Dove è finita l'acqua che ha plasmato la superficie di Marte?

In questi giorni l’Agenzia Spaziale Italiana è alla ribalta della scena scientifica mondiale per la sua nuova, importante, scoperta di acqua liquida sotto la calotta polare del polo sud di Marte. Questa è una ottima occasione per parlare di come mai sia scomparsa l’acqua che ha avuto un grande ruolo nel plasmare la superficie del pianeta rosso miliardi di anni fa.

L'area osservata da Orosei et al (2018)

Mentre si teme la fine della ultradecennale missione del rover Opportunity, che dopo aver  scorrazzato per decine di km sulla impervia superficie del pianeta rosso, è attualmente in crisi per una tempesta di polvere che impedisce alle batterie solari di rifornire di energia il veicolo, l’Agenzia Spaziale Italiana ha annunciato la scoperta di un corpo di acqua liquida sotto i ghiacci del polo sud del Planum Australe. Dopo l’annuncio è arrivato anche il “regolare” articolo su una rivista scientifica importante, in questo caso Science (Orosei et al, 2018). Fino ad oggi c’erano forti sospetti sulla presenza di acqua liquida alla base delle calotte polari marziane (un po' come succede sotto la calotta antartica), ma nessuno fino ad oggi aveva potuto confermare la cosa. 

Faccio notare un particolare importante e cioè che questa fascia di acqua liquida non si trovi all’interno della crosta marziana, ma all’interno della calotta polare meridionale.

PLANUM AUSTRALE: UNA REGIONE SUPERFICIALMENTE NORMALE MA MOLTO PARTICOLARE AL DI SOTTO DELLA SUPERFICIE. L’osservazione è stata compiuta usando strumento montato su Mars Express, uno dei vari satelliti che stanno orbitando intorno a Marte: si tratta di MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding), un radar a bassa frequenza.  Planum Australe mostra delle caratteristiche superficiali banali: topograficamente piatta, ha una superficie formata soprattutto da ghiaccio di acqua contenente tra il 10 e il 20% di polvere, che durante gli inverni australi viene coperta da uno strato di circa 1 metro di ghiaccio secco (ghiaccio di CO2). Ma a questa semplicità superficiale corrisponde profonda più complessa: i profili radar raccolti da MARSIS in una fascia lunga 200 km tra maggio 2012 e dicembre 2015 della regione di Planum Australe hanno evidenziato delle superfici riflettenti sotto la superficie del pianeta all'interno di una zona ben definita di 20 chilometri, centrata a 193°E e 81°S,  circondata da aree molto meno riflettenti, a circa 1,5 km di profondità. Una riflessione forte come questa la produce solo l’interfaccia fra il ghiaccio e l’acqua o il ghiaccio e una zona ad alto contenuto di acqua, come sedimenti saturi in acqua o una salamoia. L'analisi quantitativa dei segnali radar mostra che questo corpo liquido è caratterizzato da un'elevata permittività dielettrica relativa (in parole povere, il materiale si polarizza molto bene), e questo valore non può che essere interpretato come un’area in cui ‘è acqua liquida. 

È quindi dimostrata la presenza di acqua liquida intrappolata sotto il ghiaccio dei depositi stratificati polari meridionali.

Il profilo prodotto da MARSIS da Orosei et al, 2018

CARATTERISTICHE DI QUESTA ACQUA. Anche se essendo in profondità ci sarà una certa pressione, il fatto che sia liquida ad una temperatura di – 70°C ci fa già intuire che non si tratti di acqua come quella che troviamo normalmente nelle falde acquifere terrestri sfruttate a scopi idropotabili, industriali o irrigui: la presenza di perclorati sulla superficie sovrastante è un forte indizio infatti che si tratti di una salamoia salina: notoriamente il sale viene usato per contrastare il ghiaccio in quanto diminuisce la temperatura di fusione dell’acqua. In particolare la presenza di perclorati di magnesio lo abbassa proprio a valori di poco inferiori ai -70°C supposti per questa massa.

Sedimenti lacustri fotografati dal rover Curiosity nel 2014
(credit: NASA)

MARTE E LA SUA ACQUA SUPERFICIALE. Che l’acqua sia stata in un lontano passato il maggiore attore della modellazione della superficie del Pianeta Rosso era cosa nota fin dalla missione del satellite Mariner 9 nel 1971 ed era stato ipotizzato da tanto tempo che Marte ne contenesse al suo interno; però per avere delle conferme ci sono voluti più di 20 anni: la presenza di ghiaccio d’acqua perenne sulla superficie marziana fu sancita definitivamente proprio nel polo sud del pianeta nel 2003 (Titus et al, 2003) e sempre nello stesso anno il radar del satellite Mars Odissey ha evidenziato la presenza di ghiaccio sotto la superficie. Sull’origine dell’acqua marziana il dibattito più o meno è simile a quello sull’acqua terrestre, e il tutto verte sul rapporto fra Deuterio e Idrogeno “normale”. Per alcuni autori l’acqua su Terra e Marte sarebbe quella contenuta nei planetesimi che hanno formato i pianeti di tipo terrestre (Raymond e Inzidoro, 2017) e quella arrivata con le meteoriti condritiche. Di fatto nelle meteoriti marziane cadute sulla Terra, le lave basaltiche che più ricordano il mantello marziano (le shergottiti) mostrano un rapporto Deuterio / Idrogeno simile a quello delle meteoriti condritiche (Usui et al, 2012). 

Questa “stranezza” (un mantello secco e acqua molto diffusa in superficie) fu chiaramente evidenziata già negli anni ‘80 del XX secolo (Carr et al, 1991). Qualche tempo fa parlando con un astronomo in margine ad un caffèscienza ho avuto una piacevole discussione con lui sul rapporto deuterio / idrogeno negli oceani terrestri e nelle comete. A me torna benissimo che l’acqua della superficie terrestre abbia per la stragrande parte una origine cometaria, proprio perché l’idrogeno degli oceani è più “leggero” di quello delle comete: sarebbe esattamente quello che mi aspetto da un’acqua che deriva da un liquido con il rapporto deuterio / idrogeno tipico delle comete che abbia subìto nella sua storia più cicli di discesa i profondità e successiva risalita: nella risalita le molecole di acqua che hanno il deuterio e il trizio, che sono più pesanti, al posto dell’idrogeno, fanno più fatica a risalire rispetto a quelle con l’idrogeno senza neutroni perché appunto sono più pesanti ed è per quello che nelle comete ci sono più deuterio e trizio che negli oceani terrestri. Sulla Terra è stato ipotizzato un valore del rapporto originario fra Deuterio ed Idrogeno nel mantello molto più basso di quello contenuto negli oceani (Hallis et al, 2015) e anche su Marte il rapporto fra Deuterio e Trizio del ghiaccio superficiale è molto diverso da quello del mantello, simile a quello delle meteoriti condritiche (Usui et al, 2017), ed è intermedio fra questo e quello della nota cometa 67P / Churyumov - Gerasimenko (Altwegg et al 2015).

L'evoluzione del rapporto Deuterio - Idrogeno su Marte che dimostra
la differenza fra le acque superficiali e quelle del mantello del pianeta

Il "paradosso del sole debole", da Sagan e Mullen (1972)

DOVE É ANDATA L’ACQUA DELLA SUPERFICIE MARZIANA? Ma la domanda che viene spontanea è perché una volta di acqua sulla superficie marziana ce n’era tanta e perché adesso non ce n’è più, se non un po' di ghiaccio. Detto che nell’atmosfera attuale il ghiaccio sublima e quindi da solido può solo diventare gassoso senza passare dallo stato liquido, uno dei problemi dell’acqua liquida nel passato profondo del Pianeta Rosso è lo stesso che c’è sulla Terra, il paradosso del Sole debole, evidenziato da Sagan e Mullen (1972), ne ho parlato qui: il Sole sta aumentando la potenza della sua radiazione perché nel suo nucleo aumenta la densità a causa della fusione degli atomi di idrogeno che formano atomi di elio. Per cui come evidenzia il grafico fino a circa 1 miliardo e mezzo di anni fa con l’atmosfera attuale la radiazione solare sarebbe stata troppo debole per permettere la presenza di oceani liquidi e la Terra sarebbe stata irrimediabilmente coperta dal ghiaccio. Invece la vita era già presente almeno 3.8 miliardi di anni fa, quando sicuramente esistevano già oceani liquidi. Sulla Terra il problema si risolve soprattutto grazie all’effetto – serra di una atmosfera primordiale che, ci sono molte indicazioni al riguardo, era essenzialmente formata da CO2 (qui ho parlato di come e perché è avvenuta la prima trasformazione dell’atmosfera terrestre) e da una maggiore capacità di assorbire il calore rispetto ad oggi per una maggiore estensione dei mari e per una minore copertura nuvolosa.

Su Marte il problema si risolve soprattutto con una pressione atmosferica molto maggiore, vicina a quella nostra attuale, che permetteva appunto la presenza di acqua liquida anziché la eventuale sublimazione del ghiaccio in vapore. 

Quindi l’acqua marziana sarebbe svanita nello spazio soprattutto a causa del rarefarsi dell’atmosfera perché la gravità marziana è troppo debole per trattenere i gas, specialmente in un’epoca di forte vento solare come è stato 3 miliardi di anni fa.

I gradienti geotermici su Marte
all'epoca degli oceani e adesso
e sulla Terra attuale 

Ma c’è un’altro processo per il quale l’acqua può essere scomparsa dalla superficie ed è proprio quello grazie al quale i radar hanno trovato acqua e ghiaccio in profondità: la fine del calore interno marziano. Come si vede da questo grafico la Terra ha un forte gradiente termico per cui – detta in maniera semplice e schematica – l'acqua che scende in profondità a poco a poco si riscalda, fino a quando dalla fase liquida passa alla fase gassosa e quindi tende a risalire nuovamente verso la superficie.

Marte è proprio l'esempio di un corpo freddo in cui la maggior parte dell'acqua superficiale, cessata la fase in cui il pianeta era sufficientemente caldo per farla risalire, è rimasta  nella crosta. 
Non è quindi un caso che gli strumenti a bordo di satelliti in orbita intorno al Pianeta rosso abbiano rilevato ingenti quantitativi di acqua all'interno del pianeta.  
Un indizio importante sul fatto che il raffreddamento sia alla base della scomparsa dell’acqua dalla superficie marziana è portato da una considerazione interessante: le linee di costa visibili attualmente non sono allo stesso livello. Questo può voler dire due cose: o non c’erano dei vasti oceani ma una serie di laghi di dimensioni anche importanti ma scollegati fra loro (Malin et al, 1999), oppure le differenze sono dovute a deformazioni posteriori alla formazione delle linee di costa. Queste variazioni nella topografia del litorale possono essere spiegate dalla deformazione causata dalla messa in posto di Tharsis, la grande regione vulcanica equatoriale dove troviamo fra gli altri l’enorme Olympus mons, la cui formazione per Citron et al (2018) è avvenuta quando gli oceani esistevano di già. Questa circostanza, che ribalta studi precedenti in cui la formazione di Tharsis è precedente agli oceani, implica che gli oceani su Marte si sono formati prima del previsto e indica un rapporto diretto fra declino del vulcanismo marziano e dei corpi d’acqua superficiali: in questa visione è proprio la diminuzione del gradiente termico ad aver provocato un forte disequilibrio fra l’acqua che penetrava all’interno del pianeta e quella che grazie al calore endogeno, ritornava in superficie.
  
Altwegg et al (2015) 67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio Science, 347, Issue 6220, 1261952
Carr et al (1991) Water on Mars Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, volume 22, page 181,
Citron et al (2018) Timing of oceans on Mars from shoreline deformation Nature, 555, 643-646
Hallis et al (2015) Evidence for primordial water in Earth’s deep mantle Science 350,795-797
Malin & Edgett (1999) Oceans or seas in the Martian northern lowlands: high resolution imaging tests of proposed coastlines. Geophys. Res. Lett. 26, 3049–3052 
Michalski et al 2018 The Martian subsurface as a potential window into the origin of life Nature Geoscience doi: 10.1038/s41561-017-0015-2 
Orosei et al (2018) Radar evidence of subglacial liquid water on Mars Science 10.1126/science.aar7268 
Raymond and  Izidoro (2017) Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn’s rapid gas accretion Icarus 297, 134–148 
Sagan e Mullen (1972) Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures. Science 177, 52-56
Titus et al (2003) Exposed Water Ice Discovered near the South Pole of Mars Science 299, 1048-1051
Usui et al (2012) Origin of water and mantle–crust interactions on Mars inferred from hydrogen isotopes and volatile element abundances of olivine-hosted melt inclusions of primitive shergottites Earth and Planetary Science Letters 357-358 (2012) 119-129
Usui et al (2017) Hydrogen Isotopic Constraints on the Evolution of Surface and Subsurface Water on Mars NASA technical report JSC-CN-38706