=Kaplan |first3=L. D. |date=1963 |title=Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars |journal=Astrophysical Journal |volume=137 |page=1319 |doi=10.1086/147613 |bibcode=1963ApJ...137.1319S}}</ref>

[[Archivo:Mariner 4 craters.gif|thumb|left|Imagen tomada por el [[Mariner 4]], mostrando un planeta estéril (1965)]]

La composición de los casquetes polares de Marte, se había asumido que estaban formados por hielo de agua desde los tiempos de [[Giovanni Cassini|Cassini]] (1666). Sin embargo, esta idea fue cuestionada por algunos científicos en el siglo XIX, que pensaron en el hielo de CO<sub>2</sub> debido a la baja temperatura total del planeta y a la apreciable carencia evidente de agua. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por [[Robert B. Leighton|Robert Leighton]] y [[Bruce C. Murray|Bruce Murray]] en 1966.<ref>{{cite journal |last=Leighton |first=R.B. |last2=Murray |first2=B.C. |date=1966 |title=Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars |journal=Science |volume=153 |issue=3732 |pages=136–144 |doi=10.1126/science.153.3732.136 |pmid=17831495}}</ref> Actualmente se sabe que los casquetes invernales en ambos polos se componen principalmente de hielo de CO<sub>2</sub>, pero que permanece una capa permanente (o perenne) de hielo de agua durante el verano en el Polo Norte. En el Polo Sur, un pequeño casquete de hielo de CO<sub>2</sub> permanece durante el verano, pero esta capa también está cubierta por el hielo de agua.

La pieza final del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el [[Mariner 4]] en 1965. Las granuladas imágenes de televisión enviadas por la nave espacial mostraron una superficie dominada por [[cráter de impacto|cráteres de impacto]], lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no había experimentado el nivel de erosión y actividad tectónica presente en la Tierra. Poca erosión significaba que el agua líquida no había desempeñado probablemente un papel grande en la [[geomorfología]] del planeta durante miles de millones de años.<ref>{{cite journal |last=Leighton |first=R.B. |author2=Murray, B.C. |author3=Sharp, R.P. |author4=Allen, J.D. |author5=Sloan, R.K. |date=1965 |title=Mariner IV Photography of Mars: Initial Results |journal=Science |volume=149 |issue=3684 |pages=627–630 |doi=10.1126/science.149.3684.627 |pmid=17747569}}</ref> Además, las variaciones en las señales de radio de la nave espacial a medida que pasaba detrás del planeta permitían a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la tierra en al nivel del mar, excluía de forma efectiva la existencia de agua líquida, que rápidamente herviría o se congelaría a presiones tan bajas.<ref>{{cite journal |last=Kliore |first1=A. |display-authors=etal |date=1965 |title=Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere |journal=Science |volume=149 |issue=3689 |pages=1243–1248 |doi=10.1126/science.149.3689.1243 |PMID=17747455}}</ref> Estos datos generaron una visión de Marte como un mundo muy parecido a la Luna, pero con una tenue atmósfera capaz de mover el polvo alrededor alrededor del planeta. 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 inclemente que el actual.

El 24 de enero de 2014, la NASA informó que los vehículos exploradores ''[[Curiosity]]'' y ''[[Opportunity]]'' estaban buscando evidencias de antigua vida en Marte, incluyendo indicios de una [[biosfera]] basada en [[microorganismo]]s de [[nutrición autótrofa]], [[quimiotrofía|quimiótrofa]] y/o [[litótrofo|litótrofa]], así como la antigua presencia agua, incluyendo planicies lacustres ([[llanura]]s relacionadas con ríos antiguos o lagos) que puedieran haber sido [[Habitabilidad planetaria|habitables]].<ref name="SCI-20140124a">{{cite journal |last=Grotzinger |first=John P. |title=Introduction to Special Issue – Habitability, Taphonomy, and the Search for Organic Carbon on Mars |url=http://www.sciencemag.org/content/343/6169/386 |journal=[[Science|Science]] |date=January 24, 2014 |volume=343 |number=6169 |pages=386–387 |doi=10.1126/science.1249944 |bibcode=2014Sci...343..386G |pmid=24458635}}</ref><ref name="SCI-20140124special">{{cite journal |author=Various |title=Special Issue – Table of Contents – Exploring Martian Habitability |url=http://www.sciencemag.org/content/343/6169.toc#SpecialIssue |date=January 24, 2014 |journal=[[Science|Science]] |volume=343 |number=6169 |pages=345–452}}</ref><ref name="SCI-20140124">{{cite journal |author=Various |title=Special Collection – Curiosity – Exploring Martian Habitability |url=http://www.sciencemag.org/site/extra/curiosity/ |date=January 24, 2014 |journal=[[Science|Science]]}}</ref><ref name="SCI-20140124c">{{cite journal |author=Grotzinger, J.P. |display-authors=etal |title=A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars |url=http://www.sciencemag.org/content/343/6169/1242777 |date=January 24, 2014 |journal=[[Science|Science]] |volume=343 |number=6169 |doi=10.1126/science.1242777 |pages=1242777 |pmid=24324272}}</ref>

Durante muchos años se pensó que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberación de un acúmulo de agua global, pero una investigación publicada en 2015 revela depósitos regionales de sedimentos y hielo formados 450 millones de años antes de convertirse en flujos de agua.<ref name="Rodriguez 2015">{{cite journal |title=Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly? |journal=Nature – Scientific Reports |date=8 September 2015 |last=Rodriguez |first=J. Alexis P. |last2=Kargel |first2= Jeffrey S. |last3=Baker |first3=Victor R. |last4=Gulick |first4=Virginia C. |volume=5 |doi=10.1038/srep13404 |url=http://www.nature.com/articles/srep13404 |accessdate=2015-09-12 |display-authors=etal |pages=13404}}</ref> Así, ''"la deposición de sedimentos de los ríos y el derretimiento glacial llenó cañones gigantes bajo el océano primordial contenido dentro de las tierras bajas del norte del planeta"'', y ''"fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que fue liberado más tarde formando grandes inundaciones, cuyos efectos pueden ser vistos hoy."''<ref name="Floods 2015"/><ref name="Rodriguez 2015"/>

== Primeros indicios ==
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Hasta encontrar hielo, cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte, los bordes de esa excavación deberían haberse hundido, como cuando se hace un surco en la arena. Sin embargo, los bordes de las incisiones practicadas en la superficie marciana no se hundían, como si el suelo estuviera húmedo. Esto hacía suponer que entre las partículas del suelo había quizás agua congelada, un fenómeno que, por otro lado, es común en las regiones muy frías de la Tierra, donde desde las grandes [[Glaciación cuaternaria|glaciaciones del Cuaternario]], el suelo está profundamente helado ([[permafrost]]).


En [[mayo]] de [[2002]] la nave [[Mars Odyssey]] detectó [[hidrógeno]] superficial. Esto hizo pensar en la posibilidad de que este hidrógeno se pudiera combinar con grupos [[Grupo hidroxilo|hidroxilo]] para formar agua helada. El hielo formaría una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad de la superficie y comprendería desde los casquetes polares hasta los 60° de latitud.
En [[mayo]] de [[2002]] la nave [[Mars Odyssey]] detectó [[hidrógeno]] superficial. Esto hizo pensar en la posibilidad de que este hidrógeno se pudiera combinar con grupos [[Grupo hidroxilo|hidroxilo]] para formar agua helada. El hielo formaría una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad de la superficie y comprendería desde los casquetes polares hasta los 60° de latitud.

Revisión del 10:27 1 may 2017

Impresión artística de una hipotética superficie marciana en el pasado, basada en datos geológicos.

La presencia de agua en Marte se investiga desde hace cientos de años. La geografía del planeta parece indicar fuertes accidentes que habrían sido producidos por el agua en tiempos pasados, en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales. Hoy la atmósfera de Marte se estima que tiene un 0,01 % de agua en forma de vapor y se sabe que hay también agua helada en el subsuelo. La presión atmosférica marciana es muy inferior a la de la Tierra y la temperatura también; estas condiciones ambientales hacen que el ciclo del agua en Marte sea diferente al de la Tierra, puesto que esta pasa directamente de estado sólido a gaseoso y viceversa sin pasar por el estado líquido.

Antecedentes históricos

Mapa histórico de Marte, obra de Giovanni Schiaparelli
Mapa histórico de Marte, obra de Giovanni Schiaparelli  
Canales de Marte ilustrados por el astrónomo Percival Lowell (1898).
Canales de Marte ilustrados por el astrónomo Percival Lowell (1898).  

La noción de agua en Marte precedió a la era espacial por cientos de años. Los primeros observadores, utilizando telescopios ópticos, asumieron correctamente que los casquetes y las nubes polares de color blanco eran indicadores de la presencia de agua. Estas observaciones, junto con el hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevó al astrónomo William Herschel a declarar en 1784 que Marte probablemente ofrecería a sus hipotéticos habitantes "una situación en muchos aspectos similar a la nuestra".[1]​

A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocían que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no se aceptaba, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta "moribundo" con solo una escasa cantidad de agua. Las áreas oscuras, que se podía ver como cambiaban estacionalmente, fueron consideradas entonces como extensiones de vegetación.[2]​ La persona responsable de popularizar esta visión de Marte fue Percival Lowell (1855 – 1916), quien imaginó una raza de marcianos construyendo una red de canales para llevar agua desde los polos a los habitantes establecidos en el ecuador del planeta. A pesar de generar un tremendo entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. El consenso científico establecido por entonces es probablemente mejor resumido por el astrónomo inglés Edward Maunder (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con "las condiciones sobre un pico de seis mil metros de altura en una isla del Ártico, donde solamente se podría esperar que sobreviviesen los líquenes".[3]​

Mientras tanto, muchos astrónomos estaban refinando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composición de la atmósfera de Marte. Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham del Observatorio del Monte Wilson intentaron identificar el oxígeno y el vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocida con certeza fue el dióxido de carbono (CO2) identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947.[4]​ El vapor de agua no fue detectado inequívocamente en Marte hasta 1963.[5]​

Imagen tomada por el Mariner 4, mostrando un planeta estéril (1965)

La composición de los casquetes polares de Marte, se había asumido que estaban formados por hielo de agua desde los tiempos de Cassini (1666). Sin embargo, esta idea fue cuestionada por algunos científicos en el siglo XIX, que pensaron en el hielo de CO2 debido a la baja temperatura total del planeta y a la apreciable carencia evidente de agua. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966.[6]​ Actualmente se sabe que los casquetes invernales en ambos polos se componen principalmente de hielo de CO2, pero que permanece una capa permanente (o perenne) de hielo de agua 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 el hielo de agua.

La pieza final del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el Mariner 4 en 1965. Las granuladas imágenes de televisión enviadas por la nave espacial mostraron una superficie dominada por cráteres de impacto, lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no había experimentado el nivel de erosión y actividad tectónica presente en la Tierra. Poca erosión significaba que el agua líquida no había desempeñado probablemente un papel grande en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años.[7]​ Además, las variaciones en las señales de radio de la nave espacial a medida que pasaba detrás del planeta permitían a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la tierra en al nivel del mar, excluía de forma efectiva la existencia de agua líquida, que rápidamente herviría o se congelaría a presiones tan bajas.[8]​ Estos datos generaron una visión de Marte como un mundo muy parecido a la Luna, pero con una tenue atmósfera capaz de mover el polvo alrededor alrededor del planeta. 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 inclemente que el actual.

El 24 de enero de 2014, la NASA informó que los vehículos exploradores Curiosity y Opportunity estaban buscando evidencias de antigua vida en Marte, incluyendo indicios de una biosfera basada en microorganismos de nutrición autótrofa, quimiótrofa y/o litótrofa, así como la antigua presencia agua, incluyendo planicies lacustres (llanuras relacionadas con ríos antiguos o lagos) que puedieran haber sido habitables.[9]​[10]​[11]​[12]​

Durante muchos años se pensó que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberación de un acúmulo de agua global, pero una investigación publicada en 2015 revela depósitos regionales de sedimentos y hielo formados 450 millones de años antes de convertirse en flujos de agua.[13]​ Así, "la deposición de sedimentos de los ríos y el derretimiento glacial llenó cañones gigantes bajo el océano primordial contenido dentro de las tierras bajas del norte del planeta", y "fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que fue liberado más tarde formando grandes inundaciones, cuyos efectos pueden ser vistos hoy."[14]​[13]​

Primeros indicios

Hasta encontrar hielo, cuando las pequeñas palas mecánicas de las sondas espaciales excavaban en la superficie polvorienta de Marte, los bordes de esa excavación deberían haberse hundido, como cuando se hace un surco en la arena. Sin embargo, los bordes de las incisiones practicadas en la superficie marciana no se hundían, como si el suelo estuviera húmedo. Esto hacía suponer que entre las partículas del suelo había quizás agua congelada, un fenómeno que, por otro lado, es común en las regiones muy frías de la Tierra, donde desde las grandes glaciaciones del Cuaternario, el suelo está profundamente helado (permafrost).

En mayo de 2002 la nave Mars Odyssey detectó hidrógeno superficial. Esto hizo pensar en la posibilidad de que este hidrógeno se pudiera combinar con grupos hidroxilo para formar agua helada. El hielo formaría una capa de entre 30 y 60 cm de profundidad de la superficie y comprendería 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 en el polo sur del planeta, pero congelada.[15]​ La observación de líneas espectrales de vapor de agua se hizo al final del verano, cuando el "hielo seco" se sublima y deja un casquete residual de agua.

El 31 de julio de 2008, la NASA hizo público que el día anterior, 30 de julio de 2008, el vehículo explorador Phoenix había realizado pruebas de laboratorio que habían confirmado la existencia de agua en Marte.[16]​[17]​ 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 la instrumentación identificó como vapor de agua. La muestra, en forma de una capa dura de material congelado, fue extraída de una perforación de cerca de cinco centímetros en el suelo marciano y expuesta durante dos días al ambiente de Marte, hasta que el agua que contenía empezó a evaporarse, circunstancia que según el comunicado facilitó la observación.[18]​

Presencia actual de hielo de agua

Proporción de hielo de agua presente en el metro superior de la superficie marciana para latitudes bajas (imagen superior) y latitudes altas (imagen inferior). Los porcentajes se obtienen a través de cálculos estequiométricos basados ​​en flujos de neutrones epitermales. Estos flujos fueron detectados por el Espectrómetro de Neutrones a bordo de la nave Mars Odyssey 2001.

Una cantidad significativa de hidrógeno de superficie ha sido observada globalmente por el Espectrómetro de Neutrones del Mars Odyssey y por el Espectrómetro de Rayos Gamma.[19]​ Se piensa que este hidrógeno se incorpora a la estructura molecular del hielo. Mediante cálculos estequiométricos a partir de los flujos observados, se han deducido 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, particularmente alrededor de los volcanes Elysium, Terra Sabaea y al noroeste de Terra Sirenum, y existe en concentraciones de hasta el 18% de hielo en el subsuelo. Por encima de los 60 grados de latitud, el hielo es muy abundante. Alrededor de los polos por encima de los 70 grados de latitud, las concentraciones de hielo superan el 25% casi en todas partes, y se aproximan al 100% en los polos.[20]​ Más recientemente, los instrumentos de sondeo por radar SHARAD y MARSIS han comenzado a ser capaces de confirmar si elementos individuales de la superficie son ricos en hielo. Debido a la inestabilidad conocida del hielo en las condiciones superficiales actuales de Marte, se piensa que casi todo este hielo debe estar cubierto por una capa de materiales granulares o en forma de 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, daría una capa de agua equivalente de por lo menos ≈ 14 centímetros. La superficie marciana promedio en el planeta posee aproximadamente un 14% de agua.[21]​ El hielo de agua actualmente bloqueado en ambos polos marcianos corresponde a una capa de agua equivalente de 30 metros, y la evidencia geomórfica favorece cantidades significativamente mayores de agua de superficie a lo largo de la historia geológica, con espesores equivalentes de hasta 500 metros.[22]​ Se cree que parte de esta agua del pasado se ha perdido en el subsuelo profundo, y parte en el espacio, aunque el balance de masa detallado de estos procesos sigue siendo mal entendido.[23]​ El actual depósito atmosférico de agua es importante como un conducto que permite la migración gradual del hielo de una parte de la superficie a otra, tanto en épocas estacionales como en épocas más largas. Es insignificante en volumen, con un espesor equivalente de no más de 10 micrómetros.[24]​

Zonas de hielo

El 28 de julio de 2005, la Agencia Espacial Europea anunció la existencia de un cráter parcialmente lleno de agua congelada; [25]​ y algunas fuentes interpretaron el descubrimiento como un "lago de hielo". [26]​ Las imágenes del cráter tomadas por la Cámara Estereoscópica de Alta Resolución en órbita 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, situado aproximadamente en las coordenadas 70,5° norte y 103° este. El cráter tiene 35 kilómetros de diámetro y cerca de 2 kilómetros de profundidad. La diferencia de altura entre el suelo del cráter y la superficie del hielo de agua es de unos 200 metros. 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. Mientras que los científicos no se refieren a esta superficie como 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 la generación moderna de orbitadores, se ha hecho gradualmente más evidente que probablemente existen muchas más zonas de hielo dispersas a través de la superficie marciana. Muchos de estos supuestos parches de hielo se concentran en las latitudes medias marcianas (≈30-60° N/S del ecuador). Por ejemplo, muchos científicos creen que los elementos observados en esas bandas de latitud que se describen de manera diversa como "manto dependiente de la latitud" o "terreno coherente" consisten en parches de hielo cubiertos de polvo o de desechos que se degradan lentamente. Una cubierta de materiales detríticos sirve para explicar las superficies opacas observadas en las imágenes que no reflejan la luz como el hielo, y también para permitir que estos parches de hielo se mantengan durante un largo período de tiempo sin sublimarse por completo. Estos parches se han sugerido como posibles fuentes de agua para explicar algunos de los enigmáticos elementos de flujo canalizados similares a barrancos que también se han localizado 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.[27]​[28]​[29]​

Mar congelado ecuatorial

En la Elysium Planitia meridional se han descubierto rasgos superficiales consistentes con el hielo a la deriva.[30]​ Lo que parecen ser placas, varían en tamaño de 30 metros a 30 kilómetros, y 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 claramente las distinguen 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 la lava de unos 2 a 10 millones de años. Se sugirió que el agua salía del Cerberus Fossae y luego se agrupaba y se congelaba en las llanuras de bajo nivel, y que esos lagos aún pueden existir bajo la superficie,[31]​ pero no todos los científicos están de acuerdo con estas conclusiones.[32]​[33]​[34]​

Casquetes de hielo polar

Imagen del casquete polar marciano norte tomada por el Mars Global Surveyor durante el verano boreal.

Se cree que tanto la capa polar norte (Planum Boreum) como la capa polar sur (Planum Australe) crecen en 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 kilómetros bajo la superficie.[35]​ En el mismo año, el instrumento OMEGA del mismo orbitador reveló que el casquete se divide en tres partes distintas, con contenidos variables de agua congelada dependiendo de 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.[36]​ 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.[37]​ La tercera parte abarca los vastos campos de permafrost que se extienden a decenas de kilómetros de distancia de las escarpas, y que obviamente no forman parte del casquete hasta que se analiza la composición de la superficie.[38]​[39]​ Los científicos de la NASA calculan que el volumen de hielo de agua en la capa polar del sur, si se fundiese, sería suficiente para cubrir toda la superficie planetaria con una profundidad de 11 metros.[40]​[41]​ Las observaciones sobre ambos polos y más ampliamente sobre el planeta sugieren que la fusión de todo el hielo superficial producirá una capa global de agua equivalente a 35 metros de profundidad.[42]​

Corte transversal de una porción de la capa de hielo polar norte de Marte, deducida de sondeos de radar por satélite.

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.[43]​ 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 kilómetros cúbicos. 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 metros.[44]​ Ambas cubiertas polares revelan abundantes capas internas finas cuando se examinan en imágenes de HiRISE del Mars Global Surveyor. Muchos investigadores han intentado utilizar esta estratificación para poder comprender la estructura, la historia y las propiedades de flujo de los casquetes polares marcianos,[45]​ aunque su interpretación no es sencilla.[46]​

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 estuviera presente antes de formarse las capas polares en el planeta rojo, es posible que todavía haya agua líquida debajo de las capas de hielo.[47]​

Hielo en el terreno

Durante muchos años, varios científicos han sugerido que algunas superficies marcianas se parecen a las regiones periglaciales de la Tierra.[48]​ Por analogía con estos elementos terrestres, se ha argumentado durante muchos años 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, la aparición de patrones geométricos sobre el suelo, aparece en una serie de formas distintas, incluyendo rayas y polígonos. En la Tierra, estas formas son causadas por la congelación y descongelación del suelo.[49]​ Existen otros tipos de evidencia de grandes cantidades de agua congelada bajo la superficie de Marte, como el suavizado del terreno, que rodea rasgos topográficos agudos.[50]​ Los cálculos y análisis teóricos han tendido a demostrar la posibilidad de que estos rasgos morfológicos se formen por los efectos del hielo molido. La evidencia del Espectrómetro de Rayos Gamma del Mars Odyssey y las mediciones directas con el lander Phoenix han corroborado que muchas de estas características están íntimamente asociadas 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 elementos 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 las capas más gruesas de lava. [51]​

Topografía festoneada

Artículo principal: Topografía festoneada
Etapas en la formación de festones en Hellas quadrangle

Ciertas regiones de Marte muestran depresiones en forma de festón. Se sospecha que las depresiones son los restos degradados de un manto formado por depósitos rico 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 del 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.[52]​ Este material del manto 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 presentan normalmente decenas de metros de profundidad y desde unos pocos cientos a unos pocos miles de metros de diámetro. Pueden ser casi circulares o alargados. Algunos parecen haber coalescido causando la formación de extensos terrenos repletos 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.[53]​[54]​

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.[55]​ Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua en el lago Superior.[56]​[57]​ 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. 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.[58]​[59]​[60]​

Estos elementos festoneados son superficialmente similares a las marcas del queso suizo, encontradas alrededor del casquete polar sur marciano. Se cree que estas marcas del queso suizo son debidas 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.[61]​

Glaciares

Vista de un depósito de lóbulos glaciares de 5 km de ancho que se inclina hacia arriba en un cañón de caja. La superficie tiene 'morenas', depósitos de rocas que muestran cómo avanzó el glaciar.

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.[62]​[63]​ 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 finas de roca aislante y/o polvo.[64]​[65]​ En enero de 2009, los científicos publicaron los resultados de un estudio de radar de los glaciares, como los llamados lóbulos de derrubios delanteros en un área llamada Deuteronilus Mensae, que encontró evidencia generalizada de hielo situado por debajo de unos metros de escombros de roca.[66]​ Los glaciares se asocian con el terreno accidentado y con el relieve de muchos volcanes. Los investigadores han descrito depósitos glaciales sobre Hecates Tholus[67]​, Arsia Mons[68]​, Pavonis Mons, [69]​ y el Olympus Mons.[70]​ Los glaciares también han sido reportados sobre una serie de grandes cráteres marcianos en las latitudes medias y superiores.

Reull Vallis con depósitos lineales. La ubicación es Hellas quadrangle

Elementos similares a los glaciares en Marte se conocen de diversas maneras como fenómenos de flujo viscoso,[71]​ rasgos de flujo marcianos, lóbulos de derrubios frontales o rellenos de valles lineales, dependiendo de su forma característica y de su ubicación. Muchos de los pequeños glaciares, pero no todos, parecen estar asociados con barrancos en las paredes de los cráteres y en el material del manto. 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 de lineales en los lechos pueden estar relacionados con detritos lobulados frontales, que se ha comprobado que contienen grandes cantidades de hielo mediante observaciones de radar en órbita. Durante muchos años, los investigadores interpretaron que estos "lóbulos de detritos delanteros" eran flujos glaciares y se pensó que el hielo podía existir bajo una capa aislante de rocas.[72]​[73]​[74]​ 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.[75]​[76]​

Una cresta interpretada como la morrena terminal de un glaciar alpino. La ubicación es Ismenius Lacus quadrangle

El hielo en movimiento transporta materiales rocosos, que se depositan cuando el hielo desaparece. Esto sucede típicamente en la nariz o en los bordes del glaciar. En la Tierra, tales características serían llamadas 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 ser depositadas sin ser desviadas por la topografía subyacente, lo que se cree 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 acúmulos 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 atrás 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.[77]​

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 por ejemplo, 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 insolación que llega al planeta, la temperatura y la densidad de la atmósfera, y el flujo de calor geotérmico son todos más bajos en Marte que en la Tierra, el modelado sugiere que la temperatura de la interfase entre un glaciar y su lecho permanece por debajo de cero, por lo que el hielo se mantiene literalmente congelado hasta el suelo. Esto evita que se deslice a través de su lecho, lo que se cree que inhibe la capacidad del hielo para erosionar la superficie.

Agua en la atmósfera

También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01 %) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formariá 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 hipótesis, en tiempos pasados Marte tuvo abundantes cursos de agua, hecho posible porque contaba también con 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, cosa que hizo desaparecer el agua de la superficie de Marte. Ahora bien, el agua todavía subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos (mayoritariamente CO2 congelado), y según parece, en el subsuelo.

Hay muestras claras de erosión en varios lugares de Marte tanto a causa del viento como del agua. La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, 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 periodo 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. 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 porque el curso del agua así creado por la fusión del permafrost pudo excavar un lecho.

En junio de 2000 la nave Mars Global Surveyor detectó en paredes de cráteres o en valles profundos donde no da nunca el Sol, unos accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos.[78]​[79]​ 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 metros 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.

Mapa interactivo de Marte

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba PateraAmazonis PlanitiaArabia TerraArgyre PlanitiaChryse PlanitiaCydonia MensaeElysium MonsElysium PlanitiaGale (cráter)Hellas PlanitiaHolden (cráter)Isidis PlanitiaJezero (cráter)Lomonosov (cráter marciano)Lyot (cráter marciano)Lunae PlanumMalea PlanumMaraldi (cráter marciano)Mie (cráter)Milankovic (cráter marciano)Noachis TerraOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeTerra SirenumSyria PlanumTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas Borealis
Mapa interactivo de la topografía global de Marte. Mueva el ratón para ver los nombres de más de 25 elementos geográficos prominentes, y haga clic para consultar sobre ellos. El color del mapa base indica elevaciones relativas, basadas en datos del Altímetro Láser del Orbitador de Marte dentro del programa Mars Global Surveyor de la NASA. Rojos y rosas son zonas elevadas (+3 km a +8 km); el amarillo representa 0 km de altura; verdes y azules representan la elevación más baja (hasta -8 km). Los blancos (> +12 km) y marrones (> +8 km) son las mayores elevaciones. Los ejes son latitud y longitud; los polos no se muestran.









Véase también

Referencias

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  73. ↑ Head, J. W.; Neukum, G.; Jaumann, R.; Hiesinger, H.; Hauber, E.; Carr, M.; Masson, P.; Foing, B.; Hoffmann, H.; Kreslavsky, M.; Werner, S.; Milkovich, S.; van Gasselt, S.; HRSC Co-Investigator Team (2005). «Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars». Nature 434 (7031): 346-350. Bibcode:2005Natur.434..346H. PMID 15772652. doi:10.1038/nature03359. 
  74. ↑ Staff (17 de octubre de 2005). «Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers». Marstoday. Brown University. 
  75. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Holt, J. 20082
  76. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Plaut, J. 20083
  77. ↑ «Jumbled Flow Patterns». Arizona University. Consultado el 16 de enero de 2012. 
  78. ↑ UniversQuark, 8-12-2006: Aigua a Mart?
  79. ↑ InfoK, TV3, 7-12-2006: Vídeo amb la notícia Aigua a Mart
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