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Cómo perdió Marte su atmósfera
Alberto González Fairén

La presencia de importantes cantidades de agua líquida estable sobre la superficie de Marte durante los primeros cientos de millones de años de su historia, parece requerir una atmósfera de mucha mayor entidad que la actual, capaz de mantener un efecto invernadero de cierta magnitud. El proceso de pérdida de esta atmósfera primitiva ha incluido el concurso de diversos factores, de los que los más importantes han sido los grandes impactos meteoríticos, la erosión por el viento solar y el secuestro de gases atmosféricos en la superficie. El análisis de la efectividad de tales procesos permite aproximar una estimación bastante precisa de la potencia de la atmósfera original de Marte.

a geomorfología marciana revela que el clima del planeta ha cambiado de forma radical a lo largo del tiempo. Uno de los ejemplos más conocidos y destacados es la presencia de redes de valles fluviales en los terrenos más antiguos de Marte, que indican sin ninguna duda que el agua líquida fluyó sobre la superficie durante largos y sostenidos periodos de tiempo (figura 1). Igualmente, la tasa de erosión en las superficies más antiguas es mucho más elevada que en los terrenos modernos. Ambos factores han sido determinantes en la concepción de la idea de que Marte tuvo una atmósfera mucho más densa al principio de su historia, capaz de mantener un clima templado por el efecto invernadero que pudiera provocar, y sostener así masas de agua y cauces fluviales. Muchos modelos se han propuesto durante los últimos años para intentar explicar las causas del gran cambio climático, que ha hecho que Marte pase de ser un mundo templado y húmedo al paisaje frío y árido que es hoy.

Figura 1: En la porción sureste del cráter Holden, se puede observar un depósito de material transportado por el agua que se asemeja a un abanico. (ESA).

Tres procesos básicos parecen haber actuado a lo largo del tiempo para provocar este cambio: los impactos de grandes meteoritos, capaces de expulsar porciones ingentes de la atmósfera al espacio interplanetario; la pérdida de materiales derivada de la erosión por el viento solar; y el secuestro de los gases atmosféricos en el regolito y en los casquetes polares.

El efecto de la erosión por impactos ha sido estudiado durante años, y se ha apuntado hasta un total de 1 bar perdido por este proceso. La eyección de la atmósfera es un proceso dependiente de las características del impactor y de la propia atmósfera (figura 2). Los impactores relativamente pequeños pueden eliminar una masa atmosférica aproximadamente equivalente a la masa que atraviesan en su trayecto hasta el suelo. Los más grandes, por su parte, pueden expulsar del planeta una masa mucho mayor, ya que la nube de vapor en expansión que generan barre los gases atmosféricos a una velocidad de escape muy superior a la del planeta; en concreto, pueden llegar a eliminar hasta el total de la masa atmosférica situada sobre el plano tangente al punto de impacto. En cualquier caso, el proceso de eliminación de cantidades importantes de atmósfera por medio de impactos fue probablemente importante durante los primeros mil millones de años de la historia de Marte, pasando a ser un fenómeno de escasa entidad desde entonces. En total, es posible que Marte perdiera entre un 50 y un 95% de su atmósfera primitiva por este proceso, lo que implica que otros mecanismos adicionales han sido precisos para conducir al planeta a su estado actual.

Figura 2: Este mapa topográfico de Marte muestra la mayor cuenca de impacto marciana, Hellas (en las tierras altas del sur), y otra de gran entidad, Isidis (al norte, en el límite entre las tierras altas y las bajas). (NASA).

La erosión por el viento solar comienza con una serie de procesos fotoquímicos que conducen a la ionización de los átomos en las capas superiores de la atmósfera. Los átomos son después acelerados por el viento solar, provocando choques a altas velocidades entre ellos, lo que los eyecta al espacio. Este proceso elimina preferentemente las especies atómicas más ligeras, sobre todo el hidrógeno. La medida de las relaciones isotópicas de las especies atmosféricas ofrece una aproximación de la cantidad de gases que se ha perdido mediante este proceso, hasta un 85-95% de hidrógeno (que daría cuenta de una capa global de agua de entre 14 y 34 metros, de la que el oxígeno residual habría provocado la intensa oxidación de la superficie de Marte), nitrógeno, carbono y argón. Pero el porcentaje total que estas cantidades pudieron representar en la atmósfera original es incierto, puesto que se desconoce el efecto real que pudo tener la presencia del campo magnético original de Marte para preservar la atmósfera al protegerla de la acción del viento solar (figura 3). Al igual que en el caso de los impactos, el proceso pudo ser mucho más efectivo durante los primeros cientos de millones de años de historia del Sistema Solar, cuando la emisión del Sol en el ultravioleta era mucho más intensa. Actualmente, Marte pierde cerca de 100 toneladas al día de material de la atmósfera por los procesos derivados de la erosión por el viento solar.

Figura 3: Acción del viento solar sobre la atmósfera marciana. Por este mecanismo erosivo, Marte pierde cerca de 100 toneladas al día de material de la atmósfera.

Y, finalmente, no se debe olvidar el secuestro del CO₂ en el regolito y en las masas polares. Los resultados obtenidos por las sondas Mars Odyssey y Mars Express confirmaron recientemente que las masas polares de Marte están formadas básicamente por agua helada, cubiertas sólo por una fina capa de hielo de CO₂ (figura 4). Por lo tanto, esta cantidad no es lo suficientemente significativa como para tenerla en consideración a la hora de calcular la potencia de la atmósfera primitiva.

Actualmente, la presión total de CO₂ en la atmósfera es de 6 milibares, la atrapada en el regolito de 30 a 40 milibares, y otra mínima cantidad está depositada en los polos. En este recuento total hay que descartar definitivamente el secuestro de una parte del carbono en forma de minerales carbonatados, ya que éstos no han podido ser hallados por los instrumentos específicamente construidos para su localización y embarcados a bordo de las naves Mars Odyssey (el Espectrómetro de Emisión Termal, TES), Mars Global Surveyor (el Sistema de Imágenes de Emisión Termal, THEMIS) y Mars Express (el Observatorio para la Mineralogía, el Agua, los Glaciares y la Actividad, OMEGA): en los océanos de Marte nunca se formaron carbonatos, debido a la extrema acidez de sus aguas. Como en total hasta un
95-99% de la atmósfera original de Marte se ha perdido a lo largo de su historia geológica, la presión atmosférica durante el Noeico pudo estar entre los 800 milibares y los 4 bares. Por lo tanto, si se analiza el efecto combinado de los tres factores principales que han erosionado la atmósfera de Marte, se comprueba que el planeta tuvo efectivamente una envuelta gaseosa de gran entidad, con lo que ello implica para la evolución de su clima, de su hidrosfera y de su posible biosfera.

Figura 4: Los polos de Marte, en imágenes topográficas del altímetro láser MOLA, a bordo de la sonda Mars Global Surveyor. (NASA).

Madrid, España, 29 de Julio de 2006.

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