Cambios climáticos en Marte y Phoenix

Aunque ya ha dejado de funcionar, ahora es cuando los resultados de Phoenix empiezan a ser analizados y encajados en ese complejo puzzle que es nuestro conocimiento sobre Marte. Hace poco se celebró en San francisco el encuentro de la American Geophysical Union (AGU), donde se discutieron algunos resultados de la sonda. Emili Lakdawalla los explica de forma magistral en su blog, pero podemos resumir aquí los puntos más importantes:

• El suelo marciano (al menos el suelo del las regiones árticas) es muy rico en sales de percloratos (sales formadas a partir del ion ClO₄^-), lo que ha constituido una relativa sorpresa para el equipo científico. Por lo visto, los percloratos son muy abundantes en las regiones áridas de la Tierra (algunos gramos por hectárea), pero en Marte lo son muchísimo más (varios gramos por metro cuadrado). ¿Y qué problema hay con los percloratos? Pues que cuando calentamos una muestra de suelo marciano, algo que intentó hacer el experimento TEGA de la Phoenix, los percloratos liberan grandes cantidades de oxígeno que "queman" cualquier traza de materia orgánica que pudiese haber en el suelo. Esto era algo imprevisto y que deberá tenerse en cuenta en las futuras misiones que intenten analizar los compuestos orgánicos.
• Por supuesto, TEGA confirma la presencia de hielo de agua y carbonato de calcio (CaCO₃), pero pese a lo que se esperaba, este instrumento no detectó cantidades significativas de sulfatos.
  
• Los modelos de la distribución de hielo de la zona de aterrizaje indican que éste está situado a unos 5 cm de profundidad y parece que se encuentra en equilibrio con la atmósfera, lo que concuerda con lo observado por Phoenix. Además, hay varios patrones de polígonos superficiales (formados al contraerse y sublimarse el permafrost según las estaciones), lo que podría indicar distintos climas en los últimos 500 millones de años aproximadamente, lo que concuerda con la hipótesis de los cambios climáticos marcianos.
• Los resultados de otro instrumento de Phoenix, WCL (Wet Chemistry Lab), confirman la alcalinidad del suelo de Marte (con un pH de 8,3 más menos 0,5), una de las sorpresas de la misión. Además, WCL confirma la presencia de un 3% de carbonato de calcio en el suelo.
• Un suelo rico en sales puede permitir la condensación temporal de agua líquida pese a las adversas condiciones superficiales. En la siguiente imagen de una de las patas de la sonda se aprecian gotas que podrían deberse a este fenómeno (pinchar en la imagen para ver la animación):
  

Y ya que estamos hablando de Marte, aprovecho para comentar los resultados del radar SHARAD a bordo de la Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) publicados en Science hace varias semanas. Según estos resultados, SHARAD confirma la presencia de hielo de agua debajo de una capa de rocas en los antiguos glaciares marcianos. Se trata de una noticia importantísima que no discutí en su momento porque aparte de la nota de prensa de la NASA (sensacionalista y poco precisa, como suele ser habitual) no tenía más información. Tras leer un poco sobre el tema, parece que el descubrimiento es bastante sólido, aunque los datos geológicos del radar siempre hay que tomarlos con un poco de escepticismo (con a grain of sal, como dirían los guiris). La existencia de hielo de agua no es en sí un hecho excepcional, pues precisamente Phoenix se ha encargado de confirmar los datos de la Mars Odyssey acerca de la presencia de hielo en las regiones polares, además del hielo de sobras conocido que está en los casquetes polares. Lo que es muy significativo es que estos glaciares se encuentran en latitudes medias cercanos a la cuenca de Hellas.


Ejemplo de glaciar marciano captado por la Mars Global Surveyor (NASA).


Zona de Hellas con varias lenguas glaciares (vale la pena "darse una vuelta" por esta región en Google Mars).


Imagen 3D a partir de los datos de la Mars Express de uno de los ejemplos más claros de glaciares en Hellas (lo podemos ver en Google Mars). En este caso, la roca y el hielo han fluido desde el cráter pequeño, a la izquierda, hacia el cráter grande de la derecha (ESA).


Reconstrucción de la NASA de los glaciares durante su formación hace pocas decenas de miles (¿o miles?) de años (NASA).


Datos del radar SHARAD (centro y abajo), comparados con un modelo del terreno (NASA).

Así que estamos ante cambios climáticos en Marte. ¿Y cómo se producen? La causa más probable, conocida dese hace muchos años, es la combinación de la relativamente alta excentricidad de la órbita marciana (actualmente 0,093, frente a 0,0167 de la órbita terrestre) con la inestabilidad del eje de rotación (oblicuidad de la eclíptica). Puesto que Marte no tiene un satélite grande como nuestra Luna, la inclinación del eje puede experimentar dramáticas variaciones, lo que afecta drásticamente al clima marciano. La inclinación actual es de unos 25,2º, ¿qué pasa en otros casos?:

• Inclinación moderada (0º-20º): en este caso las estaciones están menos marcadas. La cantidad de CO₂ que se deposita en los casquetes polares aumenta, por lo que la atmósfera disminuye aún más su densidad. Consecuentemente, los fenómenos erosivos (principalmente eólicos) también disminuyen su eficacia. La atmósfera presentaría menos polvo en suspensión y escasas nubes, por lo que el cielo sería casi totalmente negro desde la superficie. La casi totalidad del hielo de agua estaría en los casquetes o en sus alrededores.
  
• Marte actual (20º-27º): parte del hielo del permafrost se sublima y se condensa en los casquetes polares de forma lenta pero progresiva.
  
• Inclinación importante (27º-40º): al marcarse las estaciones, la cantidad de CO₂ en la atmósfera aumenta al sublimarse el hielo seco de los casquetes y subsuelo marciano. La atmósfera se hace más densa, aunque no se sabe hasta qué punto (no hay acuerdo acerca de la cantidad de CO₂ atrapado en forma de hielo, pero bien podríamos tener el doble de la presión superficial actual). La erosión eólica sería más intensa, con mayores tormentas de polvo. Parte del hielo de agua del casquete sur se podría sublimar o incluso derretir, por no hablar de los acuíferos de latitudes más moderadas. Aunque no habría ríos, es posible que brotasen pequeños manantiales en la superficie.
• Máxima inclinación (40º-51,4º): en este caso, las simulaciones predicen la sublimación de todo el hielo de los casquetes, el cual iría a parar a la atmósfera, que aumentaría aún más su densidad. Parte de este vapor de agua se podría precipitar formando glaciares. El resultado es que el hielo de los casquetes se distribuye por el planeta.

No hay acuerdo sobre la duración de este ciclo, pues es muy posible que sea caótico, pero se estima en unos 100 000 años, muy breve en términos geológicos. Tampoco están claros los extremos de la inclinación del eje (lo más probable es que se quede en el rango 15º-35º). Y es en este punto donde enlazamos con el descubrimiento de la MRO. Los datos de varias sondas marcianas, en especial de la MRO y la Mars Express, habían puesto de manifiesto la existencia de formaciones que parecían ser antiguos restos de glaciares al este de la cuenca de Hellas y en el flanco oeste de los grandes volcanes de Tharsis, así como otras zonas. Conviene matizar que cuando hablamos de "glaciares" marcianos nos referimos a estructuras más parecidas a los pequeños glaciares alpinos de los Valles Secos de la Antártida que a los majestuosos glaciares de desbordamiento o de casquete que uno tiene en mente cuando habla del tema.


Marcas de glaciares (zonas de color claro) en los volcanes de Tharsis (USGS).


Varias estructuras glaciares en Hellas (NASA).

La polémica entre los estudiosos de Marte era la edad de estas estructuras. Al principio, todo apuntaba a que se trataban de formaciones que se remontaban al periodo Noachiano o Hesperio temprano, es decir, hace más de 3000 mil millones de años, cuando Marte tuvo un clima mucho más húmedo y hasta quizás océanos. Sin embargo, poco a poco se acumularon evidencias de una edad más temprana, en pleno periodo Amazonio (desde hace 1800 millones de años hasta la actualidad). Al analizar las imágenes en alta resolución de los supuestos glaciares extintos se pudo ver que eran formaciones geológicamente activas que presentaban movimientos propios de un fluido, aunque se suponía que se trataba de roca mezclada con pocas cantidades de hielo, de forma similar a los glaciares rocosos terrestres. En otros casos se suponía que se trataban de simples avalanchas de roca y hielo. Por eso los datos de la MRO son tan espectaculares: la existencia de hielo confirma que estas estructuras son glaciares "activos", es decir, estructuras con alto contenido en hielo, aunque en estado "aletargado", y recubiertos de una capa de roca.


Estructuras similares en forma, aunque no en escala, en la Tierra (arriba, Montañas de San Juan, Colorado, EE UU) y en la Cuenca de Hellas (abajo).

Por supuesto, estos resultados son un tremendo apoyo para los modelos que propugnan grandes cambios climáticos basados en oscilaciones significativas de la inclinación del eje. Los glaciares de Hellas encajan en el modelo perfectamente, pues se supone que al aumentar la inclinación y sublimarse el hielo del casquete austral, la parte montañosa oriental de la Cuenca de Hellas interceptaría los vientos húmedos provenientes del polo sur, favoreciendo la formación de glaciares, como parece que es el caso.

Ni que decir tiene, el descubrimiento es una muy buena noticia para los partidarios de la colonización de Marte: ahí tenemos grandes reservas de hielo disponibles para cualquier base marciana en latitudes fáciles de alcanzar en cualquier misión y sin las limitaciones de temperatura e iluminación de las regiones polares.


Bueno, no creo que los glaciares marcianos nos permitan hacer realidad esta imagen, pero a lo mejor sí lo podríamos intentar en el casquete polar: ¿cómo será esquiar sobre hielo seco? (Pat Rawlings).

Referencias:

• Ice Glaciers on Mars, Emily Lakdawalla.
• Cold-Climate Landfoms on Mars, Tesis Doctoral, Freie Universität Berlin (2007).
  
• Subsurface investigation of a rock glacier using ground-penetrating radar: Implications for locating stored water on Mars, John Degenhardt Jr. y John R. Giardino (Journal of Geophysical Research, 108: 8036-8053, 2003).