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Por que (quase) não há água em Marte?

 

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

Marte é conhecido por sua atmosfera fina, onde o CO2 domina e fornece a maior parte da massa e pressão atmosféricas, esta última comparável à encontrada na estratosfera da Terra a mais de 30 quilômetros acima da superfície.

Mas e quanto à água? Água em Marte é observado atualmente na superfície como uma camada de gelo no Pólo Norte com vários quilômetros de espessura, como geadas sazonais em épocas mais frias do ano e na atmosfera como vapor e gelo nas nuvens. No entanto, a atmosfera marciana é extremamente seca em comparação com a Terra: em proporção, 100 vezes menos água está presente na atmosfera de Marte do que na da Terra. Enquanto a precipitação na Terra resulta em filmes de água de vários centímetros, a água que seria precipitada em Marte formaria apenas um filme fino de menos de um milímetro.

De novos dados nos permitem entender melhor por que não há (quase) mais água em Marte quando deveria ser abundante no passado.

Água escapa da atmosfera marciana

Porque tudo indica que Marte nem sempre foi o planeta frio e árido que conhecemos hoje. Marte exibe muitos testemunhos em sua superfície de um passado distante - cerca de quatro bilhões de anos atrás, onde a água líquida circulava em grandes riachos e estagnava na forma de bacias ou lagos, como na cratera de Jezero enquanto o rover Perseverance está explorando traços de vida passada.

A cratera Jézéro, onde o Perseverance pousou em fevereiro de 2021, era um lago no passado distante.
NASA / JPL-Caltech

Para que a água líquida circule tanto e permaneça na superfície o tempo suficiente para fazer todas essas marcas, é necessário invocar um clima radicalmente diferente do que observamos hoje. Marte, Terra e Vênus foram provavelmente acrescidos dos mesmos materiais básicos, o que significa que eles devem ter conhecido grandes semelhanças desde o início de sua história. Mas, embora a Terra e Vênus tenham retido a maior parte de sua espessa atmosfera, Marte, devido ao seu pequeno tamanho e baixa gravidade, não foi capaz de reter sua atmosfera ao longo do tempo.

É realmente isso "Teoria do escape" o que explica a atual escassez da atmosfera de Marte. Essa fuga ocorre muito alto na atmosfera, acima de 200 quilômetros, onde as moléculas já se dissociaram em átomos e onde as mais leves, como o hidrogênio, podem se desprender da fraca gravidade de Marte. Exposta às partículas energéticas do vento solar, esta “exosfera” de Marte é também o seu “calcanhar de Aquiles”, pois ao longo do tempo permitiu que se perdessem no espaço o equivalente a centenas de atmosferas atuais.

Novos dados

Novos dados, recebidos do Missão Trace Gas Orbiter da ESA (Agência Espacial Europeia) e publicado hoje na revista Nature Astronomy, vem nos esclarecer sobre os mecanismos sutis que governam o escape da água.

Essa fuga era do conhecimento de todos, especialmente porque a água marciana tem uma composição que é única. Na verdade, os isótopos da água, em particular a água "semi-pesada" HDO, onde um átomo de hidrogênio (H) é substituído por um átomo de deutério (D) duas vezes mais pesado, que medimos em Marte desde os anos 80, revelam uma relação concentração 6 vezes maior em deutério em Marte do que na Terra. Esse enriquecimento relativo é interpretado justamente como o resultado do escape do hidrogênio, que gradualmente deixou para trás os isótopos mais pesados, neste caso D e HDO, explicando essa razão de enriquecimento de 6.

Por extrapolação, a quantidade inicial de água em Marte deve ter sido pelo menos 6 vezes maior do que agora, ou o equivalente a uma camada líquida de cem metros cobrindo o planeta. Isso mostra como a razão HDO / H20 é crucial para projetar na juventude de Marte e lançar luz sobre a hipótese de um clima quente e úmido passado, antes de sua habitabilidade.

Compare a razão isotópica entre água "semi-pesada" HDO e água "usual" H20 para entender a evolução da quantidade de água na superfície de Marte e seu clima.
Franck Montmessin, Fornecido pelo autor

Esses resultados do Trace Gas Orbiter nos permitem entender melhor as condições sob as quais a água e a água semi-pesada presente na atmosfera inferior são transportadas para a atmosfera superior e então se transformam em átomos capazes de escapar. Na verdade, há muito tempo nos perguntamos até que ponto os processos intermediários podem modificar a maneira como o hidrogênio e o deutério da água acessam a exosfera. Durante 20 anos, duas teorias sugeriram que o hidrogênio e o deutério não podem atingir a exosfera nas proporções que têm nas moléculas de água da baixa atmosfera. Esses processos intermediários são, por um lado, a condensação, que forma as nuvens de gelo de água marciana, e, por outro lado, a fotólise, que quebra a molécula de água e libera um átomo de hidrogênio ou deutério sob ela.

Estudadas em laboratório há décadas, a condensação e a fotólise são conhecidas por afetar a água e seus isótopos de uma maneira específica: isso é chamado de “fracionamento isotópico”. É também graças ao nosso entendimento do fracionamento isotópico que é possível traçar o curso climático passado da Terra perfurando núcleos de gelo nos pólos, onde a concentração de HDO revela o clima mais ou menos frio que reinava. condensado em gelo. É uma disciplina onde a comunidade francesa se destaca, e que permitiu iniciar trabalhos exploratórios no contexto marciano em laboratórios franceses.

Em Marte, o fracionamento por fotólise opera de maneira oposta ao fracionamento por condensação. Acima de tudo, os dois não operam ao mesmo tempo no curso da água - este último ponto tem um grande impacto no destino dos átomos de hidrogênio e deutério. Na verdade, a condensação do vapor d'água tende a concentrar o HDO no gelo formado e, portanto, de fato esgota o vapor no HDO. A fotólise, por sua vez, tende a promover a liberação do deutério presente na molécula de HDO. Por muito tempo, foi assumido que o fracionamento isotópico por condensação, que torna o vapor mais pobre em deutério, dominava a fotólise e forçava a proporção de deutério na exosfera a ser menor do que na água da baixa atmosfera.

O que isso'estudo recente revela é que a condensação, na verdade, desempenha um papel menor na proporção de deutério na exosfera. Graças ao instrumento Atmospheric Chemistry Suite do Trace Gas Orbiter e suas medições simultâneas de H20 e HDO, pudemos mostrar de onde vêm os átomos de hidrogênio e deutério, em uma altitude e em um período do ano marciano em que a condensação não tem a possibilidade de interferir na fotólise.

Na verdade, é a fotólise que produz a maioria dos átomos e que determina o fracionamento isotópico dos átomos de hidrogênio que escapam da alta atmosfera marciana.

Próximo destino: compreender o caminho da água, da superfície à alta atmosfera

Esse questionamento de nossa compreensão dos processos que levam ao escape de água representa um marco crítico nas tentativas de rastrear a história da água em Marte. Apenas o satélite Trace Gas Orbiter é capaz de revelar as concentrações conjuntas de H20 e HDO. Mas um outro satélite, desta vez da NASA, MAVEN, é capaz de observar e caracterizar as populações de hidrogênio e deutério na exosfera.

Uma grande linha de pesquisa está emergindo da concomitância dessas duas missões e agora é possível imaginar ser capaz de descrever o curso completo da água da baixa atmosfera até a alta atmosfera, onde os átomos que a constituem escapam para o espaço. Somente uma compreensão detalhada desta rota permitirá à comunidade desenvolver cenários confiáveis ​​sobre a história da água nos últimos bilhões de anos e, portanto, a possibilidade de corroborar a habitabilidade passada de Marte onde a vida poderia ter surgido.A Conversação

Franck Montmessin, Diretor de Pesquisa do CNRS no Laboratório de Atmosferas, Ambientes e Observações Espaciais (LATMOS), Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) - Université Paris-Saclay

Este artigo foi republicado a partir de A Conversação sob licença Creative Commons. Leia oartigo original.

© Imagem apresentada: A calota polar norte de Marte fotografada pela missão Mars Reconnaissance Orbiter da NASA. NASA / JPL-Caltech / MSSS

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