En 1610 Galileo Galilei realizó la primera observación del Marte a través de telescopio. Menos de cien años después, los astrónomos ya pudieron distinguir algunas regiones en el Planeta Rojo, entre ellas los casquetes polares. Aunque no lo sabían en ese momento, de esta forma los astrónomos de la época hicieron las primeras observaciones de agua fuera de la Tierra. La presencia de esta sustancia en Marte ha sido debatida durante siglos. Fue hasta 1971, cuando la misión espacial estadounidense Mariner 9 tomó fotos detalladas de la superficie marciana y descubrió cuencas de antiguos ríos que alguna vez formaron parte del paisaje de este mundo, que hoy en día no es más que un desierto frio.
Desde entonces, los científicos estuvieron convencidos que el agua en la superficie de Marte únicamente existe en forma de hielo. Sin embargo, esto cambió a principios del siglo 21. ¿Cómo es posible que haya agua líquida en el Planeta Rojo? ¿Hay suficiente para formar ríos y lagos? ¿Podríamos tomarla? ¿A qué sabrá?
Breve historia de observaciones de Marte
Las observaciones modernas de Marte se remontan a principios del siglo 17, cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei dirigió por primera vez su telescopio sencillo hacia el Planeta Rojo en septiembre de 1610. Su instrumento aún no era lo suficientemente potente como para distinguir algún detalle en la superficie del planeta. Estos fueron reportados por primera vez en 1644 por Daniello Bartoli, quien notó dos manchas oscuras en la superficie del Planeta Rojo. Quince años después, el astrónomo holandés Christian Huygens hizo el primer boceto de la superficie marciana, mostrando un área oscura conocida hoy como Syrtis Major Planum. Observando esta región de manera sistemática, Huygens pudo determinar que el tiempo de rotación de Marte es muy similar al de la Tierra. Entre 1777 y 1784, William Herschel observó los casquetes polares y se dio cuenta de que su tamaño varia con el tiempo. Esto se debe a que en Marte, de la forma similar que en la Tierra, existen estaciones. Durante los inviernos, los casquetes se encuentran en oscuridad prolongada y a temperaturas más bajas, por lo que su tamaño aumenta, mientras que durante los veranos, este disminuye.
Otro descubrimiento importante relacionado al Planeta Rojo ocurrió en 1862, cuando el astrónomo inglés Norman Lockyer por primera vez observó nubes en la atmósfera marciana. El año siguiente, Angelo Secchi hizo los primeros bocetos de Marte en color y reportó estructuras lineales en su superficie, a las que llamó canales. En 1877, Giovanni Schiaparelli también observó estructuras similares. Estos «canales» fueron notados por otros astrónomos, entre otros Percival Lowell, quien en 1864 publicó un libro bestseller sobre la vida en Marte. Después, algunos investigadores reportaron una propiedad extraña de estos canales – aparentemente su número disminuía si uno observaba al planeta con un telescopio de mayor calidad. Este hecho llevó al astrónomo inglés Edward Maunder a proponer que se trataba de una ilusión óptica causada por la muy limitada resolución de los telescopios pequeños, como del que usaba Schiaparelli. Después de 1909, la calidad de telescopios aumentó lo suficiente, para que tales canales desaparecieran por completo.
Figura 1: Mapa global de Marte. Los colores representan diferentes elevaciones de superficie. El color azul significa áreas bajas, mientras que el rojo y el blanco marcan estructuras altas. El hemisferio norte es mayormente bajo y con pocos cráteres, lo que indica que la superficie allí es relativamente joven. El hemisferio sur está cubierto de cráteres. Las cuatro áreas marcadas en blanco (a la izquierda) son el Monte Olimpo, el volcán más alto de nuestro Sistema Solar, y los tres volcanes de las Montañas Tarsis: Arsia Mons (abajo), Pavonis Mons (centro) y Ascraeus Mons (arriba) .
Agua en Marte
La presencia de agua en Marte fue discutida desde las primeras observaciones de los casquetes polares. Cassini asumió que los casquetes estaban compuestos de hielo de agua. A finales del siglo 19, los astrónomos ya hablaban de que se trata de dióxido de carbono congelado, CO2. Hoy sabemos que los casquetes contienen tanto el hielo seco, así como el hielo de agua.
Es un poco irónico que las misiones espaciales que se enviaron a Marte descubrieron canales en su superficie, que resultaron ser lechos de ríos antiguos donde alguna vez fluía el agua. En 1971, Mariner 9 envió imágenes de la superficie marciana que mostraban valles, lagos y deltas de ríos excavados por aguas fluyentes. Incluso hay evidencia de que una vez llovió en el hemisferio sur de Marte y dela posibilidad de que haya existido un océano en el hemisferio norte. Por supuesto, esto llevó a los científicos a especular si el agua líquida aun podría existir en la superficie del planeta. Nadie esperaba ríos, lagos o mares. Se sabe que el agua pura no puede existir en forma líquida en Marte, debido a que las temperaturas allí son demasiado bajas y la atmósfera es demasiado tenue, lo que provocaría que el agua se evapore inmediatamente. Pero si el punto de fusión del agua en este planeta pudiera reducirse unas decenas de grados, el agua líquida podría ser posible.
La historia de la evidencia de agua líquida en Marte comenzó en 2011, cuando un grupo de científicos de los Estados Unidos proporcionó la primera evidencia de ella basada en imágenes tomadas por el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Los científicos informaron que habían observado unas líneas oscuras recurrentes en ciertas áreas de Marte llamadas en inglés “recurrent slope lineae” (RSL). En las imágenes de MRO, estas líneas parecían hasta un 40% más oscuras que el área donde se encontraban, medían hasta varios 100 metros de largo y entre 0.5 metros y 5 metros de ancho. Aparecían en pendientes pronunciadas (mayores del 25%) a finales de primavera o verano en Marte, cuando las temperaturas oscilan entre -23 y +27 grados centígrados. En algunas imágenes se veía claramente que una sola estructura podía bifurcarse y viceversa, que algunas de estas estructuras podían fusionarse en una sola. Sus longitudes podían crecer hasta 20 metros en un día. La mayoría de ellas fueron encontradas cerca del ecuador marciano.
En el artículo de 2011, los científicos estadounidenses reportan solo 7 áreas donde pudieron identificar estas estructuras. Su interpretación fue que se trataba de una solución acuosa de algunas sales, principalmente clorato de magnesio, sodio y calcio, así como sulfato de hierro. Estas sales pueden reducir el punto de fusión del agua hasta 70 grados centígrados y disminuir la sublimación del agua en diez veces.
Figura 2: Izquierda: un cráter grande, dentro del cual se encuentra el cráter Horowitz más pequeño (marcado con una cruz) donde se encontraron estructuras RSL lineales. Derecha: un área denominada Coprates Chasma, donde también se encontraron LSR.
En 2016, el mismo grupo de científicos publicó otro artículo clave en el que confirmaron la composición química de las estructuras RSL. En él, los investigadores estudiaron a las RSL dentro de tres cráteres: Horowitz, Palikir y Hale, y en el área de Coprates Chasma. Los científicos basaron su trabajo tanto en fotografías de la superficie marciana tomadas por el instrumento HiRISE como en datos espectroscópicos del instrumento CRISM a bordo de la misión Mars Reconnaissance Orbiter.
El método que utilizaron se llama espectroscopia que funciona según el siguiente principio: la luz proveniente de un cuerpo se compone de diferentes longitudes de onda, a lo que se denomina espectro. Si analizamos el espectro de la luz reflejada por una superficie, podemos determinar su composición química. Esto es debido a que cada sustancia que compone la superficie reflectante, cambia ligeramente las propiedades de la luz reflejada. Por lo general, diferentes compuestos químicos o los elementos absorben una parte de la luz en longitudes de onda muy específicas. En los espectros aparecen manchas oscuras en estas longitudes de onda, que se denominan líneas de absorción (en la Figura 4 se muestra un ejemplo de un espectro de luz con líneas de absorción). Si medimos las longitudes de onda en las que aparecen estas líneas, podemos comparar los resultados de las mediciones con espectros comparativos hechos en los laboratorios y así determinar de qué sustancia se trata.
Los científicos buscaban líneas de absorción en los espectros de CRISM en el rango entre aproximadamente 1.4 μm y 3 μm, porque este es el rango en el que las soluciones salinas de agua absorben la luz.
Figura 3: Estructuras RSL en la pendiente del cráter Horowitz fotografiadas por el instrumento Hirise a bordo del MRO.
Figura 4: Ejemplo de un espectro con líneas de absorción.
La Figura 5d muestra la reflectividad de las partes de la superficie marcadas en la Figura 5a, ubicadas en el cráter Palikir. Cuando esta reflectancia disminuya repentinamente, se observan líneas de absorción en longitudes de onda de ~1.48 μm, 1.91 μm y ~3 μm. Esto se observó en la temporada de verano en el hemisferio sur. Las líneas de absorción observadas indican la existencia de soluciones acuosas de magnesio, calcio y clorato de sodio. Los científicos midieron espectros similares en otras tres regiones. Con esto, confirmaron la hipótesis de que las estructuras RSL se forman por la salmuera, es decir, una solución acuosa de varias sales.
Finalmente, podemos preguntarnos a dónde conduce este descubrimiento. Los autores mencionan en sus artículos que en una de las regiones más secas de la Tierra, en el desierto de Atacama, existen zonas donde fluyen salmueras similares en las que viven microorganismos. Esto da esperanza de que lo mismo podría estar sucediendo en Marte. Por supuesto, hay una diferencia importante entre el Marte y la Tierra. En el Planeta Rojo, las temperaturas permanecen lo suficientemente altas como para poder sostener vida solo durante unos pocos meses del año y luego disminuyen muy por debajo de cero. Todavía no está claro si las temperaturas tan bajas y en presencia de la atmósfera marciana tan tenue permiten la existencia de los microbios en Marte. Las respuestas a estas preguntas tendrán que darlas misiones que visitarán el Marte en el futuro.
Figura 5: Izquierda: áreas en el cráter Palikir donde se detectaron líneas de absorción de soluciones acuosas de magnesio, calcio y clorato de sodio. En el medio: el espectro medido y las longitudes de onda de las líneas de absorción. Derecha: espectro de comparación del laboratorio.
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