Así perdió Marte sus océanos

Marte fue en su día un mundo donde el agua líquida formaba mares y ríos, pero en algún momento de su historia se secó. Ahora estamos más cerca de saber por qué.

 

Hace miles de millones de años, poco después de su formación, Marte no era muy distinto a la Tierra. Era más pequeño y algo más frío por estar más alejado del Sol, pero su superficie estaba dominada por continentes y océanos. A los montes, valles y volcanes actuales se sumaban extensos mares, lagos y hasta ríos capaces de excavar canales sobre el suelo marciano.

En la actualidad el agua líquida escasea en la superficie del planeta rojo, y sólo se deja ver ocasionalmente cayendo colina abajo y mezclada con sales y tierras. Sin embargo las pruebas de esos antiguos mares, ríos y lagos abundan. El valle Kasei, con su red de canales de más de 1600 kilómetros de longitud, el cráter Jezero, donde aterrizó el rover Perseverance de la NASA o los deltas formados sobre el cráter Eberswalde nos hablan de un pasado húmedo en Marte.

Por desgracia, el agua líquida duró relativamente poco tiempo, apenas unos cientos de millones de años. La causa final la tenemos más o menos clara. Para que el agua permanezca en estado líquido no solo necesita estar a la temperatura adecuada, sino también a la presión adecuada. Un experimento bastante típico en las demostraciones científicas es el de hacer hervir agua sin utilizar ningún mechero ni ninguna fuente de calor. Esto se consigue simplemente haciendo el vacío en el recipiente que contiene al agua. Cuando la presión baja lo suficiente, la temperatura de ebullición del agua queda por debajo de la temperatura ambiente y el agua empieza a burbujear. Es en ese momento en el que se invita a los asistentes a acercarse y tocar el recipiente, comprobando que aunque el agua hierva, está a temperatura ambiente.

Marte
Marte

Algo similar ocurrió en Marte, pero a escala planetaria. Unos cientos de millones de años después de que se formara el planeta, su campo magnético empezó a desaparecer. Esto dio vía libre al viento solar, que fue interactuando con la atmósfera marciana, desprendiéndola de la superficie de Marte. En la Tierra no ha ocurrido igual porque nuestro campo magnético sigue activo y resistiendo esta embestida solar. Pero Marte perdió su campo magnético y con ello gran parte de su atmósfera. Al hacerlo, la presión sobre su superficie disminuyó lo suficiente como para evaporar sus océanos, haciendo que a su vez estos pasaran a formar parte de esa atmósfera que poco a poco se iba perdiendo. A día de hoy sólo sobrevive una fina capa, que ejerce una presión sobre la superficie del planeta unas 100 veces menor que la ejercida por nuestra propia atmósfera.

Un estudio reciente de investigadores japoneses arroja algo de luz sobre los procesos que llevaron a la pérdida de ese campo magnético. El campo magnético terrestre tiene su origen en las corrientes de convección que tienen lugar en el núcleo. Estas corrientes mueven grandísimas cantidades de partículas cargadas, que a su vez generan el campo magnético de escala planetaria. En Marte ocurrió algo similar, aunque esas corrientes fueron considerablemente más efímeras que en la Tierra.

Un equipo liderado por Shunpei Yokoo, de la Universidad de Tokyo, ha modelado el comportamiento del núcleo de Marte en sus primeras etapas. Para ello han utilizado una celda de yunque de diamante, con las que han conseguido simular las increíbles presiones del núcleo marciano. Estos dispositivos han servido en otras ocasiones para simular incluso las condiciones del núcleo de Saturno. Dentro de esta celda introdujeron hierro líquido, enriquecido con azufre e hidrógeno principalmente, pero también con trazas de otros elementos, como carbono y oxígeno. Utilizando además láseres infrarrojos consiguieron simular también la temperatura de esta región.

Lo que observaron es que en un principio, la mezcla de hierro, azufre e hidrógeno se mantiene homogénea, pero que poco a poco se va diferenciando en dos líquidos distintos. Uno consistente en hierro líquido enriquecido principalmente por azufre y otro enriquecido principalmente por hidrógeno. Al ser el segundo menos denso, acababan formándose dos capas diferenciadas, una interior más pesada con azufre y una exterior más ligera con hidrógeno. Durante la diferenciación de cada capa en el núcleo marciano, se debieron formar corrientes de convección comparables a las terrestres, que habrían dotado a Marte de un campo magnético considerable. Sin embargo, cuando terminó esta diferenciación, las corrientes cesaron (pues ya no había movimiento en su interior) y con ellas el campo magnético desapareció, la atmósfera sucumbió al viento solar y los océanos marcianos se evaporaron.

Este proceso debió tardar varios cientos de millones de años, suficiente como para que el agua marciana pudiera erosionar parte de su superficie, pero insuficiente como para que ésta sobreviviera hasta nuestros días. En la Tierra probablemente se haya dado un proceso similar de diferenciación, causante de que podamos hablar de un núcleo interior y un núcleo exterior, pero que no ha afectado demasiado a nuestro campo magnético. Si la Tierra viviera un destino similar al marciano sería dentro de miles de millones de años, por lo que no tenemos de qué preocuparnos.

REFERENCIA:

S. Yokoo et al, 2022, Stratification in planetary cores by liquid immiscibility in Fe-S-H. Nat Commun 13, 644, https://doi.org/10.1038/s41467-022-28274-z

José Luis Oltra de perfil

José Luis Oltra (Cuarentaydos)

Soy físico de formación y viajero de vocación. Divulgo ciencia allí donde me lo permiten, aunque principalmente en youtube y tiktok bajo el nombre de Cuarentaydos. Por aquí me verás hablando de la física del universo, desde las galaxias y estrellas más grandes hasta las partículas subatómicas que las componen.

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