Pero un día la actividad geológica interna de Marte cesó. Con ella, el campo magnético que protegía la atmósfera de la acción constante del viento solar terminó apagándose y la baja gravedad, un poco más de un tercio de la terrestre, acabó por dejar escapar la mayor parte de los gases que la componían, dando lugar al planeta que hoy conocemos, un desierto helado.

La “paradoja del Sol débil” afirma que tras el nacimiento del Sistema Solar, nuestro Sol emitía aproximadamente un 30% menos de energía que en la actualidad, y que ésta sería insuficiente para mantener agua líquida en nuestro planeta. Si esto era así en la Tierra, imaginaos la dificultad de conseguirlo en Marte, que está -de media- unos 80 millones de kilómetros más lejos del Sol.

Obviamente, en nuestro planeta sabemos que ha existido agua líquida desde muy pronto (aunque hemos sufrido los efectos de, al menos, una glaciación global), pero hay muchos más factores a tener en cuenta, como la posibilidad de un efecto invernadero acentuado por la gran actividad volcánica, la existencia también de mayor porcentaje de isótopos radioactivos que provocarían calor por su desintegración (y más vulcanismo) y por si fuese poco, la Luna estaba al principio más cerca de nuestro planeta, de tal manera que con su atracción gravitatoria no solo crearía mareas en los océanos, sino incluso en la corteza, como ocurre en Ío (uno de los satélites de Júpiter), provocando el calentamiento de las masas de roca y alimentando también al vulcanismo.

En su superficie hemos podido observar rocas formadas por arroyos y torrentes, e incluso, en el fondo de lagos, hemos estudiado minerales cuya formación requiere de la presencia necesaria de agua.

Marte, que tiene la mitad de tamaño que la Tierra, se enfrío mucho más rápidamente y no contaba con ningún gran satélite (tiene dos, pero muy pequeños) que ayudara a mantener fenómenos volcánicos durante más tiempo.

Entonces, ¿Cómo podemos explicar el agua líquida que hubo en Marte?

Hoy sabemos que la mayoría de los ríos, ramblas, canales, lagos y otras formas de modelado relacionadas con la escorrentía superficial de las aguas se formarían en torno a unos 3700 millones de años, un momento que coincidiría con periodos de gran actividad volcánica. Esta actividad sería en principio la responsable de lanzar a la atmósfera gases de efecto invernadero suficientes para moderar las temperaturas en el planeta durante cortos periodos de tiempo.

Y es que por los datos que tenemos y los últimos modelos climáticos marcianos, mucho más precisos gracias a la mejora en nuestra capacidad de computación, sabemos que la atmósfera de Marte, dominada por el CO2, no sería capaz de mantener temperaturas por debajo del punto de congelación por sí misma con un Sol más tenue que en la actualidad.

Se calcula que las grandes erupciones responsables de este aumento de las temperaturas ocurrirían cada 1000-10000 años, pero solo darían lugar a periodos de 100 años en los que la temperatura fuese suficiente como para que circulase el agua de escorrentía.

Si extrapolamos la duración de todos estos fenómenos volcánicos a unos 100-200 millones de años, concluiríamos que el agua habría circulado por la superficie del planeta en este periodo de tiempo un total de entre uno y diez millones de años, suficiente para formar las redes de drenaje que conocemos en el planeta.

¿Y si la historia hubiese sido un poco diferente? ¿Y si Marte solo hubiese sido un planeta cálido de una manera intermitente a lo largo de su historia?

En los periodos donde la actividad volcánica fuese menor, el agua permanecería congelada sobre todo en el casquete polar del hemisferio Sur, en forma de nieve en las tierras altas del hemisferio Norte y en los primeros metros del suelo y la corteza del planeta.

Pero aquí no acaba la cosa. Hace unos meses salía a la luz que el robot Curiosity había descubierto rocas sedimentarias formadas por la acción de torrentes que desembocaban en el interior del cráter Gale. Cuando el Curiosity analizó la composición química y mineralógica de esas rocas descubrió algo que para nosotros, acostumbrados a la geología terrestre, era cuanto menos chocante: La composición de muchas de ellas indicaba que eran rocas de composición basáltica (rocas ígneas, procedentes del enfriamiento del magma, y no sedimentarias, depositadas por el agua, como sería de esperar en el fondo de un torrente). Además, en nuestro planeta, las rocas sedimentarias suelen tener colores claros, mientras que donde ha aterrizado el Curiosity tienen colores realmente oscuros.

Pero, si el basalto es una roca ígnea. ¿Cómo podemos tener rocas sedimentarias con su composición?

El basalto es una roca que se forma al enfriarse ciertos tipos de lava en la superficie o muy cerca de esta. Su composición incluye, entre otros, feldespato y minerales ricos en hierro como el olivino y algunos anfíboles.

Cuando el basalto queda expuesto a las condiciones de la atmósfera terrestre (o bajo el agua), los minerales ricos en hierro comienzan a oxidarse rápidamente, los feldespatos se pueden transformar en minerales del grupo de las arcillas dejando escapar iones más móviles como el calcio o el sodio. A veces este calcio se une al CO2 de la atmósfera, formando carbonato cálcico.

Si se hubiesen dado estas transformaciones en Marte, la composición de las rocas que ha estudiado el Curiosity sería diferente y encontraríamos esas arcillas o depósitos de carbonato cálcico. Es cierto que conocemos otros afloramientos en los que sí aparecen arcillas y carbonatos y que podrían corresponder con algún periodo en los que el agua pudo permanecer más tiempo sobre la superficie, pero no es el caso del cráter Gale.

Este hecho indica que, al menos en las rocas que mejor hemos podido analizar de la superficie de Marte y que están donde se encuentra ahora mismo el Curiosity, el transporte y la sedimentación de las mismas tuvo que darse en periodos muy rápidos para que éstas no se viesen alteradas por la presencia de agua, lo que coincidiría con los datos de los últimos modelos climáticos de Marte.

¿Cómo afecta este escenario a la posibilidad de desarrollo de vida en el pasado marciano? Estos estudios ponen de manifiesto una reducción en el periodo de habitabilidad del planeta, al menos un poco, aunque es posible que bajo la superficie pudiesen existir ambientes hidrotermales provocados por el calor interno y en la superficie provocados por el impacto de meteoritos y donde la vida pudiese desarrollarse en unas condiciones más favorables cuando el planeta entrase en una etapa fría.

Aun así, todavía necesitamos muchos más datos para generar una imagen completa de la historia geológica de Marte, porque cada lugar que visitamos es solo una pequeña pieza de un gran puzle construido a lo largo de 4500 millones de años de evolución planetaria y del que aún nos quedan muchas sorpresas por descubrir.

Referencias:

• Halevy, I; Head, J. W. III (2014). Episodic warming of early Mars by punctuated volcanism. Nature Geoscience DOI: 10.1038/NGEO2293
• Lakdawalla, E. http://bit.ly/11teddm GSA 2014: The puzzle of Gale crater's basaltic sedimentary rocks.