El hielo se encuentra en todo nuestro Sistema Solar.

Los procesos que han formado nuestro Sistema Solar hace más de 4500 millones de años ayudaron a distribuir los hielos.  Cerca del Sol, hacía demasiado calor para que el hielo de agua y de otros materiales se formara. En cambio, los materiales rocosos y otros metales se agruparon cerca del Sol para formar los pequeños planetas rocosos. Más allá, comenzando cerca del cinturón de asteroides exterior, los hielos fueron capaces de condensarse, formando los núcleos de los gigantes gaseosos  Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno y sus lunas. Más allá de los gigantes gaseosos, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort han alojado los restos de la formación del Sistema Solar, pequeños cuerpos rocosos congelados (incluido Plutón) y los cometas helados.

El hielo existe en nuestro vecindario cercano.

En los planetas interiores rocosos formados en una parte del Sistema Solar que era demasiado caliente para que el hielo se condensara, ¿de dónde vino todo el hielo que hoy existe? Existen dos fuentes principales: primero, los planetas en sí mismos, y segundo, dejado por los cometas y los asteroides helados.

Mientras la Tierra, Venus, Marte y Mercurio evolucionaban, soltaron gases de su interior a través de la actividad volcánica. Los volcanes en la Tierra continúan emanando gases hoy en día, incluyendo gran cantidad de vapor de agua. En los planetas primigenios, estos gases formaron las atmósferas planetarias. Las atmósferas son importantes para mantener relativamente constante la temperatura de la superficie. En los planetas y lunas sin atmósfera que están cerca del Sol, las superficies a las que les da la luz solar alcanzan temperaturas muy altas, y las superficies en sombra (parte nocturna) hace muchísimo frío.

En algunos de los planetas rocosos, el vapor de agua de las atmósferas primigenias acabó condensando y precipitándose para formar los océanos una vez la superficie del planeta se enfrió. Cada planeta tiene una historia diferente, lo que ha hecho que tengan o no hielo.

Mercurio: el relativamente pequeño tamaño de Mercurio probablemente no le proporcionó la suficiente atracción gravitacional para retener una atmósfera. Debido a que era pequeño, se enfrió rápidamente, así que los procesos volcánicos podrían haber terminado pronto en su historia y su atmósfera no se reabasteció. Además, Mercurio es el planeta más cercano al Sol. El viento solar diseminó su atmósfera y el Sol continua calentando su superficie hasta temperaturas que están muy por encima de la necesaria para que el agua se condense en hielo…excepto, posiblemente, en algunos sitios muy concretos que siempre están en sombra.

Venus: Venus tiene una atmósfera muy densa que contiene aproximadamente un 97% de dióxido de carbono. El dióxido de carbono es un gas de efecto invernadero, un gas que puede absorber la radiación solar en el rango infrarrojo del espectro. La espesa capa de gas atrapa la radiación solar y calienta la superficie del planeta hasta unos asfixiantes 467 ºC. La superficie de Venus es la más caliente de todo el Sistema Solar, ¡más caliente incluso que Mercurio, que está más cerca del Sol! Venus es demasiado caliente como para que exista ningún tipo de hielo.

Tierra: A la vez que la superficie de la Tierra se fue enfriando, el vapor de agua de la atmósfera primigenia se condensó y precipitó, formando nuestros océanos. La atmósfera actual de la Tierra contiene sobre todo nitrógeno (78%), oxígeno (21%), y cantidades menores de de otros gases, incluyendo dióxido de carbono y vapor de agua. Nuestra atmósfera ha evolucionado. A diferencia de Venus, una gran cantidad de dióxido de carbono ha desaparecido de nuestra atmósfera, disolviéndose en los océanos terrestres y precipitándose como carbonatos en las rocas.  Con el tiempo, las plantas han contribuido a la formación del oxígeno a través del proceso de fotosíntesis.

La atmósfera de la Tierra, como cualquier otra atmósfera planetaria, ayuda a moderar nuestras temperaturas, de forma que la radiación solar no hace que se caliente tanto la superficie en el lado diurno ni se alcancen temperaturas tan bajas en el lado nocturno. Las pequeñas cantidades de gases de efecto invernadero, tales como el vapor de agua y el dióxido de carbono, ayudan a calentar la Tierra algo más, haciéndola habitable. La temperatura media de la Tierra es de unos 15 ºC, pero varía desde los -89 ºC a los 58 ºC.

El hielo permanente se encuentra en la Tierra en las montañas altas y en las regiones polares, y algunas veces en áreas protegidas tales como cuevas. Durante los meses de invierno, las temperaturas estacionales bajan lo suficiente para permitir que la nieve se acumule por debajo de los polos.

El punto de congelación del dióxido de carbono es de -78 ºC, el del amoníaco puro es de -77 ºC. Estos hielos podrían existir en los lugares más fríos de la Tierra, pero estas sustancias no existen naturalmente en cantidades suficientes.

El hielo no ha estado siempre presente en la superficie de la Tierra; durante algunos periodos geológicos de la historia, el clima terrestre ha sido más cálido. Nuestro clima también ha sido más frío en ocasiones en el pasado, causando que el hielo se expandiera a través de la superficie de la Tierra.

Marte: el Marte primigenio tuvo un clima que era más cálido y húmedo de lo que es ahora. Su atmósfera era más gruesa y el agua fluía sobre su superficie. Marte puede incluso haber tenido océanos. Cuando el interior de Marte se enfrió, el vulcanismo cesó y la atmósfera se fue adelgazando. La atmósfera de hoy está hecha de un 95% de dióxido de carbono, 3% de nitrógeno, y una pequeña cantidad de de otros gases, incluyendo vapor de agua, oxígeno y metano. La presión atmosférica en la superficie de Marte es 1/100 la de la Tierra al nivel del mar. Debido a la delgada atmósfera y a la distancia a la que está del Sol, Marte es frío. Su temperatura varía de -125ºC a -5ºC, muy por debajo del punto de congelación del agua y también lo suficientemente frío para que el dióxido de carbono se congele.

Debido a la baja presión atmosférica, el agua líquida en la superficie de Marte se evaporaría. Así que, ¿qué pasó con todo el agua que había en la superficie de Marte? Parte se evaporó hacia el espacio. Pero gran parte está congelada bajo la superficie y en los casquetes polares. ¡Marte tiene hielo de agua!

Marte también tiene otro tipo de hielo –hielo de dióxido de carbono- llamado familiarmente “hielo seco”. Debido a que Marte es tan frío, en el invierno el dióxido de carbono de su atmósfera se precipita y se acumula en el suelo como hielo de dióxido de carbono. En el verano, gran parte de este dióxido de carbono pasa nuevamente de sólido a gas (sublima).

Marte tiene casquetes helados en ambos polos.  El casquete del polo norte se extiende unos 1000 km. El casquete del polo sur es aproximadamente un tercio de este tamaño. Ambos casquetes están compuestos principalmente por hielo de agua, pero el casquete sur tiene una cubierta permanente de dióxido de carbono congelado. Estos casquetes crecen cada invierno al añadirse más dióxido de carbono, y decrece cada verano a medida que el dióxido de carbono va sublimándose de nuevo a la atmósfera.

Al igual que la Tierra, el clima de Marte ha fluctuado a través del tiempo geológico,  algunas veces haciéndose más cálido y otras veces enfriándose. Durante las épocas más frías, los casquetes polares se han expandido y los glaciares se extendieron  en gran medida a lo largo del terreno marciano.

Asteroides: algunos asteroides también contienen hielo y agua. La misión Dawn está explorando Vesta, un asteroide muy seco, aunque algunos científicos creen que debajo de la superficie de Vesta podría existir hielo. Un lugar en el que es posible que exista hielo superficial es el polo norte que ha permanecido en sombras durante dos años terrestres. El detector de rayos gamma y neutrones podría detectarlo si hay una cantidad significativa de hielo de agua. La misión Dawn también investigará el planeta enano Ceres, el cual los científicos creen que podría contener una gran cantidad de agua y hielo debido a su densidad y forma.

La Luna y Mercurio son lugares en los que sorprendentemente podría haber agua.

Nuestra Luna no tiene atmósfera. A medida que gira en torno a su eje, su superficie experimenta temperaturas que varían de los 107 ºC en la zona diurna, a los -153 ºC en la zona nocturna. El agua y el hielo no pueden existir bajo estas condiciones, se evaporarían. ¿Por qué entonces NASA está explorando la superficie de la Luna para ver si existe hielo de agua?

Los polos lunares tienen áreas de luz permanente y sombra también permanente. La luz del Sol alcanza las regiones polares con bajos ángulos de incidencia. Debido a que el ángulo de giro de la Luna está inclinado tan solo 1.5º con respecto a su órbita alrededor del Sol, este bajo ángulo de incidencia no cambia durante el año (como sí hace en la Tierra causando las estaciones). Los cráteres profundos de los polos nunca reciben la luz solar. ¡Están permanentemente en sombra y siempre fríos! Estos son como pozos fríos de almacenamiento. Son lo suficientemente fríos como para atrapar los materiales volátiles, elementos que se evaporan fácilmente a temperaturas estándar de presión y temperatura, como el agua.

Los datos de radar y espectroscopía tomados por varias naves, incluida la Lunnar Reconnaissance Orbiter, sugieren que existen grandes cantidades de hielo de agua en el polo sur lunar, tal vez mezclado con polvo y rocas. La misión Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) impactó en la superficie de la luna en un cráter en permanente sombra. La pluma resultante fue analizada en busca de hielo, vapor de agua y otros materiales,  por los instrumentos de la nave de guía de la misión LCROSS y por la misión LRO, e incluso por telescopios en Tierra. Las bajas temperaturas y la dinámica térmica de la pluma indican que es posible que exista hielo de agua dentro de algunos cráteres de los polos lunares.

Mercurio está demasiado caliente para tener ninguna forma de hielo…¿o no? Mercurio tampoco tiene atmósfera y está muy cerca del Sol. Al igual que la Luna, sin embargo, el eje de Mercurio está inclinado muy poco, tan solo 0.1 º, está inclinado incluso menos que el de la Luna. Y, como la Luna, Mercurio tiene cráteres profundos en sus polos que están permanentemente en sombra, y por lo tanto fríos. Estos cráteres oscuros y fríos pueden retener agua y almacenarlo en forma de hielo. La misión MESSENGER de NASA, actualmente orbitando Mercurio, ha encontrado regiones altamente reflectantes en radar en los polos de Mercurio, lo que sugiere que también hay hielo de agua en ellos.

Los gigantes gaseosos y sus lunas son ricos en hielo.

Basándonos en los modelos científicos de cómo se formó nuestro Sistema Solar, no es sorprendente que las lunas de los gigantes gaseosos sean ricos en hielo.

Lunas de Júpiter: la corteza helada de Europa flota por encima de un océano de agua salada. Esta corteza podría medir muchos kilómetros de espesor y su superficie  no tiene topografía alta, pero está atravesada por arrecifes, fosas y otros rasgos geológicos. No tiene muchos cráteres, lo que sugiere que su superficie es relativamente joven y activa. Los procesos que cubren o eliminan los cráteres continúan sucediendo.

Europa está lejos del Sol y su temperatura superficial es de unos escalofriantes -160º C en el ecuador y -220 ºC en los polos. A estas temperaturas el hielo de agua es extremadamente duro, como si fuera una roca. El océano bajo esta capa de hielo se mantiene calentado por las constantes fuerzas de marea: Europa es estirada y encogida constantemente en diferentes direcciones por la atracción gravitacional de Júpiter y las otras lunas, generando calor. La presencia de agua líquida podría significar que la vida es posible en el océano de Europa, especialmente si su núcleo rocoso es calentado de forma similar, produciendo fuentes hidrotermales.

Ganimedes es la mayor luna del Sistema Solar, de hecho más grande que Mercurio, y está compuesta fundamentalmente por hielo de agua con un núcleo rocoso. Los científicos sugieren que tiene un océano de agua debajo de su corteza, entre espesas capas de hielo. La superficie de Ganimedes es más antigua que la de Europa, pero aún tiene evidencias de actividad geológica en el pasado, y tal vez en el presente. Esta luna helada incluso tiene casquetes polares. Lo más interesante de Ganimedes es probablemente que tiene su propio campo magnético, lo cual significa que si núcleo está probablemente fundido.

Calisto está compuesta principalmente de roca y hielo de agua, aunque puede haber otros hielos como amoníaco y dióxido de carbono congelados. Hay hielo de agua en la superficie de Calisto. Al igual que Europa y Ganimedes, puede que exista un océano salado bajo la corteza. Algunos científicos creen que una pequeña cantidad de amoniaco en el agua puede evitar que se congele.

Los anillos de Saturno y sus lunas: los anillos de Saturno son uno de los rasgos más característicos de nuestro Sistema Solar. Miden más de 250000 km. de diámetro y menos de un kilómetro de espesor. Los anillos están compuestos de partículas que varían desde el tamaño de partículas de polvo a grandes rocas, y son en más de un 90% hielo de agua.

Saturno tiene más de 60 lunas, muchas de las cuales parece que están compuestas básicamente de hielo de agua con cantidades variables de materiales rocosos: Mymas y Thetis están compuestas casi por completo por hielo de agua, Iapetus y Rhea parece que tienen un 25% de material rocoso; y Dione, Encelado y Titán, son un 50% rocosos. Todos estos cuerpos están severamente craterizados. La mayoría tienen temperaturas superficiales menores de -170 ºC, muy por debajo del punto de congelación del agua y otros hielos. El hielo de agua en las superficies de estas lunas es tan duro como la roca.

Encelado capturó la atención de los científicos y el mundo entero con sus espectaculares geyseres de hielo. La nave Cassini voló a través de una pluma y tomó muestras del vapor de agua y las partículas heladas y componentes menores de otras moléculas. El material esparcido por Encelado es lo que forma una banda entera de los anillos de Saturno (el llamado anillo E).

Titán, la luna más grande de Saturno, es un cuerpo geológicamente complejo con una espesa atmósfera rica en dióxido de carbono. Alejada del Sol, su temperatura ronda los -180 ºC. Titán tiene lagos de hidrocarburos en su superficie y un terreno que presenta cadenas montañosas y dunas compuestas de hielo. Existen depósitos de hielo de agua y hielo de hidrocarburos en su superficie. Esta luna probablemente tiene un ciclo del metano que forma nubes y que incluso ¡hace que llueva metano en Titán! Titán es similar a Ganimedes en que podría ser que tuviera capas de agua y hielo alternadas bajo su superficie.

Lunas de Urano y Neptuno: las lunas de Urano y Neptuno son conglomerados de hielo y rocas, mitad roca y mitad hielo. Además de agua congelada, el hielo puede incluir amoniaco y hielo seco. La superficie de Miranda es bizarra, con cañones de 20 kilómetros de profundidad, valles y arrecifes. Las superficies de algunas de estas lunas pueden haber estar estado cubiertas con flujos de agua helada, tal vez procedentes del calor de las interacciones gravitacionales de mareas, o por el calor de los impactos.

Las lunas de Neptuno también se cree que contienen grandes cantidades de hielo. La luna más grande de Neptuno, Tritón, es la única gran luna del Sistema Lunar que orbita en dirección contraria a la rotación de su planeta, es decir, sigue una órbita retrógrada. Tritón es uno de los objetos más fríos en nuestro Sistema Solar; es tan frío que la mayor parte del nitrógeno de su atmósfera está en forma de escarcha, dando a su superficie una apariencia congelada que refleja el 70% de la luz solar que incide sobre ella.

Tritón está geológicamente activo. El nitrógeno sale de su superficie a través de géiseres, y hay actividad volcánica de hielo de agua más que de roca fundida. Tiene una superficie repleta de cráteres con suaves planicies volcánicas, montículos y fosas circulares formadas por flujos de lava de agua congelada. Su corteza es de nitrógeno helado, agua y hielo seco. Su interior está hecho principalmente por hielo de agua.

Cometas.

Los cometas han sido llamados las bolas de nieve sucias de nuestro Sistema Solar. Todos los cometas están compuestos básicamente por los mismos ingredientes básicos: hielo y polvo. Sin embargo, los cometas varían en cuánto de ese hielo es de agua y cuánto es hielo de otras sustancias, incluido metano, amoniaco, dióxido de carbono, monóxido de carbono, azufre, y sulfuro de hidrógeno. Los cometas también varían en las trazas de diferentes elementos e hidrocarburos que contienen.

La mayor parte de los cometas tienen grandes órbitas elípticas que los llevan desde las gélidas zonas mucho más allá de Neptuno a las cercanías de nuestro Sol. Al acercarse al Sol se calientan y su hielo empieza a sublimar (cambio de sólido a gas directamente). El gas y el polvo forman una atmósfera alrededor del núcleo llamado “coma”. El material de la coma forma colas de millones de kilómetros de longitud. Recientemente se ha observado que algunos pequeños asteroides del cinturón principal de asteroides han desarrollado colas como los cometas al acercarse al Sol; ahora se les conoce como el cinturón principal de cometas.

Durante más de 4600 millones de años, desde la formación de nuestro Sistema Solar, los cometas han estado impactando con planetas, lunas y asteroides, liberando su agua congelada en esos cuerpos. Los cometas pueden ser la fuente del hielo de agua en la Luna y Mercurio, y ciertamente han aportado agua a otros cuerpos celestes, incluida la Tierra.

Los científicos pueden detectar hielo en el Sistema Solar desde la Tierra.

La anterior descripción de dónde se puede encontrar agua helada en nuestro Sistema Solar revela alguna de las métodos que los científicos utilizan para detectarla. Si los científicos no pueden ir a un planeta para explorarlo ni enviar un aterrizador que traiga muestras, pueden examinar la superficie usando una variedad de detectores a bordo de las naves o en telescopios en la Tierra. Una de las principales formas de detectar agua es analizando el espectro de la luz reflejada por una superficie planetaria. Los detectores de las naves pueden estudiar las superficies usando la luz solar reflejada, o pueden usar un radar para estudiar las ondas de radio rebotadas por la superficie.

Diferentes materiales absorben y reflejan diferentes longitudes de onda, que son características de cada material. Algunas de estas longitudes de ondas son visibles para nuestros ojos (rojo, naranja, amarillo, verde, azul, violeta) y otras son invisibles para nosotros (por ejemplo los infrarrojos y los ultravioletas). Los científicos pueden comparar el espectro de la superficie del planeta con los espectros de sustancias conocidas para determinar que materiales están presentes en el planeta. El agua tiene una huella espectral característica, especialmente en el infrarrojo. Las demás sustancias también tienen sus huellas espectrales únicas.  Los espectros pueden ser obtenidos con espectrómetros a bordo de naves orbitando el planeta, o en telescopios viendo el planeta o cuerpo planetario desde la Tierra.

Otras longitudes de onda de luz, tales como las ondas de radio o los rayos gamma, pueden aportar pistas adicionales. Las diferentes superficies reflejan las ondas de radio de forma diferente. El radar puede detectar las huellas características del hielo y del suelo mezclado con hielo. Otros instrumentos a bordo de las naves, tales como los espectrómetros de rayos gamma, pueden detectar la abundancia de hidrógeno, el cual es un componente de las moléculas de agua. La presencia de hidrógeno puede ser interpretada como indicador de la presencia de agua en un planeta. Los científicos han sugerido la presencia de agua helada en los cráteres profundos cerca de los polos de la Luna basándose en los datos de los espectrómetros de rayos gamma y del radar.

Traducido y modificado de: http://www.lpi.usra.edu/education/explore/ice/background/iceSolarSystem/