Su búsqueda, en especial en forma líquida, es lo que ha alentado las recientes misiones espaciales. Y no solo por su relación con la vida, sino con vistas a una potencial colonización y explotación del planeta rojo.
Marinero, Vikingo, Fénix, Observador, Odisea, Oportunidad y Perseverancia son algunos de los nombres en español de las más de 60 misiones espaciales que se han dedicado al estudio del planeta Marte. Y tan solo en 2020 partieron cuatro nuevas misiones. Desde los inicios de la exploración espacial el interés en Marte se ha enfocado en descubrir si hay o hubo vida ahí. Hoy el interés se concentra cada vez más en la búsqueda de agua, sobre todo agua líquida. Y no solo por su relación con la vida, sino con vistas a una potencial colonización y explotación, para lo que también serían importantes otros recursos minerales de Marte.
¡Agua a la vista!
Sabemos que hay agua en los polos, en la atmósfera y en el suelo de Marte. Sus dos polos están cubiertos por capas de hielo de agua de entre dos y tres kilómetros de profundidad. El casquete polar norte tiene unos 1 000 kilómetros de diámetro en su parte más extensa y el casquete sur unos 400. Como la atmósfera de Marte es de dióxido de carbono (CO2) en más de 95 %, el hielo de los polos se cubre también de una capa de pocos metros de hielo seco (CO sólido) cuando el dióxido de carbono se cristaliza y se precipita sobre la superficie en invierno para sublimarse y volver a la atmósfera en verano. En el polo sur esta capa extra mantiene un grosor de al menos ocho metros todo el año, pero en el polo norte es solo estacional. Si comparamos todo el hielo de agua de los casquetes polares de Marte con el de los polos de la Tierra, veríamos que es apenas 10 % del volumen de hielo de nuestro polo sur. Sin embargo, no solo hay hielo en los polos marcianos: al menos una buena parte del suelo parece estar impregnada de agua en una mezcla congelada que se conoce como permafrost (véase ¿Cómo ves? Núm. 179).
Lluvia de neutrones
A finales de los años 70, con los datos recolectados por la misión Viking, se estimó que el grosor de la capa de permafrost en Marte era de entre tres y cinco kilómetros en el ecuador y de más de ocho en los polos, lo cual es casi el triple del grosor de la capa de permafrost de los polos de la Tierra. Algunos estudios recientes apoyan parte de las estimaciones de esa misión. Este es el caso de las mediciones de neutrones de baja energía del monitor MONS del orbitador Mars Odyssey de la NASA, hechas a lo largo de 18 años. Estos neutrones provienen de la lluvia de rayos cósmicos que inciden continuamente en la superficie de Marte, que es un planeta que no tiene campo magnético que lo proteja y cuya atmósfera es muy tenue. En contraste, la Tierra sí tiene un campo magnético que desvía parte de estos rayos y su atmósfera es suficientemente densa para evitar que lleguen directamente hasta la superficie.
Los rayos cósmicos son partículas de altas energías que se originan en las profundidades de la galaxia en fenómenos violentos como el colapso o la explosión de una estrella. Estos rayos viajan por toda la galaxia, de modo que están presentes continuamente en el Sistema Solar.
Cuando los rayos cósmicos entran en contacto con las moléculas y los átomos de la superficie de Marte, les transfieren tanta energía que los rompen y generan muchas partículas secundarias, entre ellas estos neutrones. Inicialmente se producen neutrones rápidos que penetran la superficie. Estos neutrones van chocando con otros átomos y produciendo más neutrones, así como rayos gamma. Los neutrones perderán más o menos energía en este proceso dependiendo del tipo de átomos con los que tengan contacto. Si chocan con átomos pesados perderán poca energía, como si fueran pelotas rebotando en una pared. Pero si chocan con átomos de hidrógeno o con protones, que tienen masas similares a ellos, pueden perder cerca de la mitad de su energía. Parte de estos neutrones terminarán siendo absorbidos por la superficie y el resto escapará al exterior. Los neutrones que se fugan de la superficie (llamados neutrones térmicos) son los que detecta el monitor MONS. Las zonas de la superficie marciana que producen más neutrones térmicos son aquellas donde hay más átomos de hidrógeno, o sea, donde hay agua, porque cada molécula de agua contiene dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno.
La importancia del análisis de los datos del detector MONS, realizado por investigadores del Instituto de Ciencias Planetarias de Arizona y del Observatorio de Tolosa, Francia, es que muestra que hay agua en extensas zonas no polares de Marte, como se infería de las mediciones de la misión Viking. Además podemos afirmar que esta agua es parte del permafrost debido a que es muy superficial, pues la producción de neutrones solo sucede en los dos primeros metros de profundidad.
Lagos subterráneos
Todo el hielo superficial de Marte podría ser apenas una pequeña fracción de la cantidad total. Debajo de la superficie no solo podríamos encontrar mucho más hielo, sino también agua líquida.
Parece haber evidencias de agua líquida de acuerdo con las observaciones del radar MARSIS del orbitador europeo Mars Express, así como con observaciones aportadas por instrumentos de varias naves a lo largo de 12 años. El equipo que analizó estos datos pudo obtener 29 imágenes de radar tomadas entre 2012 y 2015 de zonas a 1.5 kilómetros por debajo del polo sur marciano en las que se distingue un lago de agua salada de unos 20 kilómetros de extensión.
Las imágenes de radar pueden compararse con las imágenes que se obtienen en los estudios médicos de ultrasonido. Aunque el radar no utiliza sonido sino ondas electromagnéticas, el principio es el mismo, pues se evalúa cómo se reflejan las ondas en diferentes materiales. Por ejemplo, se miden los tiempos de reflexión y con estos se construyen gráficas llamadas radargramas similares a una ecografía.
En los radargramas del polo sur se ven zonas muy reflejantes, que coinciden con cuerpos de agua que actúan casi como espejos de las ondas del radar. Estas zonas de reflexión intensa están bien delimitadas por áreas mucho menos reflejantes que perfilan con claridad los límites de este aparente lago subterráneo. Una hipótesis es que esta agua líquida no se debe a la fusión de las capas profundas de hielo del polo, sino que tiene un origen distinto. Si esta hipótesis es correcta, implicaría que podrían existir más depósitos de este tipo en otras latitudes de Marte.
Campos de moras
Es difícil que el agua se mantenga en estado líquido en la superficie de Marte, primero porque la presión atmosférica superficial ahí es 100 veces más baja que en la Tierra y segundo, porque la temperatura promedio es de menos de 60°C bajo cero (únicamente en el ecuador y en verano la temperatura puede llegar a los 35° C). En este ambiente podría parecer sorprendente que el terreno marciano muestre huellas de agua líquida. Un ejemplo muy particular de esto son los “campos de moras”, descubiertos en 2004 por el vehículo Opportunity poco después de su llegada a Marte en una región cercana al ecuador marciano llamada Meridiani Planum.
Lo que se pudo ver en las imágenes del Opportunity es que esta planicie está parcialmente cubierta de esferitas de entre uno y tres centímetros de diámetro (y algunas de fracciones de milímetro) compuestas básicamente de un tipo de óxido de hierro llamado hematita, muy común en la superficie de Marte. Aunque estas esferas son realmente cafés, en las fotografías de color falso que inicialmente se distribuyeron se veían azuladas, por lo que se les llamó moras azules (o blueberries en inglés). En la Tierra se pueden encontrar esferas parecidas en Mongolia y en Utah, Estados Unidos, aunque de composición algo distinta y mucho más grandes.
Las moras terrestres tiene núcleos de calcita, que es un tipo de carbonato de calcio, y se asocian a antiguos procesos hidrológicos. A pesar de las diferencias, se cree que las moras marcianas tienen un origen similar a las terrestres y pudieron haber sido producidas por agua líquida ligeramente ácida que erosionó el suelo con alto contenido de fierro por donde corría en alguna etapa de la historia de Marte.
Las moras no son la única evidencia del agua líquida que alguna vez fluyó en Marte. Algunos geólogos afirman que en el paisaje marciano también pueden distinguirse huellas de lagos y costas de playa, deltas de ríos e incluso evidencias de tsunamis.
¿Adónde se fue el agua?
Aunque pueda parecer extraño, el estado actual de la atmósfera marciana también parece apoyar las evidencias geológicas que indican que alguna vez fluyó agua en la superficie de Marte, porque en las pequeñas cantidades de vapor de agua que contiene se mide proporcionalmente mucho más deuterio que en el agua de los océanos de la Tierra.
Un núcleo de deuterio es la unión de un protón y un neutrón. Dos átomos de deuterio (que es como un hidrógeno pesado) forman una variedad pesada de agua cuando se unen a un átomo de oxígeno. Cada molécula de agua pesada es 11 % más pesada y también más densa que una molécula de agua ligera por sus dos neutrones extras, que además fortalecen los enlaces de la molécula.
Toda el agua contiene proporciones variables de agua pesada. En los océanos de la Tierra hay un átomo de deuterio por cada 5 000 de hidrógeno. Esta proporción ha variado a lo largo de la historia del planeta, en particular porque algunas moléculas de agua han sido destruidas, por ejemplo por la radiación ultravioleta, y sistemáticamente se han perdido átomos de hidrógeno. La proporción entre el agua pesada y el agua ligera se representa como el cociente D/H (o deuterio-hidrógeno), que es una medida muy usada para evaluar los cambios que ha sufrido el agua a través del tiempo en los cuerpos planetarios. La idea de fondo es que todos los cuerpos del Sistema Solar primitivo se formaron a partir de la misma nube de material y por lo tanto el agua; en todos tenía inicialmente el mismo cociente D/H, equivalente a un átomo de deuterio por cada 50 000 átomos de hidrógeno. El cociente D/H actual de los océanos de la Tierra es 10 veces mayor y el del vapor de agua de la atmósfera de Marte es 80 veces mayor de acuerdo con las observaciones de los telescopios del Observatorio Mauna Kea, en Hawái. Estas diferencias, tanto en la Tierra como en Marte, nos llevan a deducir que ambos planetas han perdido cantidades importantes de agua, aunque Marte mucho más. El grupo del Centro Espacial Goddard de la NASA que hizo este descubrimiento calcula que el volumen de agua que se perdió en Marte es equivalente a un océano de 137 metros de profundidad, con una extensión equivalente a casi 19% de la superficie marciana. Este océano probablemente habría existido hace más de 4000 millones de años en una etapa de la historia de Marte que se denomina el Noeico y se habría ubicado en el hemisferio norte marciano, donde el terreno es más bajo. Es difícil no preguntarse adónde se fue toda esa agua. Lo que haya sucedido debe haber sido un acontecimiento catastrófico que también eliminó gran parte de la atmósfera.
Torres de polvo
Como primera idea se planteaba la posibilidad de que el agua de los océanos marcianos se hubiera evaporado. Ya en la atmósfera, la intensa radiación ultravioleta habría roto las moléculas de agua y permitido que los átomos de hidrógeno escaparan del planeta ayudados por el viento solar, que al mismo tiempo pudo haber barrido con gran parte de la atmósfera marciana. El viento solar es la corriente continua de protones (o núcleos de hidrógeno) y electrones expulsados por el Sol que se mueven a cientos y hasta a miles de kilómetros por segundo entre los planetas. Es probable que solo parte del agua se haya perdido de esta forma, y quizá no todo un océano.
Las nuevas observaciones plantean otros mecanismos similares de pérdida de agua que resultan espectaculares. Por ejemplo, recientemente unos investigadores de la Universidad de Hampton, del Instituto de Ciencias Espaciales de Boulder y del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA propusieron que actualmente Marte pierde agua por torres de polvo, que se generan a partir de nubes y tormentas. Estas últimas son muy comunes en Marte, ocurren como consecuencia de la aridez de la superficie y se alimentan del calor del Sol, que ayuda a que se formen celdas de convección similares a las corrientes que se forman en una olla de agua hirviendo. Las tormentas levantan y distribuyen el polvo por todo el planeta y forman torbellinos de diferentes tamaños acompañados de relámpagos debidos a la acumulación de carga eléctrica producida por la fricción entre los granos de polvo.
Al parecer las tormentas aumentan de intensidad en periodos de unos 10 años y se convierten en torres de polvo de hasta cientos de kilómetros y visibles desde la Tierra con telescopio. Las torres no solo succionan el polvo de la superficie, también succionan la humedad del suelo y pueden llevarla por encima de los 80 kilómetros de altura donde la radiación ultravioleta rompe las moléculas de agua y permite que los átomos de hidrógeno que las componían escapen del planeta. Sin embargo, la pérdida de agua por este mecanismo es muy pequeña en el árido Marte actual.
Agua secuestrada
Pero los estudios apoyan cada vez más la idea de que muy poco del agua que tuvo Marte se perdió y que en realidad la mayor parte fue absorbida por las rocas de la corteza y sigue ahí atrapada. Esta agua se incorporó a la roca de modo que para extraerla sería necesario calentar enormes volúmenes de roca de la corteza para extraer cantidades apreciables de agua, lo que sería muy impráctico para los futuros exploradores de Marte.
Las nuevas misiones robóticas como Mars 2020 de la NASA o Tianwen-1 de la Agencia Espacial China contribuirán aún más a nuestra comprensión de Marte y ayudarán a confirmar algunas de las hipótesis que aquí he presentado. Pero para muchas investigaciones sería mejor mandar gente que lleve a cabo mediciones directas del terreno y de la atmósfera de Marte. Las misiones tripuladas son un objetivo fundamental de agencias espaciales gubernamentales y compañías privadas. Sin embargo, un viaje a Marte requiere la construcción de una infraestructura compleja (véanse ¿Cómo ves? Núms. 227 y 265).
En 2020 la NASA anunció que las compañías privadas Blue Origin, Space X, Dynetics y Northrop Grumman proveerán la tecnología, el desarrollo y la construcción de las diferentes etapas de la próxima misión lunar Artemisa, que se espera ponga a la primera mujer en la Luna y sea también el preámbulo de una misión tripulada a Marte. Eso sí: llevar humanos a Marte no será una tarea fácil.