Agencias, Ciudad de México.- El período en el que estuvo presente el agua líquida en la superficie de Marte puede haber sido más corto de lo que se pensaba anteriormente.

La razón es que los canales de relieve llamados barrancos, que antes se pensaba que estaban formados exclusivamente por agua líquida, también pueden formarse por la acción del hielo de CO2 que se evapora.

Esta es la conclusión de un nuevo estudio de Lonneke Roelofs, investigadora planetaria de la Universidad de Utrecht. “Esto influye en nuestras ideas sobre el agua en Marte en general y, por tanto, en nuestra búsqueda de vida en el planeta”, afirma la investigadora, cuyos resultados se publican en la revista Communications Earth and Environment.

“La atmósfera marciana está compuesta en un 95% de CO2”, explica Roelofs en un comunicado. “En invierno, la temperatura del aire desciende por debajo de los -120 grados centígrados, lo suficientemente frío como para que se congele el CO2 de la atmósfera”. En el proceso de congelación, el gas CO2 puede convertirse directamente en hielo de CO2, saltándose la fase líquida.

El proceso es similar a la helada en la Tierra, donde el vapor de agua forma cristales de hielo y cubre el paisaje con una película blanca. Las temperaturas primaverales más cálidas, combinadas con la delgada atmósfera marciana, hacen que el hielo de CO2 se evapore directamente y vuelva a convertirse en gas, saltándose nuevamente la fase líquida.

“A eso lo llamamos ‘sublimación’. El proceso es extremadamente explosivo debido a la baja presión del aire en Marte. La presión del gas creado separa los granos de sedimento provocando que el material fluya, similar a los flujos de escombros en las zonas montañosas de la Tierra. Estos flujos pueden remodelar el paisaje marciano, incluso en ausencia de agua.”

“Los resultados de mi investigación sugieren que la posibilidad de que haya existido vida en Marte es menor de lo que se pensaba anteriormente”.

Por primera vez, estos experimentos proporcionan evidencia directa de que la sublimación de CO2 puede fluidificar y sostener flujos granulares en condiciones atmosféricas marcianas, tanto donde se mezclan sedimentos y hielo de CO2 como donde los sedimentos secos fluyen sobre una capa de hielo de CO2. Sin embargo, los experimentos no abordan las condiciones límite que permiten estos flujos. Abordamos esto con un modelo atmosférico 1D a continuación que determina dónde y cuándo pueden ocurrir las condiciones apropiadas en Marte.

Los científicos han planteado durante mucho tiempo la hipótesis de que el hielo de CO2 podría ser una fuerza impulsora detrás de estas estructuras del paisaje marciano. “Pero estas hipótesis se basaban principalmente en modelos o estudios satelitales”, explica Roelofs.

“Con nuestros experimentos en la llamada ‘cámara de Marte’, pudimos simular este proceso en condiciones marcianas. Usando este equipo de laboratorio especializado pudimos estudiar este proceso directamente con nuestros propios ojos. Incluso observamos que los flujos de desechos impulsados por CO2 El hielo en condiciones marcianas fluye tan eficientemente como los escombros impulsados por el agua en la Tierra”.

“Sabemos con certeza que alguna vez hubo agua en la superficie de Marte. Este estudio no demuestra lo contrario”, afirma Roelofs. “Pero el surgimiento de la vida probablemente necesite un largo período en el que haya agua líquida. Anteriormente, pensábamos que estas estructuras paisajísticas se formaban por flujos de escombros impulsados por agua debido a su similitud con los sistemas de flujo de escombros en la Tierra”.

“Mi investigación ahora muestra que, además de los flujos de escombros impulsados por el agua, la sublimación del CO2 congelado también puede servir como una fuerza impulsora detrás de la formación de estos paisajes de barrancos marcianos. Esto hace que la presencia de agua en Marte se retrase aún más en el pasado reduciendo las posibilidades de vida. Y eso nos hace aún más únicos de lo que pensábamos“, afirma.

La versión 1D del modelo aplica el mismo conjunto de submodelos físicos que el Mars PCM. Utiliza parámetros astronómicos para calcular la radiación solar total entrante en la parte superior de la atmósfera, que impulsa el sistema atmosférico. Al calcular la transferencia radiativa a través de la atmósfera, el modelo tiene en cuenta la absorción, emisión y dispersión del gas CO2 y el polvo, en una gama de longitudes de onda que van desde el ultravioleta al infrarrojo. Se parametrizan los procesos dinámicos de la atmósfera a pequeña escala, como la difusión turbulenta y la convección. El modelo tiene en cuenta la condensación y sublimación de CO2 en la superficie y contiene un modelo de suelo que describe la inercia térmica (TI) del suelo, con 18 capas subsuperficiales, y su albedo y equilibrio de flujo radiativo en la superficie.

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