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El agua en el Cosmos (Fin de Pagina)
Hay agua en el Cosmos? Esta pregunta fascinante es objeto de discusion desde hace mucho tiempo en la comunidad cientifica. Actualmente se sabe que la molecula de agua se concentra, en forma de hielo y de vapor, en algunos lugares privilegiados, fundamentalmente en determinadas nubes frias de nuestra galaxia. Pero solo el sistema solar contiene concentraciones importantes de agua y solo la Tierra dispone de su forma liquida. Por que la Tierra goza de ese privilegio? De donde proviene el agua y como se ha formado? En este articulo se recontruye su historia, desde su formacion en el entorno de las estrellas frias hasta su ultima aventura en los planetas del sistema solar.
Aunque el agua no representa más que una pequeña fracción de la materia presente en el Universo, no es una rareza absoluta. Se la encuentra - en forma de vapor o de hielo - en la atmósfera de algunas estrellas, en las nubes moleculares, en numerosos satélites de hielo del sistema solar, en los cometas y en los planetas del sistema solar. Pero lo que es excepcional, es la presencia de agua en estado líquido: la Tierra es el único lugar actualmente conocido en el que el agua se presenta en esta forma. ¿De dónde procede el agua terrestre tan indispensable para la vida? ¿Por que subsiste, y tan escasamente además, en forma líquida? Para comprenderlo los astrónomos han reconstruido la aventura del agua en el Cosmos que empieza alrededor de determinadas estrellas frías y que conduce, después de la formación del sistema solar, al agua y a los hielos presentes en los planetas.
El agua se puede formar de forma natural en diversas regiones del Universo a partir de sus constituyentes -el hidrógeno H y el oxígeno 0-. El hidrógeno representa más del 70 % de la masa del Universo visíble. Por lo que respecta al oxígeno, constituye alrededor de un 1 %. Pero la presencia de estos átomos no basta para hacer posible la existencia del agua: es necesario que unas condiciones concretas favorezcan la formación y la supervivencia de sus moléculas.
En términos generales, la formación de moléculas requiere una elevada densidad y una temperatura no demasiado elevada. Dos condiciones se revelan fundamentales para mantener los enlaces moleculares, cualesquiera que sean, en los medios astrofísicos y por tanto para tener una oportunidad de encontrar en ellos la molécula de agua H2O la temperatura no debe superar algunos miles de grados con objeto de que los choques con los átomos del medio ambiente no rompan demasiado fácilmente los enlaces moleculares; el gas no tiene que estar sometido a una radiación ultravioleta que amenazaría con destruir las moléculas por efecto fotodisociador.
Cuando se cumplen las condiciones de supervivencia de las moléculas (un medio relativamente frío y denso), H,0 es una de las más frecuentes, después del hidrógeno molecular H,. Pero las condiciones requeridas para su formación son mas bien escasas: en total, la materia molecular apenas representa más de un 1 % de la masa total del Universo visible. Se encuentra fundamentalmente en la superficie y alrededor de determinadas estrellas -regiones circumestelares- y en las nubes moleculares interestelares, grandes condensaciones gaseosas que se encuentran un poco por todas partes en el disco de nuestra Galaxia (fig. l).
Es difícil evaluar qué fracción del oxígeno se encuentra en forma de H2O en tal o cual región molecular del Universo. Predícciones teóricas y observaciones indican que se sitúa entre el 0,1 % y el 30 %. Por tanto se puede estimar que entre una y diez millonésimas partes de la masa del Universo visible estarían en forma de H2O ¿Pero, cómo saberlo exactamente, cómo observarlo?
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Figura 1.- La nube oscura rho Oph es una de las nubes interestelares moleculares mas estudiadas. Aparece como una mancha oscura cerca del centro de la fotografia y contiene con seguridad importantes cantidades de agua, a la vez en forma gaseosa y solida (esta ultima se ha detectado gracias a la banda de absorcion infraroja del hielo, analoga a la que se ve en la figura 2). Pero la masa total de agua sigue siendo incierta. (Foto Royal Observatory Edimbourg).
Las posibilidades de observación de esta molécula dependen de su estado físico. Todo el mundo sabe que existen tres estados de la materia: sólido, liquido y gaseoso. La molécula de agua es la única que se nos presenta familiarmente en estos tres aspectos. ¿Existe en forma líquida el agua del Cosmos? Este estado requiere un intervalo estrecho de temperaturas y una presión no demasiado baja. Sólo los planetas y sus satélites ofrecen estas condiciones. Fuera de ellos, en el Cosmos, sólo cabe buscar el agua en forma de hielo y vapor.
El vapor de agua, en las galaxias, se presenta diluido en un gas de hidrógeno molecular y de helio. Su molécula se caracteriza, como las de todas las especies químicas, por la absorción o la emisión de radiaciones electromagnéticas que originan rayas espectrales con unas longitudes de onda conocidas, fundamentalmente en los intervalos infrarrojo y milimétrico. Pero estas rayas son muy difíciles de observar desde la Tierra debido a que, precisamente estas longitudes de onda de la radiación que nos llega, son absorbidas por la atmósfera terrestre. Ya que es justamente el vapor de agua de la atmósfera terrestre el que provoca esta absorción perturbadora. Incluso en los lugares más secos, la mayoría de las rayas espectrales del vapor de agua son inobservables. Por tanto hay que esperar los resultados de los diversos observatorios embarcados en satélites, programados para los próximos años, como los del Observatorio Infrarrojo Espacial (ISO) de la Agencia Europea del Espacio o los del más modesto satélite especializado de la NASA, para tener una visión detallada de la abundancia de vapor de agua en el gas cósmico.
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Figura 2.- El primer lugar en el que existe agua en el Cosmos es en la superficie y la periferia de las estrellas frias o con temperaturas poco elevadas. En las mas frias de ellas, el agua se deposita en pequeñas particulas de hielo, que se manifiestan por medio de una clara firma espectral (banda de absorcion) en la luz de la estrella. El dibujo muestra la banda de absorcion del hielo presente alrededor de la estrella infraroja OH 231.8+4,2. Esta estrella pertenece a la clase de estrellas infrarojas "OH/IR", detectadas inicialmente gracias a una emision de radio de un tipo muy particular (emision maser del radical OH). La banda de hielo aparece en un "valle" de absorcion en el espectro a la longitud de onda 3,1 micrometros, en el infrarojo proximo.
Muy afortunadamente, existen algunas regiones muy localizadas en las que la presencia de grandes cantidades de vapor de agua es atestiguada por un efecto muy característico, el «efecto máser». Se trata de nubes relativamente calientes que se encuentran entre las estrellas -nubes interestelares- o en el entorno de determinadas estrellas -las fuentes circunestelares-.
El efecto máser se debe a la capacidad de la molécula de agua de pasar de un nivel de excitación a otro emitíendo una radiación fuertemente amplificada a la longitud de onda de 1,35 centimetros. La particularidad de este efecto províene de que el nível de energía elevado se encuentra super-poblado de forma natural (las razones se conocen bien pero, por falta de espacio, las omitiremos aquí).
El resultado es una fuerte amplificación de la radiación emitida, como en los láseres. Estos láseres, producidos por la presencia de vapor de agua en unas condiciones físicas especiales, son los más potentes que se conocen en la Vía Láctea. los más potentes de entre ellos emiten, sólo a esta longitud de onda de radio, una potencia comparable a la potencia total del Sol.
Conocemos mejor el hielo que el vapor. Se encuentra en las mismas zonas -interestelares o circumestelares- que albergan el vapor, y también en el interior de los sistemas planetarios formados o en formación. Este hielo, a menudo superpuesto o mezclado con otras sustancias (silicatos, amoníaco, etc.), forma partículas sólidas cuyo tamaiío se extiende desde 0,1 micrómetros (polvo interestelar) hasta algunos miles de kilómetros (satélites de Júpiter), pasando por la decena de kilómetros (núcleos de cometas). El hielo sublima rápidamente, de modo que sólo excepcionalmente se encuentra en el polvo interestelar por encima de una temperatura de unos 100 ºK (-173 ºC).
El hielo es relativamente fácil de observar ya que su emisión, o absorción, característica se sitúa en una banda espectral, a la longitud de onda de 3,1 micrómetros, del infrarrojo próximo. La atmósfera es bastante transparente para esta longitud de onda, al menos en los mejores lugares de observación como Mauna Kea en Hawai. Como las fuentes astronómicas están casi siempre frías, la banda aparece siempre en «valles» de absorción en el espectro (fig. 2). En efecto, el hielo está demasiado frío para emitir por sí mismo radiación: no hace más que absorber, a esta longitud de onda, la radiación procedente de fuentes infrarrojas más calientes situadas detrás de la fuente. No obstante, a veces se puede llegar a observar la emisión del hielo a otra longitud de onda, en el infrarrojo mucho más lejano (40-70 micrómetros). Para ello es necesario liberarse al máximo de la absorción atmosférica,, muy fuerte en este intervalo espectral: estas observaciones son posibles en misiones aerotransportadas, como las que se pueden efectuar con el telescopio KAO de la NASA.(2)
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Figura 3.- Es en el sistema solar donde el agua se encuentra en forma abundante y mas concentrada. Es extraordinariamente abunsdante en el estado solido (hielo) en las regiones externas del sistema. La fotografia muestra a Miranda, un pequeño satelite de Urano, constituido casi exclusivamente por hielo. Su superficie presenta acantilados de hielo que alcanzan los veinte kilometros de altura, con destacado relieve. (Foto Voyager, NASA).
Estos datos permiten conocer aproximadamente las cantidades de agua -vapor o hielo- presentes en el Universo. Permiten reconstruir una especie de ciclo cósmico del agua que parte de las estrellas, o más bien de las regiones que las rodean, y termina finalmente en el agua líquida de los planetas.
Más del 95 % del Universo visible está en forma de estrellas, en las que la casi totalidad del gas está tan caliente (una media de varios millones de grados) que todos los atomos están disociados en iones y electrones. Está fuera de lugar que puedan existir moléculas en este medio, salvo en una película muy delgada en la superficie de algunas estrellas. Hay ahí un lugar privilegiado para la formación de la molécula de agua.
A temperaturas superiores a 5 000 grados, coiiio en la superficie del Sol, la abundancia de moléculas, cualesquiera que sean, es particularmente baja. Se limita a las moléculas diatómicas, bien muy estables como CO, bien hidrogenadas como OH, a causa de la gran abundancia de hidrógeno.
Pero a temperaturas más bajas, la abundancia de las moléculas diatómicas aumenta y aparecen moléculas más complicadas como H20- Por ello, la presencia de agua es importante en las atmósferas de las estrellas «gigantes rojas» (estrellas de gran tamafío y frías, de color rojo) más frías, como Mira, con temperaturas superficiales de 3 000-4 000 K. La absorción de la radiación en las bandas espectrales correspondientes al agua influye entonces profundamente en la atmósfera de estas estrellas. Sin embargo, esto no afecta más a que a una ínfima parte de la masa de la estrella: el H20 desaparece con el aumento de temperatura cuando se penetra bajo la delgada película de la superficie de la estrella.
Pero es sobre todo el final de la vida de estas gigantes rojas lo que es interesante: en efecto, cuando se aproxima su muerte, las estrellas expulsan una gran parte de su gas al medio interestelar. De este modo se forman gigantescas «envolturas» circumestelares en expansión cuyas dimensiones se extienden de 1016 (diez veces el tamaño del sistema solar) a 1011 cm (un año luz). En estas envolturas la temperatura disminuye a medida que nos alejamos de la estrella. La casi totalidad del oxígeno está presente allí en forma de H20y de CO, hasta las capas más externas en las que estas moléculas se fotodisocian a causa de la radiación ultravioleta interestelar ambiente. Una buena parte de estas envolturas emiten radiación máser debida al H20 (además también existe a menudo una intensa radiación máser debida a la presencia del radical OH; OH es el producto directo de la fotodisociación del H20).
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Figura 4.- En los planetas terrestres la situacion es diferente a la de las regiones externas del sistema solar. Venus, Tierra y Marte (Fotos A, B, y C), tienen aspectos muy distintos. Esta diversidad esta relacionada con la cantidad y distribucion de agua y con su estado fisico. Este estado varia mucho con las distancias al sol. La Tierra esta a la distancia precisa en la que el agua puede existir en forma liquida. En Venus se evaporo y luego se disocio y escapo del planeta. En Marte, esta muy probablemente aprisionada en el suelo en forma de hielo o de cuerpos hidratados, ademas del deposito que constituyen los casquetes polares. (Fotos NASA).
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Allí donde la temperatura de la envoltura circumestelar se vuelve bastante baja (hacia unos mil grados), los materiales refractarios, óxidos o silicatos, se condensan en forma de granos de polvo. Si están suficientemente frios, estos granos refractarios se pueden recubrir entonces de una película de hielo. De este modo acrecionan una buena parte del agua gaseosa. Esto sólo sucede si la densidad es lo bastante elevada como para que las moléculas de gas tengan una ocasión de chocar con un grano de polvo antes de ser eyectadas hacia el exterior. La banda de 3,1 micrómetros del hielo se ha detectado en una docena de estos objetos (fig. 2).(3) La de 45 micrómetros (y más allá) se ha observado igualmente en cuatro o cinco de ellos.(2)
Aunque la situación es bastante clara por lo que respecta a las envolturas circumestelares, es mucho más confusa para el gas interestelar, que existe fundamentalmente en forma de nubes moleculares, aunque probablemente se trate de la principal reserva de agua cósmica. Las condiciones apenas son favorables a la presencia de agua en la mayor parte de los inmensos espacios intergalácticos e interestelares: están casi vacíos y su temperatura es con frecuencia muy elevada. Existen muchas regiones frías, pero la mayoría de las veces son barridas por una radiación ultravioleta que destruye con extraordinaria eficacia todas las pequeñas moléculas.
Finalmente no quedan más que algunas zonas muy concretas, suficientemente densas y frías, al abrigo de la radiación destructora, en las que se encuentran moléculas. En tales medios, sólo una fracción del oxígeno está en forma de H201 y el resto se reparte entre otras diferentes especies: el radical OH y sobre todo el oxígeno atómico O2, que resultan de la disociación del H20 por colisión con otras moléculas del gas o por la acción de la radiación ultravioleta, las moléculas CO y CO2, (e incluso carbonatos), cuyos enlaces químicos son muy estables y que siempre se forman prioritariamente hasta que se agota el carbono disponible; moléculas a base de silicio -silicatos o moléculas de la forma SiO,- y quizá también óxidos de otros metales.
Por las razones mencionadas más arriba, es muy difícil detectar directamente H20 en el gas frío. Mientras estamos a la espera de las misiones espaciales, citadas, no tenemos más que algunas indicaciones sobre el gas molecular caliente: la emisión intensa de tipo máser en las regiones de formación de estrellas, observaciones muy limitadas y difíciles de interpretar de otras rayas espectrales menores del H2-0, búsqueda de rayas de variedades isotópicas (HDO y H 2- 180) menos absorbidas por la atmósfera terrestre,, etc. Pero, ni los datos actualmente disponibles, ni los modelos de «química interestelar» permiten trazar un mapa claro de la distribución del vapor de agua interestelar.
Por lo que respecta al medio interestelar, las observaciones del hielo son las que dan los resultados más claros. El hielo fue el primer material que se propuso como constituyente principal del polvo interestelar. Por tanto fue un poco decepcionante constatar que estaba prácticamente ausente, fuera de las nubes moleculares. Pero los recientes desarrollos de la astronomía infrarrojo han mostrado, gracias a la intensidad de la banda de 3,1 micrómetros, que el hielo era abundante en el interior de estas nubes, particularmente en las nubes moleculares frías, como las de la constelación de Tauro.
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Figura 5.- Aunque no existe agua liquida en Marte, los astronomos estan convencidos de que existio en grandes cantidades. Por ejemplo, la presencia de lechos de rios secos, demuestran que en el pasado debieron producirse violentas corrientes. Sin embargo la presencia de crateres, en estos lechos secos, indican que tales corrientes se produjeron hace mas de mil millones de años. (Foto NASA).
La presencia de hielo en estas nubes concuerda bien con las evaluaciones teóricas que estiman la cantidad de vapor de agua que se deposita sobre los granos de polvo durante la evolución de la nube. La ausencia de hielo en el polvo de algunas nubes se explicaría por la presencia de ondas de choque debidas principalmente a las colisiones entre nubes, a los vientos estelares y a las explosiones de supernovas que provocan la evaporación del hielo.
La banda de absorción de 3,1 micrómetros es particularmente intensa en el espectro de algunas estrellas muy jóvenes del tipo T Tauri. El hielo se sitúa probablemente en un disco circtimestelar que rodea a la estrella, residuo de la acreción del gas ínterestelar que la ha formado. Este disco está sin duda relacionado con la formación de un sistema planetario. Podría haber allí un precursor de los hielos presentes en los sistemas planetarios. Y es allí sin duda donde tenemos que buscar la clave de la presencia de agua en el sistema solar.
En efecto, la formación de las estrellas, y por tanto del Sol y de su cortejo de satélites que constituyen nuestro sistema solar, se inicia con la contracción gravitatoria de una nube molecular por efecto de su propia masa. La parte central origina el Sol, en el que pronto la temperatura interna es tal que se desencadenan reacciones termonucleares que producen la energía luminosa radiada al exterior. El resto de la nube, que no se ha podido condensar en el centro, se aplana en un disco de granos polvo y de gas que gira en órbita alrededor del Sol. De estos deshechos nacieron la Tierra, los planetas y los cometas, en resumen, todos los objetos pertenecientes a nuestro sistema solar, por medio de un proceso complicado cuyas etapas están lejos de haber sido enteramente elucidadas, pero que se ha podido datar con una buena precisión (4 600 millones de años). Tal es el escenario «estándar» de la formación del sistema solar. No es por tanto sorprendente que encontremos agua un poco en todas partes en el sistema solar. Procedería de los granos de polvo recubiertos de una capa de hielo de agua que contienen, como hemos visto, las nubes moleculares frías y densas (además de su componente gaseosa, principalmente H2 y helio). Sin embargo, la situación presenta fuertes contrastes según las regiones: desde Mercurio, planeta extremadamente «seco» y desprovisto de atmósfera, hasta Miranda, satélite de Urano constituido principalmente por hielo (y en el que se han fotografiado acantilados de hielo de veinte kilómetros de altura, véase la figura 3), pasando por la Tierra, con su confortable película de agua líquida de tres kilómetros de grosor medio (los océanos). Este fuerte contraste indica que no todo sucedió de la misma forma en el sistema solar. En efecto, la distancia al Sol, durante la condensación de la mezcla de gas y de polvo, dictó una distribución de temperaturas decreciente hacia el exterior. En particular, el vapor de agua se puede condensar en hielo hacia 160 K (a la presión reinante en la nebulosa). Esta temperatura, alcanzada a una distancia del Sol de algunas unidades astronómicas (UA),(6) delimita aproximadamente la zona de los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) de la de los planetas gigantes y gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno).
Lejos del Sol: cometas y satélites de hielo
Fue por tanto en esta zona externa de temperatura suficientemente baja, más allá de algunas UA,(6) donde el vapor de agua se pudo condensar en hielo. Pero el manto de hielo de los granos de polvo interestelar también pudo sobrevivir en su estado, sin evaporarse nunca durante la formación del sístema solar. Durante las colisiones, a velocidades relativas muy pequeñas, estos granos se unieron, se «acrecionaron» unos a otros para formar los núcleos de los cometas, tal como los vemos hoy en día. Las recientes observaciones in situ del núcleo del cometa Halley, efectuadas por las sondas espaciales VEGA y GIOTTO, y también de los granos y del gas (principalmente H20) que se desprenden de él dan mucho crédito a esta hipótesis. En cualquier caso, los núcleos cometarios, constituidos la mitad de hielo y la mitad del polvo, fueron los ladrillos elementales a partir de los cuales se formaron a la vez el núcleo sólido de los planetas gigantes (en los que el resto del gas se agrupó por acreción) y un buen número de los satélites que los rodean. La mayoría de ellos todavía llevan la huella de un intenso bombardeo de tales «ladrillos» de híelo (por ejemplo Calisto, en torno a Júpiter), mientras que otros como Europa (otro satélite de Júpiter) muestran una superficie lisa que indica que hubo en ellos una intensa fundición del hielo y la desaparición de los cráteres de impacto.
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Figura 6.- Una parte del agua marciana subsiste en los polos, en la forma de un casquete de hielo que evoluciona con las estaciones. En el hemisferio norte de ese planeta se tiene un casquete de unos 2 Km de espesor, en el que el Viking pudo fotografiar estos acantilados de hielo. (Foto NASA).
Por lo demás, no es imposible que bajo la piel de hielo de Europa todavía haya actualmente una zona de agua liquida; se trataría entonces del único lugar, aparte de la Tierra, en el que existiría actualmente agua líquida en el sistema solar. Y los más audaces de nuestros exobiólogos se complacen en imaginar una vida acuática, silenciosa y oscura, pero desgraciadamente desprovista de perspectivas interesantes de evolución! Aparentemente, sólo la Tierra ha reunido por tanto las condiciones favorables a la emergencia de la vida.
El origen del agua terrestre
¿Pero, cómo llegó el agua a nuestro planeta? En la zona interna del sistema solar, el vapor de agua no se pudo condensar debido a la temperatura demasiado elevada. Para comprender el origen del agua terrestre, se puede imaginar que, formados a partir de un material sólido fundamentalmente «seco», los planetas terrestres fueron bombardeados a continuación por una multitud de núcleos de cometas. Éstos, nacidos en el exterior del sistema solar, habrían sido proyectados luego hacia el interior por las perturbaciones gravitatorias de los planetas gigantes, en especial de Júpiter y Saturno. Sencillos cálculos de trayectorias muestran entonces que Venus, la Tierra y Marte habrían recibido cantidades aproximadamente iguales de núcleos cometarios.
Sin embargo, en vez de este origen puramente cometario del agua, los científicos prefieren actualmente otra explicación. La nebulosa habría pasado por una fase inicial muy caliente en la que todo el material original de los granos de polvo se habría evaporado. Luego, el enfriamiento progresivo de este vapor habría conducido a la condensación de nuevos granos sólidos, cuya composición sería función de la distancia al Sol. El norteamericano A.G.W. Cameron pudo calcular, en 1978, que ha~ cia '1 UA, se condensaron, minerales bien conocidos, como los silicatos hidratados, en los que la molécula H20participa en su fórmula química.(7) Estos nuevos granos de polvo se aglomeraron entre sí para formar cuerpos de tamaño kilométrico (las trazas de cuyos impactos todavía son visibles en la Luna); luego, su acreción rápida en cuerpos de tamaño planetario liberó agua, en forma de vapor, en la superficie del planeta, bien en el momento del impacto, bien más tarde por desgasifícación volcánica.
En el caso de la Tierra, la continuación es bastante fácil de reconstruir. Su superficie se enfrió hasta una temperatura a la que el agua se condensa en forma líquida, muy por encima de 0 ºC. El gas carbónico (CO2), muy abundante en la atmósfera prímitiva de la Tierra, se disolvió en este agua y luego precipitó en forma de carbonato de calcio (CO3Ca). De este modo desapareció progresivamente de la atmósfera. El importante efecto invernadero que provocaba, al impedir que la radiación infrarrojo del Sol escapase al espacio, disminuyó y la temperatura de la Tierra se equilibró a un nivel más fresco, parecido al que actualmente conocemos. La vida apareció en el agua hace al menos tres mil millones de años, y no salió de ella para invadir los continentes hasta mucho más recientemente (hace 500 millones de años), en el momento en que había suficiente oxígeno en el aire para que se constituyese una película de ozono que impide que la radiación ultravioleta del Sol alcance el suelo (véase «Las primeras moléculas orgánicas», Mundo Científico, nº 103, junio, 1990).
¿Y Venus? Este hermano gemelo de la Tierra tenía al principio unas aptitudes muy parecidas: mismo tamaño, misma masa, misma densidad. Pero su distancia al Sol es un poco más pequeña: 0,7 UA en vez de 1 UA, y por tanto la energía recibida del Sol es dos veces mayor. Incluso si el agua se condensó en forma líquida al principio, se ha demostrado que el intenso calentamiento solar elevaba la temperatura superficial del agua, lo que generaba una presión de vapor mucho más elevada que en la atmósfera terrestre. Y el vapor de agua también desempeña, al modo del CO,, el papel de pantalla de la radiación infrarrojo (en particular en umbrales de longitudes de onda en las que el C02 es transparente) y provoca un efecto invernadero suplementario. Éste aumenta aún más la temperatura de la superficie, y con ella la cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera. Este bucle de realimentación positiva produce un efecto invernadero que se acelera y «diverge», y por tanto el efecto final fue la transformación en vapor del agua de Venus, impidiendo que el CO, se disolviese como en la Tierra. Este vapor se descompuso en H, y 0, por efecto de la radiación UV solar ~ el hidrógeno, el gas más ligero, escapó definítivamente de la atmósfera. No obstante, se puede reconstruir la cantidad de agua que había, de forma relativamente indirecta, a través del deuterio, un isótopo del hídrógeno dos veces más pesado que éste. En efecto, este átomo puede reemplazar al hidrógeno en la molécula de agua, y lo hace a razón de una molécula por cada seis mil aproximadamente, como nos demuestra el analisis del agua terrestre. Sin embargo los átomos de deuterio, (que resultan de la disociación de moléculas de agua deuterada) son más pesados que los de hidrógeno y no se escapan tan fácilmente. Admitiendo, caso extremo, que ningún átomo de deuterio haya podido escapar, la cantidad de deuterio actualmente presente en la atmósfera de Venus proporciona, multiplicándola por seis mil, un límite inferior de la cantidad de agua original en Venus.
La sonda espacial norteamericana Píoneer Venus, que atravesó y analizó la at.mósfera de Venus, demostró que hay cien veces más deuterio (respecto al hidrógeno) que en la Tierra.(8) De ello se deduce que originalmente debió existir en la superficie de Venus una capa de agua de veinte metros de espesor; pero se trata de un mínimo absoluto ya que numerosos átomos de deuterio han podido escapar, arrastrados al mismo tiempo que el hidrógeno. Por tanto es posible que hubiese habido tres kilómetros de agua como en la Tierra y no sólo veinte metros.
Actualmente la cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera de Venus correspondería a un grosor de veinte centímetros si fuese líquida. El suelo de Venus, escrutado por radar a través de su espesa capa nubosa, no muestra signos evidentes de erosión líquida.
Para el planeta Marte, situado a 1,5 UA del Sol, disponemos de indicaciones claramente más precisas, tanto sobre la cantidad actual de agua, como sobre su evolución desde la formación del planeta. Recientes observaciones astronómicas de la molécula HDO (agua deuterada) demuestran que hubo, en el lejano pasado del planeta, al menos seis veces más agua que en la actualidad. Estas observaciones fueron realizadas independientemente por Catherine de Bergh y Jean-Pierre Maillard, desde el telescopio franco-canadiense de Hawai en 1988, y por Mike Mumma, desde el avión Kuiper Aírborne Observatory.(9.10)
Además, las fotografías del suelo de Marte tomadas durante la misión Viking de la NASA, muestran trazas de erosión que se parecen rabiosamente a lechos de ríos (fig. 4 y 5). Serían necesarios el equivalente de quinientos metros de agua líquida sobre la superficie para producir tales erosiones. Sin embargo, el número de cráteres de impacto detectados en el fondo de estos ríos secos indica que esta erosión se produjo hace al menos quinientos, e incluso tres mil o cuatro mil millones de años. Y actualmente ya no hay agua líquida en la superficie de Marte. Es muy lógico, ya que la temperatura media es de -53 ºC, mientras que el agua líquida exige una temperatura superior a 0 ºC.
¿A dónde ha ido a parar el agua marciana? Cinco sextas partes, al menos, fueron vaporizadas, fotodisociadas por la luz solar, y el hidrógeno escapo como en Venus, tal como atestigua el enriquecimiento en deuterio citado anteriormente. Los casquetes polares (fig. 6) contienen en forma de hielo una cantidad de agua que si se distribuyese sobre toda la superficie del planeta representaría una decena de metros. Esta cantidad está lejos de la calculada y se cree que una buena cantidad de agua está helada en el suelo, en una capa de algunos kilómetros de grosor formando el llamado pergelisol (en inglés permafrost). Como prueba se aduce que alrededor de algunos cráteres de impacto, situados en latitudes elevadas, la materia removida durante el impacto está distribuida en lóbulos cuya forma evoca más un desplazamiento de lodo (pergelisol fundido por el impacto) que una eyección de terreno seco.
Las trazas geológicas de agua líquida en Marte implican un clima pasado más benigno que el clima actual. Se ha podido calcular que una atmósfera de C02 más espesa que la actual, con una presión en el suelo de 1,6 bar, habría creado un efecto invernadero importante, de modo que la temperatura superaría los 0 OC y haría posible el agua líquida. Pero poco a poco, como en la Tierra, el C02 se disolvió en el agua y precipitó en forma de carbonato de calcio (rocas calcáreas). El efecto invernadero disminuyó hasta la desaparición del CO, y la temperatura descendió por debajo de cero.
Es turbador constatar que la presión actual de la atmósfera de Marte, constituida en un 95 % Por C02, es de unos seis milibares. Esta presión es precisamente la del punto triple del agua, el único en el que coexisten las tres fases sólida, líquida y vapor a una temperatura de 0 OC y a una presión de H20 de 6,1 milibar. Sin duda esta coincidencia no es fortuita; se puede imaginar, en efecto, la existencia en el pasado de bolsas subterráneas de agua, comunicadas con el exterior. En tal caso, el C02 exterior habría podido llegar a estas bolsas y seguir disolviéndose y precipitando en forma de carbonato de calcio. Cuando la presión externa alcanzó los 6,1 mbar, el vapor de agua tomó el camino inverso hacia el exterior, hasta la evaporación completa de las bolsas, deteniendo así el proceso de desaparición del C02. La molécula de agua no es una rareza absoluta en el Universo ya que se la encuentra, en forma de vapor o de hielo, en diversos lugares de la Galaxia y del sistema solar. Pero, lo que es excepcional es el agua líquida, y la Tierra es el único lugar del Universo en el que sabemos que existe. Este prodigioso disolvente, que hace posible una química compleja de los elementos que se encuentran disueltos en él, es muy verosímilmente indispensable para la aparición de la vida.
Situada un poco más cerca del Sol (a 0,95 UA en lugar de a 1 UA) la Tierra recibiría un 10 % más de energía solar. El norteamericano Michael Hart pudo calcular, en 1978, que se calentaría hasta el punto de correr la misma suerte que Venus, por efecto invernadero divergente. Situada un poco lejos (unas 1,03 UA) sufriria por el conmastrario una «glaciación» que nada podría frenar y, al modo de Marte, los océanos se helarían hasta el fondo.(")
Por analogía con estrellas del mismo tipo, sabemos que la energía del Sol aumenta en un 1 % cada cien millones de años. Dentro de mil millones de años el flujo solar habrá aumentado en un 10 % y el agua líquida desaparecerá de la Tierra. Sin duda este problema no es el más urgente que tiene que resolver la humanidad para poder sobrevivir en su planeta azul.
Informacion General:
L.J. Allamandola, A.G.G.M. Tienens, Interstellar Dust, Reidel, 1989.
S.K. Atreya, J.B. Pollack, M.S. Matthews, Origin and evolution of planetary and satellite atmosphere, Universíty of Arizona Press, 1989.
J.L.Bertaux, De l'autre coté du Soleil. Albin Michel, 1986.
J.S. Lewis, R.G. Prinn, Planets and their atmosphere, origin and evolution, Academic Press, 1984.
J. Audouze y G. Israel. Le gran atlas de l'astronomie. Encyclopedia Universallis. 1986.