Erase una vez Marte, una historia corta de su evolución climática

Marte y La Tierra

Marte y La Tierra

La semana en que la NASA ha sacado al público un vídeo que resume la historia climática de Marte merece la pena dedicarle unas líneas a la evolución del vecino planeta “rojo”. Sabemos por los estudios realizados, las imágenes captadas y las muestras tomadas por las diferentes expediciones espaciales que su evolución climática ha sido la más parecida a la Tierra de todo el sistema solar.

De las características marcianas observables desde la Tierra a través de un telescopio podemos destacar una atmósfera con nubes blancas aunque no tan extensa como en la tierra, cambios estacionales muy parecidos a los terrestres, días de 24 horas, la generación de tormentas de arena y la existencia de casquetes de hielo en los polos que crecen en invierno. Nos resulta familiar, ¿verdad?

Debido a sus condiciones tanto de presión como de temperatura muy bajas la existencia de agua líquida en su superficie sería casi imposible, lo que muestra a Marte como un planeta desierto con una tenue atmósfera de CO2. En contrapunto la geología Marciana con gran cantidad de cráteres, volcanes y cañones entre otras se nos ha mostrado como una de las más completas del sistema solar.

A través de las formaciones rocosas y geomorfológicas encontradas se puede hacer una reconstrucción de su evolución. En algunos cráteres se han observado canales de escorrentía, bastante similares a los observados en la tierra consecuencia de la erosión producida por ríos y torrentes, lo que indica la circulación continua de un fluido sobre la superficie que produjo esta erosión, casi con total seguridad agua líquida.

La mayoría de estos canales aparecen relacionados a cráteres antiguos, lo que nos hace pensar que el clima que permitió la existencia de agua liquida en superficie se desarrolló al inicio de la historia del planeta. Una explicación lógica sería la existencia de una atmósfera antigua más densa que la actual, con un mayor efecto invernadero que subiría la temperatura.

Geomorfología Marciana

Geomorfología Marciana

Esta atmósfera no podría estar compuesta únicamente de CO2 ya que los cálculos determinan que cuando la cantidad de este gas en la atmósfera genera una presión superior a 2,5 bares, este se condensa. Una atmósfera de estas características no conseguiría que la temperatura superficial superara los 220ºK, muy por debajo de los 273ºC, temperatura de estabilidad del agua. Y por tanto que no existiera agua líquida.

En los terrenos más jóvenes vemos los canales de desbordamiento, que son grandes estructuras de decenas de kilómetros de ancho y cientos de kilómetros de largo, comenzando en zonas de colapso del terreno. Se relaciona a flujos catastróficos e instantáneos de agua almacenada en el subsuelo y que sale a la superficie. Gran parte de toda esta agua en superficie pasaría a la atmósfera por evaporación aumentando la  presión y temperatura por el efecto invernadero del vapor de agua, liberando además el agua y CO2 helados que existen en el suelo marciano.

Esto aceleraría el cambio climático global que podría llegar a provocar la formación de un océano en las tierras bajas del hemisferio norte, junto con extensos casquetes polares. Los océanos se perderían posteriormente quizás por infiltración en el subsuelo, y el planeta volvería a un clima “similar” al actual.

Estos canales de desbordamiento de los que hablábamos aparecen en varios episodios a lo largo de la historia del planeta, pero todas posteriormente a los cráteres antiguos producidos en el conocido como Gran Bombardeo Meteorítico. Por tanto deducimos que etapas de un clima frío y desértico como el actual, intercaladas con bruscos episodios de clima más cálido y existencia de grandes masas de agua en el hemisferio norte se han repetido de forma cíclica a lo largo de la historia del planeta.

Mas información: Vida en Marte, más pruebas que evidencian esta posibilidadEl cometa ‘Siding Spring’ se dirige hacia Marte

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