Una nueva investigación de la Universidad de Washington, en Estados Unidos, sugiere una razón fundamental de que haya numerosas pruebas de la existencia de agua en la historia temprana de Marte que actualmente no exista agua líquida en su superficie. Los investigadores apuntan a que el planeta puede ser demasiado pequeño para retener grandes cantidades de agua.
Los estudios de teledetección y los análisis de los meteoritos marcianos que se remontan a la década de los ochenta plantean que Marte fue una vez rico en agua, en comparación con la Tierra. La nave espacial ‘Viking ‘de la NASA -y, más recientemente, los rovers ‘Curiosity’ y ‘Perseverance’ en tierra- devolvieron espectaculares imágenes de paisajes marcianos marcados por valles fluviales y canales de inundación.
A pesar de estas pruebas, no queda agua líquida en la superficie. Los investigadores propusieron muchas explicaciones posibles, entre ellas un debilitamiento del campo magnético de Marte que podría haber provocado la pérdida de una gruesa atmósfera.
Pero el nuevo estudio, publicado en la revista ‘Proceedings of the National Academy of Sciences’, sugiere una razón más fundamental por la que el Marte actual tiene un aspecto tan drásticamente diferente de la «canica azul» de la Tierra.
«El destino de Marte se decidió desde el principio –explica Kun Wang, profesor adjunto de ciencias terrestres y planetarias en Artes y Ciencias de la Universidad de Washington, autor principal del estudio–. Es probable que haya un umbral en los requisitos de tamaño de los planetas rocosos para retener suficiente agua que permita la habitabilidad y la tectónica de placas, con una masa superior a la de Marte».
Para el nuevo estudio, Wang y sus colaboradores utilizaron isótopos estables del elemento potasio (K) para estimar la presencia, distribución y abundancia de elementos volátiles en diferentes cuerpos planetarios.
El potasio es un elemento moderadamente volátil, pero los científicos decidieron utilizarlo como una especie de rastreador de elementos y compuestos más volátiles, como el agua.
Se trata de un método relativamente nuevo que se aleja de los intentos anteriores de utilizar las relaciones entre el potasio y el torio (Th) recogidas por teledetección y análisis químicos para determinar la cantidad de volátiles que tuvo Marte. En investigaciones anteriores, los miembros del grupo de investigación utilizaron un método de rastreo de potasio para estudiar la formación de la Luna.
Wang y su equipo midieron las composiciones de isótopos de potasio de 20 meteoritos marcianos previamente confirmados, seleccionados para ser representativos de la composición de silicatos del planeta rojo.
Con este método, los investigadores determinaron que Marte perdió más potasio y otros volátiles que la Tierra durante su formación, pero retuvo más de estos volátiles que la Luna y el asteroide 4-Vesta, dos cuerpos mucho más pequeños y secos que la Tierra y Marte.
Los investigadores encontraron una correlación bien definida entre el tamaño del cuerpo y la composición isotópica del potasio.
«La razón de que la abundancia de elementos volátiles y sus compuestos sea mucho menor en los planetas diferenciados que en los meteoritos primitivos indiferenciados es una cuestión que se plantea desde hace mucho tiempo –afirma Katharina Lodders, profesora de investigación de ciencias terrestres y planetarias de la Universidad de Washington, coautora del estudio–. El hallazgo de la correlación de las composiciones isotópicas de K con la gravedad del planeta es un descubrimiento novedoso con importantes implicaciones cuantitativas sobre cuándo y cómo los planetas diferenciados recibieron y perdieron sus volátiles».
«Los meteoritos marcianos son las únicas muestras de las que disponemos para estudiar la composición química del grueso de Marte —añade Wang–. Esos meteoritos marcianos tienen edades que varían entre varios cientos de millones y 4.000 millones de años y registran la historia de la evolución volátil de Marte. Mediante la medición de los isótopos de elementos moderadamente volátiles, como el potasio, podemos inferir el grado de agotamiento de los volátiles en los planetas y hacer comparaciones entre los distintos cuerpos del sistema solar».
Wang admite que «es indiscutible que hubo agua líquida en la superficie de Marte, pero es difícil cuantificar la cantidad total de agua que tuvo Marte sólo con los estudios de teledetección y de los rovers. Hay muchos modelos sobre el contenido de agua en Marte. En algunos de ellos, el Marte primitivo era incluso más húmedo que la Tierra. Nosotros no creemos que fuera así», asegura.
Los hallazgos tienen implicaciones para la búsqueda de vida en otros planetas además de Marte, señalan los investigadores. Estar demasiado cerca del Sol (o, en el caso de los exoplanetas, estar demasiado cerca de su estrella) puede afectar a la cantidad de volátiles que un cuerpo planetario puede retener. Esta medida de la distancia a la estrella se suele tener en cuenta en los índices de «zonas habitables» alrededor de las estrellas.
«Este estudio pone de manifiesto que existe un rango de tamaño muy limitado para que los planetas tengan la cantidad de agua suficiente, pero no excesiva, para desarrollar un entorno superficial habitable — afirma Klaus Mezger, del Centro de Espacio y Habitabilidad de la Universidad de Berna (Suiza), coautor del estudio–. Estos resultados guiarán a los astrónomos en su búsqueda de exoplanetas habitables en otros sistemas solares».
Wang piensa ahora que, en el caso de los planetas que se encuentran dentro de las zonas habitables, probablemente se debería hacer más hincapié en el tamaño planetario y tenerlo en cuenta de forma rutinaria a la hora de pensar si un exoplaneta podría albergar vida.
«El tamaño de un exoplaneta es uno de los parámetros más fáciles de determinar –explica Wang–. Basándonos en el tamaño y la masa, ahora sabemos si un exoplaneta es candidato a la vida, porque un factor determinante de primer orden para la retención de volátiles es el tamaño».
