O planeta Marte continua a revelar mistérios intrigantes, nomeadamente a presença potencial de gelo enterrado nas suas regiões equatoriais, uma zona onde não se esperaria encontrar tais reservas.
Observações recentes das sondas espaciais Mars Odyssey e ExoMars Trace Gas Orbiter detetaram altas concentrações de hidrogénio perto da superfície nas zonas equatoriais marcianas. Estes sinais poderiam indicar a presença de gelo de água preservado sob camadas de poeira ou detritos vulcânicos. Ao contrário das calotas polares bem documentadas, este gelo equatorial levanta questões sobre a sua origem e persistência num ambiente onde as condições de superfície são normalmente desfavoráveis à sua conservação.
Gelo de água detetado perto da formação Medusae Fossae no equador marciano, observado pela sonda Mars Express da Agência Espacial Europeia
Crédito: Planetary Science Institute/Smithsonian Institution Os investigadores desenvolveram modelos climáticos para simular as erupções vulcânicas explosivas que marcaram a história antiga de Marte, entre 4,1 e 3 mil milhões de anos. As suas simulações revelam que uma única erupção de três dias poderia projetar enormes quantidades de vapor de água para a alta atmosfera. Este vapor, confrontado com as temperaturas glaciais da atmosfera marciana, ter-se-ia depois condensado em partículas de gelo e caído no solo, formando depósitos que poderiam atingir cinco metros de espessura em torno dos vulcões.
Saira Hamid, cientista planetária da Universidade Estadual do Arizona e autora principal do estudo, salienta que erupções repetidas ao longo de milhões de anos poderiam ter acumulado quantidades consideráveis de gelo misturado com cinzas vulcânicas. Estes depósitos sob uma camada protetora explicariam os sinais de hidrogénio detetados. Ela especifica, no entanto, que estes sinais poderiam também provir de minerais hidratados, necessitando de investigações complementares.
As erupções vulcânicas antigas também injetaram ácido sulfúrico na atmosfera marciana, criando aerossóis que refletiam a luz solar. Este fenómeno teria provocado um arrefecimento global do planeta, prolongando os períodos frios favoráveis à acumulação de gelo. Paralelamente, o calor e os compostos químicos libertados pelo vulcanismo poderiam ter criado ambientes temporariamente habitáveis, abrindo perspetivas para a pesquisa de vestígios de vida passada.
A descoberta destes reservatórios gelados teria implicações maiores para a exploração humana futura. As regiões vulcânicas equatoriais poderiam tornar-se alvos prioritários para as missões tripuladas, oferecendo tanto recursos de água como locais potenciais para a pesquisa de indícios biológicos. Estes trabalhos abrem novos caminhos para compreender a evolução climática de Marte e localizar as zonas mais promissoras para as investigações futuras.
O vulcanismo explosivo marciano
O vulcanismo explosivo em Marte difere fundamentalmente das erupções efusivas que se observam na Terra. Estes eventos cataclísmicos ocorriam quando o magma rico em gases encontrava lençóis freáticos ou bolsas de água subterrâneas, gerando explosões violentas que projetavam materiais a dezenas de quilómetros de altitude.
Ao contrário dos vulcões como o Olympus Mons que libertam lentamente escoadas lávicas, os vulcões explosivos marcianos criavam plumas eruptivas massivas capazes de injetar enormes quantidades de cinzas e gases na atmosfera. Estas partículas finas podiam permanecer em suspensão durante meses, modificando radicalmente o albedo do planeta e o seu balanço térmico.
A atividade vulcânica explosiva era particularmente intensa durante o éon Noachiano, há mais de 3,5 mil milhões de anos, quando o interior de Marte ainda estava muito quente e a água líquida era mais abundante à superfície. As caldeiras destes antigos supervulcões marcianos apresentam diâmetros que podem atingir várias centenas de quilómetros, testemunhando a amplitude fenomenal destes eventos.
Os depósitos de cinzas provenientes destas erupções formam hoje camadas sedimentares que preservam um registo único da história geológica e climática do planeta vermelho. O estudo destas formações permite reconstituir as condições ambientais que reinavam nas épocas em que Marte era potencialmente habitável.
A preservação do gelo em Marte
A conservação do gelo de água em Marte representa um equilíbrio delicado entre as condições atmosféricas, a insolação e as propriedades isolantes do solo. Nas regiões equatoriais onde as temperaturas podem exceder 20°C durante o dia, o gelo exposto à superfície sublima diretamente em vapor de água sem passar pela fase líquida, devido à baixa pressão atmosférica.
O segredo da preservação reside na formação de uma camada isolante protetora. As quedas de cinzas vulcânicas, os depósitos de poeira ou os desmoronamentos rochosos criam uma barreira térmica que impede as variações de temperatura de atingirem o gelo subjacente. Este isolamento pode manter o gelo estável durante milhares de milhões de anos, mesmo sob latitudes normalmente demasiado quentes.
A microestrutura do regolito marciano desempenha também um papel crucial. Os solos ricos em percloratos formam estruturas porosas que aprisionam o vapor de água e facilitam a sua condensação em gelo durante as noites frias. Estes processos criam ciclos diurnos onde a água muda de estado sem ser perdida na atmosfera.
Os modelos climáticos mostram que ligeiras variações da obliquidade de Marte - a inclinação do seu eixo de rotação - podem modificar consideravelmente a distribuição do gelo. Durante os períodos de forte inclinação, o gelo dos polos migra para as regiões equatoriais, onde pode ficar aprisionado e preservado sob camadas protetoras até ao ciclo seguinte.
Fonte: Nature Communications