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¿Por qué (casi) no hay agua en Marte?

 

por Franck Montmessin, Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) - Université Paris-Saclay

Marte es conocido por su atmósfera fina, donde el CO2 domina y proporciona la mayor parte de la masa y presión atmosféricas, esta última comparable a la que se encuentra en la estratosfera de la Tierra a más de 30 kilómetros sobre la superficie.

Pero ¿qué pasa con el agua? Agua en Marte se observa actualmente en la superficie como una capa de hielo en el Polo Norte de varios kilómetros de espesor, como escarcha estacional en las épocas más frías del año, y en la atmósfera como vapor y hielo en las nubes. Sin embargo, la atmósfera marciana es extremadamente seca en comparación con la Tierra: en proporción, hay 100 veces menos agua presente en la atmósfera de Marte que en la de la Tierra. Si bien la precipitación en la Tierra da como resultado películas de agua de varios centímetros, el agua que se precipitaría en Marte solo formaría una película delgada de menos de un milímetro.

De nuevos datos permítanos comprender mejor por qué (casi) no hay más agua en Marte cuando debió haber sido abundante en el pasado.

El agua se escapa de la atmósfera marciana

Porque todo indica que Marte no siempre fue el planeta frío y árido que conocemos hoy. Marte exhibe muchos testimonios en su superficie de un pasado lejano, hace unos cuatro mil millones de años, donde el agua líquida circulaba en grandes arroyos y se estancaba en forma de cuencas o lagos, como en el cráter Jezero mientras el rover Perseverance está explorando en busca de rastros de Vida pasada.

El cráter Jézéro, donde aterrizó Perseverance en febrero de 2021, era un lago en un pasado lejano.
NASA / JPL-Caltech

Para que el agua líquida circule tanto y resida en la superficie el tiempo suficiente para dejar todas estas huellas, es necesario invocar un clima radicalmente diferente al que observamos hoy. Podría decirse que Marte, la Tierra y Venus se obtuvieron a partir de los mismos materiales básicos, lo que significa que deben haber conocido grandes similitudes muy temprano en 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, no ha podido retener su atmósfera a lo largo del tiempo.

De hecho es esto "Teoría del escape" lo que explica la delgadez actual de la atmósfera de Marte. Este escape ocurre muy alto en la atmósfera, por encima de los 200 kilómetros, donde las moléculas ya se han disociado en átomos y donde las más ligeras, como el hidrógeno, pueden desprenderse de la débil gravedad de Marte. Expuesta a las partículas energéticas del viento solar, esta “exosfera” de Marte es también su “talón de Aquiles”, porque con el tiempo ha permitido que se perdieran en el espacio el equivalente a cientos de atmósferas actuales.

Nuevos datos

Nuevos datos, recibidos del Misión Trace Gas Orbiter de la ESA (Agencia Espacial Europea) y publicado hoy en la revista Nature Astronomy, ven a iluminarnos sobre los sutiles mecanismos que gobiernan el escape del agua.

Este escape era conocido por todos, especialmente porque el agua marciana tiene una composición única. De hecho, los isótopos del agua, en particular el agua "semi-pesada" HDO donde un átomo de hidrógeno (H) es reemplazado por un átomo de deuterio (D) dos veces más pesado, que hemos medido en Marte desde la década de 80, revelan concentración 6 veces mayor en deuterio en Marte que en la Tierra. Este enriquecimiento relativo se interpreta precisamente como resultado del escape de hidrógeno, que poco a poco dejó atrás los isótopos más pesados, en este caso D y HDO, lo que explica esta relación de enriquecimiento de 6.

Por extrapolación, la cantidad inicial de agua en Marte debe haber sido al menos 6 veces mayor que ahora, o el equivalente a una capa líquida de cien metros que cubre el planeta. Esto muestra cómo la relación HDO / H20 es crucial para proyectarse en la juventud de Marte y arrojar luz sobre la hipótesis de un pasado clima cálido y húmedo, previo a su habitabilidad.

Compare la relación isotópica entre el agua "semipesada" HDO y el agua "habitual" H20 para comprender la evolución de la cantidad de agua en la superficie de Marte y su clima.
Franck Montmessin, Proporcionado por el autor

Estos resultados del Trace Gas Orbiter nos permiten comprender mejor las condiciones bajo las cuales el agua y el agua semipesada presente en la atmósfera inferior se transportan a la atmósfera superior y luego se transforman en átomos capaces de escapar. De hecho, nos hemos preguntado durante mucho tiempo hasta qué punto los procesos intermedios pueden modificar la forma en que el hidrógeno y el deuterio del agua acceden a la exosfera. Durante 20 años, dos teorías han sugerido que el hidrógeno y el deuterio no pueden alcanzar la exosfera en las proporciones que tienen en las moléculas de agua de la atmósfera inferior. Estos procesos intermedios son por un lado la condensación, que forma las nubes de hielo de agua marciana, y por otro lado, la fotólisis, que rompe la molécula de agua y libera un átomo de hidrógeno o deuterio debajo de ella.Acción de los rayos UV.

Estudiadas en el laboratorio durante décadas, se sabe que la condensación y la fotólisis afectan al agua y sus isótopos de una manera específica: esto se denomina “fraccionamiento isotópico”. También es gracias a nuestra comprensión del fraccionamiento isotópico que es posible rastrear el curso climático pasado de la Tierra perforando núcleos de hielo en los polos, donde la concentración de HDO revela el clima más o menos frío que reinaba. condensado en hielo. Es una disciplina donde sobresale la comunidad francesa, y que permitió iniciar un trabajo exploratorio en el contexto marciano dentro de los laboratorios franceses.

En Marte, el fraccionamiento por fotólisis opera de manera opuesta al fraccionamiento por condensación. Sobre todo, los dos no operan al mismo tiempo en el curso del agua; este último punto tiene un impacto importante en el destino de los átomos de hidrógeno y deuterio. De hecho, la condensación de vapor de agua tiende a concentrar el HDO en el hielo formado y, por lo tanto, de facto agota el vapor en HDO. La fotólisis, por su parte, tiende a promover la liberación de deuterio presente en la molécula de HDO. Durante mucho tiempo se asumió que el fraccionamiento isotópico por condensación, que empobrece al vapor en el deuterio, dominaba la fotólisis y obligaba a que la proporción de deuterio en la exosfera fuera menor que en el agua de la atmósfera inferior.

Que es esto'estudio reciente revela es que la condensación en realidad juega un papel menor en la proporción de deuterio en la exosfera. Gracias al instrumento Atmospheric Chemistry Suite del Trace Gas Orbiter y sus mediciones simultáneas de H20 y HDO, pudimos mostrar de dónde provienen los átomos de hidrógeno y deuterio, a una altitud y un período del año marciano donde la condensación no tiene la posibilidad de interferir con la fotólisis.

De hecho, es la fotólisis la que produce la mayoría de los átomos y la que dicta el fraccionamiento isotópico de los átomos de hidrógeno que escapan de la atmósfera marciana superior.

Próximo destino: comprender el camino del agua, desde la superficie hasta la atmósfera superior

Este cuestionamiento de nuestra comprensión de los procesos que conducen al escape de agua plantea un hito fundamental en los intentos de rastrear la historia del agua en Marte. Solo el satélite Trace Gas Orbiter es capaz de revelar las concentraciones conjuntas de H20 y HDO. Pero uno otro satélite, esta vez de la NASA, MAVEN, es capaz de observar y caracterizar las poblaciones de hidrógeno y deuterio en la exosfera.

Una importante línea de investigación está surgiendo de la concomitancia de estas dos misiones y ahora es posible prever la posibilidad de describir el curso completo del agua desde la atmósfera inferior hasta la atmósfera más alta, donde los átomos que la componen escapan al espacio. Solo una comprensión detallada de esta ruta permitirá a la comunidad desarrollar escenarios confiables sobre la historia del agua durante los últimos miles de millones de años y, por lo tanto, la posibilidad de corroborar la habitabilidad pasada de Marte, donde la vida pudo haber surgido.La conversación

Franck Montmessin, Director de Investigación del CNRS en el Laboratorio de Atmósferas, Ambientes y Observaciones Espaciales (LATMOS), Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) - Université Paris-Saclay

Este artículo ha sido publicado de nuevo. La conversación bajo licencia Creative Commons. Lee elarticulo original.

© Imagen destacada: El casquete polar norte de Marte fotografiado por la misión Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. NASA / JPL-Caltech / MSSS

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