I cambiamenti stagionali possono avere un impatto significativo sulla velocità con cui Marte perde la sua acqua nello spazio, come ha dimostrato uno studio congiunto tra il Telescopio Spaziale Hubble e la missione MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) della NASA. Oltre tre miliardi di anni fa, Marte era caldo e umido, con vaste masse d’acqua sulla sua superficie e un’atmosfera più spessa. Oggi, invece, Marte è desolato, freddo e secco. Quindi, dove è finita tutta l’acqua? “Ci sono solo due posti dove l’acqua può andare”, ha affermato John Clarke dell’Università di Boston in un comunicato. “Può congelarsi nel terreno, oppure le molecole d’acqua possono rompersi in atomi, e gli atomi possono sfuggire dalla parte superiore dell’atmosfera nello spazio.” Una grande quantità di acqua su Marte è ancora presente sul Pianeta Rosso. Vastissimi serbatoi sembrano essere intrappolati sotto la superficie a profondità comprese tra 11,5 e 20 chilometri (da 7,1 a 12,4 miglia). C’è abbastanza acqua all’interno di Marte per formare uno strato equivalente globale (GEL, che si riferisce essenzialmente a quanto profondo sarebbe un oceano planetario) di tra 1 e 2 chilometri (0,62 e 1,24 miglia).
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Relativamente piccole quantità di ghiaccio d’acqua sono anche intrappolate nel permafrost superficiale e nei ghiacciai polari di Marte. Durante l’estate marziana, questo ghiaccio può sublimarsi, rilasciando vapore acqueo nell’atmosfera. La maggior parte di quel vapore circola da polo a polo, congelandosi nell’emisfero in cui è inverno, ma alcuni si ritrovano nell’alta atmosfera dove la luce ultravioletta solare può fotodissociare le molecole d’acqua H2O, rompendo i legami con i loro atomi costituenti. L’ossigeno nell’acqua finisce per ossidare i materiali sulla superficie (ecco perché Marte appare di colore ruggine) oppure si lega con il carbonio per formare anidride carbonica. Nel frattempo, gli atomi di idrogeno (o il loro isotopo più pesante, il deuterio) possono fuggire nello spazio (se sono abbastanza energetici da raggiungere la velocità di fuga) e venire trasportati via dal vento solare.
La MAVEN, che è arrivata su Marte nel 2014, ha il compito di misurare questa fuga di idrogeno.
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Confrontando lo spessore dell’atmosfera di Marte e la sua perdita d’acqua al perielio rispetto all’aphelio, in queste immagini del Telescopio Spaziale Hubble del Pianeta Rosso. (Crediti immagine: NASA/ESA/STScI/John T. Clarke (Boston University).)
Poiché il deuterio, una forma pesante di idrogeno, non sfugge facilmente dall’atmosfera di Marte, il rapporto di deuterio rispetto all’idrogeno (D/H) nell’atmosfera marziana è cruciale, con l’abbondanza di deuterio rispetto all’idrogeno che cresce nel tempo mentre perde idrogeno più rapidamente. Poiché si presuppone che Terra e Marte abbiano acquisito la loro acqua dalla stessa fonte, il rapporto primordiale D/H dell’acqua su Marte tra 3 e 4 miliardi di anni fa dovrebbe essere stato lo stesso di quello presente oggi sulla Terra. Oggi, il rapporto D/H su Marte è da 8 a 10 volte più grande rispetto a quello sulla Terra. Ci sono alcune ambiguità nelle misurazioni, ma confrontando quel rapporto primordiale dell’acqua marziana con il rapporto attuale e tenendo conto della velocità di perdita di idrogeno e deuterio nello spazio, è possibile fare delle proiezioni all’indietro e calcolare quanta acqua Marte ha probabilmente perso nel corso della sua storia.
Sulla base delle osservazioni precedenti della MAVEN, Marte ha perso a sufficienza acqua nello spazio da formare un GEL profondo tra decine e centinaia di metri. Combinato con la grande quantità di acqua recentemente trovata sepolta all’interno di Marte, questo implica che il Pianeta Rosso fosse ricco d’acqua nel suo lontano passato. Tuttavia, la MAVEN, con l’assistenza del Telescopio Spaziale Hubble, ha ora scoperto una certa complessità inattesa nella storia della perdita d’acqua di Marte. Insieme, gli strumenti hanno mostrato che il tasso di perdita di idrogeno è stagionale, con forti aumenti nella fase di fuga al perielio, che è il punto più vicino di Marte nella sua orbita attorno al sole. Questo coincide con una forte risalita di vapore acqueo nell’atmosfera media, causata dal riscaldamento stagionale. Quando è al perielio, l’emisfero meridionale di Marte è inclinato verso il sole e il Pianeta Rosso è avvolto nella sua stagione annuale di tempeste di polvere; la polvere in sospensione può contribuire al riscaldamento atmosferico e al contenuto di vapore acqueo. Al perielio, la MAVEN ha misurato densità di deuterio e idrogeno nell’alta atmosfera che sono rispettivamente circa 5 e 20 volte più alte rispetto all’aphelio, che è il punto più lontano di Marte dal sole nella sua orbita ellittica (allungata, piuttosto che circolare). All’aphelio, la perdita di deuterio è così ridotta che la MAVEN non è nemmeno abbastanza sensibile per rilevarla. Qui entra in gioco il Telescopio Spaziale Hubble, colmando le lacune. Le osservazioni hanno anche mostrato che i tassi di fuga sono da 10 a 100 volte più elevati per il deuterio e l’idrogeno al perielio rispetto all’aphelio. Infatti, sia il deuterio che l’idrogeno stanno sfuggendo così rapidamente al perielio che l’unica cosa che limita la loro fuga è la quantità di vapore acqueo disponibile nell’atmosfera.
“Negli ultimi anni, gli scienziati hanno scoperto che Marte ha un ciclo annuale molto più dinamico di quanto le persone si aspettassero 10 o 15 anni fa”, ha dichiarato Clarke. “L’intera atmosfera è molto turbolenta, riscaldandosi e raffreddandosi su scale temporali brevi, anche fino a ore. L’atmosfera si espande e si contrae mentre la luminosità del sole su Marte varia del 40% nel corso di un anno marziano.”
Questo crea un enigma quando si spiega la perdita di deuterio, che sembra essere maggiore di quanto ci si aspetterebbe semplicemente dalla normale fuga termica, dove un atomo di deuterio è abbastanza caldo da avere l’energia necessaria per scappare nello spazio. Per aumentare il tasso di perdita di deuterio affinché corrisponda al rapporto D/H osservato su Marte, è necessaria un’iniezione extra di energia nell’atmosfera. Questa potrebbe derivare da protoni nel vento solare che entrano nell’atmosfera e collidono con atomi di deuterio, o da reazioni chimiche della luce ultravioletta solare che possono dare al deuterio un impulso extra. I risultati sono stati pubblicati il 26 luglio nella rivista Science Advances.