Written by El hielo de agua es uno de los principales componentes de los cometas y cuerpos del Sistema Solar exterior (planetas gigantes, transneptunianos, etc.). El agua también está presente en todo el Sistema Solar, en planetas, lunas y asteroides, como veremos a continuación.
En el caso de la Luna, la primera evidencia de la presencia de agua la trajeron los astronautas de las misiones Apolo, quienes trajeron muestras de rocas lunares. Estas muestras fueron analizadas nuevamente en 2008, lo que mostró que las rocas traídas contenían aguas residuales incrustadas. Un año después, la NASA llevó a cabo el impacto controlado de la nave espacial LCROSS (abreviatura de Satélite de observación y detección de cráteres lunares, o en el satélite portugués de observación y detección de cráteres lunares) en el polo sur lunar y, una vez más, se detectó una gran cantidad de agua en los escombros resultantes del choque. Recientemente, gracias a los datos recogidos por la sonda lunar india Chandrayaan-1, que realizó un mapeo de la composición mineral superficial con uno de sus instrumentos (Figura 1).
Figura 1: Mapa de una parte de la superficie lunar. Las áreas coloreadas muestran dónde hay la mayor concentración de agua (Foto: Laboratorio Milliken / Universidad Brown)
El mapeo realizado por la sonda Chandrayaan-1 mostró que el agua está presente en toda la superficie lunar (áreas azules en la Figura 1), incrustada en las rocas y también puede estar debajo de la capa de polvo, en el manto. Esta agua encontrada en la Luna puede haber sido robada de la Tierra poco después del impacto catastrófico que formó la Luna, o puede haber sido entregada más tarde por impactos de asteroides y cometas (esta pregunta aún está abierta). Estos pequeños objetos pueden haber entregado agua al sistema Tierra-Luna ya en el primer millón de años de nuestro planeta.
Imágenes de radar de alta resolución de la superficie de Mercurio tomadas por uno de los instrumentos de la sonda MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging) de la NASA sugirieron la presencia de hielo de agua en el polo norte del planeta. Los científicos especulan que este hielo fue implantado por impactos de cometas y / o asteroides. Según Eke et al. (2017), puede haber alrededor de 3 x 1015 kg de agua congelada en cráteres cerca del polo norte de Mercurio.
Se ha encontrado una cantidad muy pequeña de vapor de agua (unas pocas partes por millón) en la atmósfera dominada por nitrógeno (N) y dióxido de carbono (COdos) de Venus. Según los científicos, la composición isotópica de H en la atmósfera de Venus está extremadamente enriquecida en Deuterio debido a la pérdida casi completa de hidrógeno en el espacio a través de la fotodisociación de H2O. El fuerte efecto invernadero en Venus puede ser responsable de la ausencia de vapor de agua en la atmósfera del planeta. El vapor de agua presente en la atmósfera actual puede reponerse mediante la interacción química con rocas que contienen agua o puede ser suministrado por meteoritos o cometas. Sin embargo, se desconoce la abundancia original de agua en Venus.
Hay agua helada en los casquetes polares de Marte y algunos de sus cráteres. Además, el agua en Marte está presente en una pequeña cantidad de vapor en la atmósfera y se incorpora a los minerales hidratados en su superficie. La evidencia geológica y mineralógica sugiere que el agua líquida alguna vez existió en abundancia en Marte, cuando la atmósfera era más espesa debido a la presencia de un campo magnético más fuerte. La alta relación deuterio / hidrógeno indica que una cantidad significativa de vapor de agua escapó al espacio desde la atmósfera, afectando principalmente al isótopo más ligero de hidrógeno. Los datos del infrarrojo cercano de las lunas marcianas, Fobos y Deimos, no mostraron bandas de absorción a 3 micrómetros debido a los minerales hidratados. Sin embargo, algunos autores sugieren que la emisividad máxima a 1590 cm (del espectro de emisividad térmica) corrobora la hidratación de la superficie de Fobos, que podría deberse a agua incrustada en minerales o agua formada por la interacción del viento solar con la superficie. .
Figura 2: Fotografía del cráter Korolev donde se ve una gruesa capa de hielo de aproximadamente 1,9 km. Imagen tomada por Mars Express de la ESA. El cráter tiene unos 80 km de diámetro y contiene unos 2.200 km.3 de agua helada.
Recientemente, las imágenes tomadas por la sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea confirmaron la presencia de hielo de agua en el Polo Norte marciano. Además, los datos del radar MARSIS a bordo de la nave espacial Mars Express, recopilados entre mayo de 2012 y diciembre de 2015, permitieron el descubrimiento de un lago subglacial en Marte, 1,5 km por debajo del casquete polar sur. Se estima que el lago tiene unos 20 km de diámetro y su ubicación se puede ver en la Figura 2. Dado este hallazgo, los científicos dicen que no hay razón para concluir que la presencia de agua subterránea en Marte se limite a esta única ubicación. El descubrimiento del lago subterráneo también refuerza las especulaciones sobre la existencia de microorganismos presentes en el planeta rojo.
Figura 3: Ubicación del lago subglacial cerca del polo sur marciano.
Los planetas gigantes Saturno y Júpiter pueden tener agua en forma sólida y líquida en sus capas de nubes inferiores, pero su abundancia aún no se ha medido. Se cree que sobre los núcleos rocosos de Urano y Neptuno hay una gran capa de hielo, incluido el hielo de agua. Las atmósferas de estos gigantes de hielo también contienen HdosO. Se ha observado que los anillos de Saturno contienen principalmente agua helada con una pequeña mezcla de sustancias orgánicas y otros contaminantes, mientras que los anillos de Júpiter, Urano y Neptuno contienen como máximo una pequeña fracción de agua helada. Plutón también contiene una fracción significativa de agua en su superficie, al igual que muchas de las lunas de los planetas exteriores, y Tetis (la luna de Saturno) posiblemente consiste casi en su totalidad en hielo de agua. Tetis tiene una densidad baja de 0,98 g / cm3, la más baja de todas las lunas principales del Sistema Solar, lo que indica que está hecha de hielo de agua con solo una pequeña fracción de roca. Esto se confirma mediante espectroscopía de su superficie, que identificó el hielo de agua como el material dominante. Se cree que algunas lunas, como Europa y Ganímedes de Júpiter y Encelado de Saturno, contienen vastos océanos de agua líquida debajo de la capa superficial de hielo.
Referencias:
EKE, VR, LAWRENCE, DJ y TEODORO, LFA 2017, Icarus, 284, 407, pág: 3.
ENCRENAZ, T. Agua en el Sistema Solar. 2008, ARA & A, 46, 57, pág: 3, 11.
SNODGRASS, C., AGARWAL, J., COMBI, M. y col. El cinturón principal Cometas y hielo en el Sistema Solar. 2017. A&A Rev., 25, 5, pág: 4, 5, 6.
