💧 Marte esconderÃa inmensos reservorios de agua donde no se espera encontrarlos
Observaciones recientes de las sondas espaciales Mars Odyssey y ExoMars Trace Gas Orbiter han detectado altas concentraciones de hidrógeno cerca de la superficie en las zonas ecuatoriales marcianas. Estas señales podrÃan indicar la presencia de hielo de agua preservado bajo capas de polvo o restos volcánicos. A diferencia de las capas polares bien documentadas, este hielo ecuatorial plantea preguntas sobre su origen y persistencia en un entorno donde las condiciones de superficie son normalmente desfavorables para su conservación.
Hielo de agua detectado cerca de la formación Medusae Fossae en el ecuador marciano, observado por la sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea
Crédito: Planetary Science Institute/Smithsonian Institution
Los investigadores han desarrollado modelos climáticos para simular las erupciones volcánicas explosivas que marcaron la historia antigua de Marte, entre 4,1 y 3 mil millones de años. Sus simulaciones revelan que una sola erupción de tres dÃas podÃa proyectar enormes cantidades de vapor de agua a la alta atmósfera. Este vapor, al enfrentarse a las temperaturas glaciales de la atmósfera marciana, se habrÃa condensado luego en partÃculas de hielo y caÃdo al suelo, formando depósitos que podÃan alcanzar cinco metros de espesor alrededor de los volcanes.
Saira Hamid, cientÃfica planetaria de la Universidad Estatal de Arizona y autora principal del estudio, destaca que erupciones repetidas durante millones de años podrÃan haber acumulado cantidades considerables de hielo mezclado con cenizas volcánicas. Estos depósitos bajo una capa protectora explicarÃan las señales de hidrógeno detectadas. Sin embargo, precisa que estas señales también podrÃan provenir de minerales hidratados, requiriendo investigaciones complementarias.
Las erupciones volcánicas antiguas también inyectaron ácido sulfúrico en la atmósfera marciana, creando aerosoles que reflejaban la luz solar. Este fenómeno habrÃa provocado un enfriamiento global del planeta, prolongando los perÃodos frÃos favorables a la acumulación de hielo. Paralelamente, el calor y los compuestos quÃmicos liberados por el vulcanismo podrÃan haber creado entornos temporalmente habitables, abriendo perspectivas para la búsqueda de rastros de vida pasada.
El descubrimiento de estos reservorios helados tendrÃa implicaciones mayores para la exploración humana futura. Las regiones volcánicas ecuatoriales podrÃan convertirse en objetivos prioritarios para las misiones tripuladas, ofreciendo tanto recursos de agua como sitios potenciales para la búsqueda de indicios biológicos. Estos trabajos abren nuevas pistas para comprender la evolución climática de Marte y localizar las zonas más prometedoras para las investigaciones venideras.
El vulcanismo explosivo marciano
El vulcanismo explosivo en Marte difiere fundamentalmente de las erupciones efusivas que se observan en la Tierra. Estos eventos cataclÃsmicos ocurrÃan cuando el magma rico en gases encontraba napas freáticas o bolsas de agua subterráneas, generando explosiones violentas que proyectaban materiales a decenas de kilómetros de altitud.
A diferencia de volcanes como el Olympus Mons que liberan lentamente coladas de lava, los volcanes explosivos marcianos creaban penachos eruptivos masivos capaces de inyectar enormes cantidades de cenizas y gases en la atmósfera. Estas partÃculas finas podÃan permanecer en suspensión durante meses, modificando radicalmente el albedo del planeta y su balance térmico.
La actividad volcánica explosiva era particularmente intensa durante el eón Noeico, hace más de 3,5 mil millones de años, cuando el interior de Marte estaba aún muy caliente y el agua lÃquida era más abundante en superficie. Las calderas de estos antiguos supervolcanes marcianos presentan diámetros que pueden alcanzar varios cientos de kilómetros, atestiguando la magnitud fenomenal de estos eventos.
Los depósitos de cenizas provenientes de estas erupciones forman hoy capas sedimentarias que preservan un registro único de la historia geológica y climática del planeta rojo. El estudio de estas formaciones permite reconstituir las condiciones ambientales que reinaban en las épocas donde Marte era potencialmente habitable.
La preservación del hielo en Marte
La conservación del hielo de agua en Marte representa un delicado equilibrio entre las condiciones atmosféricas, la insolación y las propiedades aislantes del suelo. En las regiones ecuatoriales donde las temperaturas pueden superar 20°C durante el dÃa, el hielo expuesto en superficie se sublima directamente en vapor de agua sin pasar por la fase lÃquida, debido a la baja presión atmosférica.
El secreto de la preservación reside en la formación de una capa aislante protectora. Las caÃdas de cenizas volcánicas, los depósitos de polvo o los derrubios rocosos crean una barrera térmica que impide que las variaciones de temperatura alcancen el hielo subyacente. Este aislamiento puede mantener el hielo estable durante miles de millones de años, incluso bajo latitudes normalmente demasiado cálidas.
La microestructura del regolito marciano juega también un papel crucial. Los suelos ricos en percloratos forman estructuras porosas que atrapan el vapor de agua y facilitan su condensación en hielo durante las noches frÃas. Estos procesos crean ciclos diurnos donde el agua cambia de estado sin perderse en la atmósfera.
Los modelos climáticos muestran que ligeras variaciones de la oblicuidad de Marte - la inclinación de su eje de rotación - pueden modificar considerablemente la distribución del hielo. Durante los perÃodos de fuerte inclinación, el hielo de los polos migra hacia las regiones ecuatoriales, donde puede quedar atrapado y preservado bajo capas protectoras hasta el ciclo siguiente.