No mucho después de la invención del telescopio en el siglo XVII, los astrónomos de la Tierra pudieron ver casquetes polares blancos en Marte. Estos insinuaban que Marte tenía al menos algo de agua en forma de nieve o hielo. (En ese momento, el hielo de CO2 ni siquiera se consideraba una posibilidad). Los casquetes se expandieron y se contrajeron drásticamente a medida que pasaban las estaciones, lo que sugería que la cantidad de agua no era grande. Pero los astrónomos no tenían forma de medir cuánta o poca agua estaba involucrada. Pronto, la idea de un desierto en todo el planeta se apoderó de los científicos y el público por igual. (Innumerables historias de ciencia ficción, novelas y películas han utilizado este Marte como telón de fondo. Véase The Martian Chronicles de Ray Bradbury, por ejemplo).
Comparado con la Tierra, Marte es realmente un desierto planetario. Si te paras en la superficie marciana en casi cualquier lugar excepto cerca de los casquetes polares, la superficie bajo los pies será mucho más seca que el desierto más seco de la Tierra. (Ese es el desierto de Atacama en Chile, donde la precipitación anual promedia menos de 15 milímetros, o aproximadamente media pulgada).
Desierto de Atacama en Chile. Foto: NatGeo.
Sin embargo, desde mediados de la década de 1960, los científicos de Marte han recopilado una amplia variedad de datos digitalizados de muchas naves espaciales que llevan instrumentos sofisticados. Estos datos muestran que Marte tiene una gran cantidad de agua actualmente, en su mayoría congelada. Además, las imágenes orbitales de características geológicas como los canales de salida y las redes de valles sugieren fuertemente que Marte ha sido mucho más húmedo en el pasado. Como la Tierra, Marte tiene hoy cuatro fuentes conocidas, o "reservorios" de agua, según los científicos. Uno es la atmósfera, que contiene un rastro de vapor de agua. El segundo son las capas ricas en hielo en los casquetes polares y las regiones. El tercero se encuentra bajo tierra en el subsuelo.
Los científicos pueden medir las cantidades de agua en las dos primeras fuentes. Pero el tercer reservorio, el subsuelo, solo puede estimarse a partir de la cantidad de agua que se necesitó para erosionar las características geológicas visibles.
Sin embargo, la mayor incertidumbre radica en el cuarto depósito: el agua encerrada químicamente en rocas y minerales como las arcillas. Algunas investigaciones sugieren que esto podría contener tanta agua como los otros tres reservorios combinados. Pero nadie lo sabe con certeza, porque los científicos no conocen la extensión completa de tales minerales "hidratados". Ésta es un área para mucho trabajo futuro.
Entonces, ¿cuánta agua existe hoy en Marte? Cuando se habla de cantidades de agua marciana, pasada y presente, los científicos utilizan un término como capa equivalente global (GEL) o palabras similares. Este es el grosor que tendría una cantidad de agua si se distribuyera uniformemente por todo Marte. Tomando lo que puede ser detectado directamente por la nave espacial, los científicos estiman que el total medible de agua marciana, en otras palabras, su hidrosfera, es de unos 30 metros (100 pies) GEL. Casi todo esto se encuentra en los casquetes polares y la región. (El agua atmosférica aporta solo un rastro insignificante).
En cuanto al subsuelo, la tecnología actual no puede medir cuánta agua hay. Con base en las características geológicas, los científicos estiman que podrían existir 500 a 1,000 metros (1,600 a 3,300 pies) de GEL, pero la cantidad de agua subterránea es solo una estimación muy aproximada. Nadie sabe a qué profundidad llega el hielo y las aguas subterráneas.
Un valor GEL promedio es útil para pensar en Marte en términos globales. Pero es importante recordar que Marte ha perdido agua desde que se formó por la pérdida de su atmósfera debido a la erosión del viento solar y las partículas energéticas. Por lo tanto, el total actual es menor que lo que tenía Marte cuando se formó. Además, las partes locales de Marte, las tierras bajas del norte, por ejemplo, o los canales de salida, han visto mucha más agua que el promedio, al menos durante breves períodos en el pasado distante.
El depósito de agua subterráneo, según los científicos, está sellado en su lugar por la criosfera. Esta es una capa global de suelo permanentemente congelado. (La Tierra tiene una capa similar llamada permafrost, principalmente en las regiones ártica y antártica). Los científicos calculan que la criosfera marciana alcanza profundidades de unos 2,5 kilómetros (1,5 millas) cerca del ecuador y unos 6,5 km (4 millas) en la región polar. regiones.
Gran parte de la criosfera es rica en hielo de agua, piensan los científicos. Sin embargo, lo que define a la criosfera es que su temperatura nunca supera el punto de congelación (0 ° Celsius (32 ° Fahrenheit)) durante todo el año. Aunque la superficie de Marte a menudo cae muy por debajo del punto de congelación, en muchas regiones el calentamiento solar calienta la capa superior de la superficie del suelo por encima de los 0 ° C durante parte del día. Cuando esto sucede, el agua o el hielo atrapados en el suelo se sublimarán y se convertirán en vapor de agua. Luego escapará a la atmósfera. Este proceso pronto crea una capa superficial de suelo seco ("desecado"). La profundidad de la capa superficial seca en un lugar determinado depende de qué tan caliente se calienta y durante cuánto tiempo. Esto, a su vez, depende en parte de la topografía, pero sobre todo de la latitud. En las regiones polares, la capa de suelo seco permanece delgada y el hielo de agua se encuentra justo debajo de la superficie.
En 2008, el módulo de aterrizaje Phoenix se posó en una latitud de 68 ° norte. Raspó unos cinco centímetros de tierra seca y encontró una mezcla congelada de agua helada blanquecina y suelo marrón rojizo. Expuesto al aire y a la luz solar, el hielo inmediatamente comenzó a sublimarse: se evaporó directamente en un gas a diferencia de lo que conocemos en la Tierra, donde el hielo pasa de sólido a líquido y luego a gas (vapor).
Cambiando la atención de las regiones polares a las regiones ecuatoriales más cálidas, los científicos creen que la capa de hielo se encontrará más profunda, a más de un kilómetro (media milla) o más. ¿Porque es esto importante? Porque la criosfera es una barrera. Evita que el agua subterránea líquida llegue a la superficie y se derrame. Visto de otra manera, cualquier cosa que rompa esa barrera (un impacto de meteorito, actividad volcánica o falla geológica) abre el camino para que cualquier agua subterránea local escape a la superficie. Muchos científicos plantean la hipótesis de que las redes de valles y los canales de salida apuntan a un período más cálido y húmedo en el pasado marciano en el que el agua podría fluir a través de la tierra.
Una atmósfera marciana como la actual es demasiado fina y fría para que eso suceda. Pero los científicos también plantean la hipótesis de que Marte tenía una atmósfera más densa al principio de su existencia, tan densa como la de la Tierra ahora o más densa. Esto habría calentado la superficie y habría permitido el flujo de agua, lagos y quizás incluso océanos.
¿Cuánto más húmedo estaba el antiguo Marte? Las estimaciones oscilan entre 600 y 2700 metros (2000 y 8900 pies) de GEL, muchas veces el valor actual. Por tanto, parece que Marte ha perdido la mayor parte de su agua inicial en el espacio. Lo que causó la pérdida, piensan los científicos, fue el cierre del campo magnético de Marte. Esto se genera (como el de la Tierra) por corrientes de hierro fundido que fluyen alrededor del núcleo. Pero por razones desconocidas, el campo magnético marciano se desvaneció y cesó hace unos 3.700 millones de años. La desactivación del campo magnético permitió que el viento solar de partículas energéticas y luz ultravioleta extrema despojara la atmósfera, y con ella se fueron grandes cantidades de agua.
El producto final fue la atmósfera delgada y fría de hoy. La nueva misión de la NASA a Marte, MAVEN, que llegará a Marte en septiembre de 2014, está diseñada para medir la rapidez con la que Marte pierde agua y otros gases volátiles. En la actualidad, Marte es un desierto planetario sin cuerpos de agua abierta. Y, sin embargo, sorprendentemente, el agua líquida parece fluir en la superficie hoy, aunque solo en pequeñas cantidades, en pocos lugares y bajo condiciones especiales. Las líneas de pendiente recurrentes se descubrieron utilizando imágenes de la cámara HiRISE en el Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA.
Las líneas son líneas oscuras en forma de dedos que se forman en las latitudes medias del sur en las laderas que miran hacia el norte (hacia el Sol) y que tienen una pendiente superior a 25 °. Las líneas oscuras aparecen y se arrastran lentamente cuesta abajo durante la primavera y el verano del sur. Luego se desvanecen y desaparecen durante el invierno. HiRISE las ha imaginado recurriendo en los mismos lugares durante varios años marcianos. Si bien los científicos no han identificado la composición química de los minerales en estos flujos, esperan que las salmueras (agua que contiene sales que bajan el punto de congelación) serán la fuente probable.
Cráteres
¿Cuál es la característica geológica más común que se ve en Marte? (Pista: no es un volcán). Es un cráter de impacto. De hecho, los cráteres de impacto son los accidentes geográficos más comunes en todo el sistema solar. Son abundantes en las superficies sólidas de casi todos los planetas, lunas y asteroides de la familia del Sol. Las excepciones son los cuerpos que experimentan una erosión rápida (la Tierra, por ejemplo) o actividad geológica o volcánica frecuente (los ejemplos incluyen las lunas de Júpiter Io y Europa, la luna de Saturno Titán y Venus).
Los cráteres de impacto se forman en una variedad de tamaños, desde cuencas microscópicas hasta cuencas gigantes de miles de kilómetros (millas) de ancho. Sin embargo, por simplicidad, los científicos clasifican los cráteres en cuatro categorías básicas: cráteres simples, cráteres complejos, cráteres de anillos de picos y cuencas de anillos múltiples.
Todos los cráteres de impacto comparten ciertas similitudes y características reconocibles. Pero cómo puede adivinar, los detalles de sus características difieren y eso puede dar a los geólogos pistas sobre los detalles de cada impacto y las condiciones en el momento del impacto y después.
Pero primero un pequeño desvío. No todos los agujeros redondos en el suelo son cráteres de impacto. Los volcanes crean características que en parte se parecen a los cráteres de impacto, pero se forman de una manera totalmente diferente. Explore la entrada Volcanoes para obtener más detalles, pero por ahora use esta regla: si un cráter en cuestión es grande y se encuentra en el punto más alto de un volcán, probablemente sea una caldera volcánica, no un cráter de impacto. Las calderas se forman cuando la lava dentro de un volcán retrocede y la cumbre del volcán colapsa.
Entonces, ¿qué es un cráter de impacto? ¿Cómo los hace la naturaleza en Marte?
Tectónica
Marte tiene la montaña más alta del sistema solar: Olympus Mons, de 21 kilómetros (13 millas) de altura, dos veces y media más alta que el Monte Everest. Pero carece de las largas cadenas montañosas, como el Himalaya, las Montañas Rocosas o los Alpes, que se encuentran en todos los continentes de la Tierra. Es razonable preguntar por qué.
La respuesta corta es que la Tierra tiene placas tectónicas y Marte no. Pero ¿qué significa esto? La tectónica es el estudio de los movimientos de la tierra, grandes y pequeños. Implica el levantamiento, plegamiento y destrucción de cadenas montañosas. Incluye deslizamientos de tierra, terremotos, zonas de ruptura, fallas, trincheras oceánicas (en la Tierra) y fuerzas geológicas que provienen de las profundidades de un planeta. La tectónica de placas es el movimiento de grandes placas de la corteza entre sí.
Las placas se mueven, a velocidades casi tan rápidas como crecen las uñas, en respuesta a corrientes de convección lentas pero poderosas de roca caliente en el manto de la Tierra. Sus movimientos se asemejan al movimiento de una cinta transportadora. Ahora imagina que todas las placas de la Tierra se mueven en forma de cinta transportadora, pero todas en diferentes direcciones. Las placas chocan entre sí, se muelen, se arrugan, se fracturan, se deslizan o se deslizan unas sobre otras, e incluso se sumergen (subducen) en el manto. A medida que lo hacen, hacen que las montañas se eleven, que las fosas oceánicas se hundan, que los volcanes entren en erupción, que se formen grietas gigantes y que continentes enteros se muevan.
Por lo que los científicos pueden decir, la tectónica de placas como proceso existe solo en la Tierra.
Olympus Mons es un volcán que creció (y creció y creció) en un lugar de Marte porque fue alimentado por un centro de erupción volcánica de larga duración. Y debido a que Marte no tiene placas tectónicas, la corteza donde el volcán hizo erupción por primera vez nunca se alejó de la fuente volcánica. El resultado fue una pila enorme y pesada de roca volcánica.
Además, la actividad volcánica que construyó Olympus Mons, también construyó muchas otras grandes estructuras volcánicas cercanas. Y más allá de los grandes volcanes, toda la región, de 5.000 km (3.000 millas) de ancho, se eleva unos 10 km (6 millas) sobre sus alrededores.
¿Por qué allí y no en otro lugar? Nadie sabe. En cualquier caso, los científicos llaman a esta zona rica en volcanes el abultamiento de Tharsis, la meseta de Tharsis o simplemente Tharsis. Los científicos estiman que Tharsis estaba casi completa hacia el final del período Noé, hace aproximadamente 4 mil millones de años.
Tharsis domina la tectónica de Marte. Se ha inclinado sobre la corteza de Marte bajo su peso, como si empujara un puño contra una pelota inflable. La deformación ha comprimido la corteza en una dirección radial y ha producido tensiones de tensión (estiramiento) en un patrón circular que rodea a Tharsis. Ambos tipos de tensiones han causado fallas y características relacionadas con fallas durante miles de kilómetros. Además de varios tipos de volcanes, las formas terrestres comunes que se encuentran en Tharsis y sus alrededores incluyen grabens, crestas de arrugas, cráteres de fosas y diques volcánicos. Cada uno proporciona una pista sobre las fuerzas que operaron cuando ocurrió.
Viento
En la Tierra, la fuerza que impulsa los vientos es el calor del Sol. En Marte, la misma lógica es válida. Pero los dos planetas tienen atmósferas muy diferentes. La atmósfera marciana está compuesta por un 95% de dióxido de carbono, un 3% de nitrógeno, un 1,6% de argón y tiene trazas de oxígeno, monóxido de carbono, agua, metano y otros gases, además de mucho polvo.
La atmósfera de la Tierra es 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, 1,0% de argón, 0,04% de dióxido de carbono y pequeñas cantidades de otros gases. También tiene un promedio de aproximadamente 1% de vapor de agua.
Los científicos han comenzado a estudiar el clima y la circulación de los vientos en Marte, pero queda mucho por descubrir. En general, los patrones globales parecen más simples y repetibles que lo que sucede en la Tierra. Pero la aparente simplicidad puede deberse principalmente a la ignorancia científica derivada de la falta de datos, especialmente a escalas más pequeñas, como unos pocos kilómetros o millas de tamaño.
Queda por hacer una gran cantidad de investigación para comprender completamente los patrones globales en Marte. Además de las diferencias en la composición atmosférica, la Tierra y Marte también difieren en los materiales de la superficie. Por ejemplo, la superficie de la Tierra es en gran parte océano, lo que proporciona una fuente lista de calor y vapor de agua para el aire. Marte carece por completo de aguas abiertas y la atmósfera solo tiene trazas de vapor de agua.
A medida que el agua en la Tierra recorre sus diversas formas (océanos, lagos, nubes, vapor, lluvia, nieve, hielo), transporta mucha energía a través de la atmósfera. Así podemos experimentar tormentas grandes y devastadoras. Sin embargo, al tener solo un rastro de vapor de agua, la atmósfera marciana transporta mucha menos energía y es mucho menos dinámica que la de la Tierra.
Lo que tiene Marte es mucha roca. Los flujos de lava, por ejemplo, cubren muchas partes de Marte. Sin embargo, relativamente pocos lugares muestran una superficie de roca dura desnuda. En cambio, el polvo, la arena y los sedimentos de grano fino cubren gran parte de Marte. Bajo un cielo en gran parte sin nubes, estos sedimentos se calientan durante el día y se enfrían rápidamente durante la noche. Como dicen los científicos, tienen una baja inercia térmica, lo que significa que cambian de temperatura fácilmente. Si alguna vez ha caminado descalzo sobre arena que estaba caliente al mediodía pero fresca después del anochecer, ha experimentado personalmente sedimentos de baja inercia térmica. En una playa terrestre, la diferencia de temperatura diaria de la arena puede oscilar entre los 25 ° Celsius (45 ° Fahrenheit). En Marte, sin embargo, el rango de temperatura diaria cerca del ecuador puede alcanzar los 100 ° C o 180 ° F.
El aire se eleva cuando se calienta con suelo caliente y el movimiento atrae aire más frío al nivel del suelo. A veces, esto crea un diablo de polvo cuando las partículas finas de polvo son arrastradas por el aire más frío que se mueve a través del suelo. De manera más general, las diferencias de temperatura entre un área y otra hacen que el aire fluya entre ellas, produciendo vientos. Los científicos han realizado solo unas pocas mediciones directas de la velocidad del viento marciano.
El rover Curiosity está realizando esas mediciones en Marte ahora. Pero los estudios de tormentas de polvo, movimientos de nubes y rachas de viento sugieren que los vientos pueden soplar hasta 100 kilómetros por hora (62 mph). A pesar de la delgada atmósfera, aproximadamente el 1% de la presión al nivel del mar en la Tierra, eso es más que suficiente para mover arena y partículas finas de roca. Sin embargo, para un humano parado en la superficie, esto se sentiría más como una brisa ligera que como una tormenta tropical. Impulsadas por el viento, pequeñas partículas saltan, brincan, rebotan y se deslizan por la superficie, astillando y erosionando las rocas a medida que avanzan, en un proceso llamado saltación. En grandes cantidades, las partículas sueltas forman dunas.
Pero Marte es un planeta giratorio y esto complica los patrones de viento. En latitudes bajas, predomina el movimiento de las células de Hadley. Nombrado en honor al científico inglés George Hadley (1685-1768), quien lo describió por primera vez en la Tierra, el patrón presenta aire caliente que se eleva alrededor del ecuador. Una parte del aire caliente fluye hacia el norte (y una parte hacia el sur) hasta aproximadamente 30 ° de latitud, donde se enfría, se hunde y luego fluye hacia el ecuador en la superficie. Pero el flujo de aire de regreso hacia el ecuador en la superficie no va en una dirección simple de norte a sur gracias a la rotación del planeta. A medida que el aire se mueve hacia el ecuador en ambos hemisferios, el efecto Coriolis lo desvía hacia el oeste. Por ejemplo, en el hemisferio norte, el flujo superficial se mueve hacia el sur, pero se desvía hacia el oeste.
El resultado, si se para en la superficie, es un viento que sopla del noreste. En el hemisferio sur, el flujo hacia el norte hacia el ecuador se desvía de manera similar hacia el oeste, por lo que para una persona en el suelo, el viento sopla desde el sureste. En latitudes más altas, Marte experimenta una serie de áreas de alta y baja presión.
Donde estos interactúan con los movimientos de las células de Hadley, pueden surgir frentes climáticos bruscos e incluso tormentas. Las tormentas frontales marcianas, sin embargo, tienden a ser menos violentas que las terrestres (la Tierra) porque la atmósfera es mucho más delgada, las temperaturas son más bajas y el vapor de agua, que transporta mucha energía, es en gran parte deficiente.
