El meteorito Allan Hills 84001 aporta pistas sobre el agua que fluyó en el Marte primitivo

14/03/2017 0 comentarios
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Los glóbulos de carbonato contenidos en ALH 84001 poseen una composición que apoya su formación en varios episodios de filtrado de agua ocurridos hace unos 4000 millones de años

Existen una clase de meteoritos procedentes de cuerpos planetarios diferenciados, generalmente de natura ígnea y conocidos como acondritas SNC, cuyo origen en Marte fue disputado pero ahora queda lejos de toda duda gracias a que algunos retuvieron en su interior pequeñas cantidades de la atmósfera del planeta rojo, perfectamente estudiada por las misiones Viking. Ante la ausencia de misiones de retorno de muestras desde el planeta rojo el estudio de esta clase de acondritas gana valor científico porque en sus materiales encontramos valiosas pistas sobre el fascinante pasado del planeta rojo (véase p.e. Humayun et al., 2013). Desde el Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC), interesados en los procesos de incorporación del agua a los planetas rocosos, estamos estudiando algunos de esos meteoritos llegados del planeta rojo para comprender mejor la acción del agua, siempre tan omnipresente como crucial para comprender las rocas procedentes de nuestro planeta vecino y los procesos que allí acontecieron (Trigo-Rodríguez, 2012).

Los meteoritos marcianos se formaron en diferentes fases del proceso de diferenciación del planeta rojo. Se componen de minerales recristalizados y no poseen, por tanto, los primitivos cóndrulos que caracterizan a los materiales procedentes de asteroides no diferenciados o condríticos. Por ello, a estos meteoritos sin cóndrulos se les suele denominar genéricamente acondritas: rocas ígneas formadas por minerales que se segregaron químicamente debido al metamorfismo ocurrido en sus cuerpos planetarios progenitores.

Las acondritas marcianas se han dividido tradicionalmente en tres clases principales: Shergottitas, Nakhlitas y Chassignitas, correspondiendo con los primeros meteoritos provenientes de Marte que se recuperaron tras su caída: Chassigny (Francia, 1815), Shergotty (India, 1865) y Nakhla (Egipto, 1911). Por este motivo los meteoritos marcianos se conocen comúnmente como acondritas SNC. Sin embargo, hoy en día conocemos otros meteoritos procedentes del planeta rojo que no se ajustan a esas tres clases. Entre ellas está la famosa ortopiroxenita ALH 84001, sobre la que se abrió un gran debate desde que se sugirió que contenía microfósiles (McKay et al., 1996) y algunas brechas basálticas (Humayun et al., 2013).

LA FASCINANTE ORTOPIROXENITA ALH 84001

Como he descrito anteriormente, los meteoritos marcianos aportan pistas únicas sobre las condiciones existentes en Marte desde el momento que se formaron hasta que fueron despedidas por el impacto de un asteroide contra la superficie del planeta rojo. Allan Hills 84001 (ALH 84001) en un espécimen que no tiene parangón al estar formado principalmente (alrededor de un 97 %) por ortopiroxenos, silicatos ricos en Fe y Mg, siendo el resto augita, cromita, maskelinita y fases menores. Cabe destacar también la presencia de unas formaciones de carbonatos, en ocasiones esféricas, que sugieren que el meteorito estuvo empapado en un medio líquido en algún punto del pasado remoto de Marte, poco después de la formación de la roca hace unos 4100 millones de años (de ahora en adelante, Ma).

Fig.1

Fig. 1. Mosaico en luz transmitida de la sección delgada de la ortopiroxenita ALH84001,82. Las flechas rojas indican la orientación de dos sistemas distintos de fracturas y la amarilla la región donde se intersectan con una pequeña ventana que se muestra parcialmente en la Fig. 2 (Moyano-Cambero et al., 2016/IEEC-CSIC).

Por otro lado, lo que hizo realmente famoso a este meteorito fue un estudio realizado hace ya 20 años que indicaba algunas de sus estructuras microscópicas como reminiscencias de la presencia de vida en el planeta rojo: unas estructuras tubulares que podrían ser fósiles de bacterias magnetotácticas (McKay et al., 1996). Posteriormente se debatió enormemente ese resultado pero hoy en día buena parte de la comunidad científica piensa que tales estructuras fueron generadas por procesos abióticos.

Nosotros no hemos continuado fomentando ese debate, prefiriendo centrarnos en los procesos de alteración acuosa y por choque que muestra ALH 84001. En ese sentido, nos hemos concentrado en sus glóbulos de carbonatos para comprender mejor en qué circunstancias concretas pudieron formarse (Moyano-Cambero et al., 2016). Desde luego no nos queda duda de que los glóbulos de carbonato tienen origen abiótico, consecuencia de la precipitación de un fluido que empapó repetidamente este meteorito. Por ello los glóbulos se suelen dar en las grietas del meteorito (Fig. 2).

Fig. 2

Fig. 2. Imagen en luz trasmitida y polarizada de la sección del meteorito ALH 84001. Nótense los glóbulos de carbonatos de tonalidad marrón en los alrededores del centro de la imagen (IEEC-CSIC)

GLÓBULOS DE CARBONATOS Y VULCANISMO MARCIANO

Tras varios años de investigación con diferentes técnicas de estudio hemos podido completar la intrincada estructura de los glóbulos de carbonato. Las propiedades composicionales apuntan a que tales glóbulos se formaron abióticamente como consecuencia de la progresiva precipitación de carbonatos ricos en magnesio y hierro disueltos en un fluido. Las propiedades petrológicas y composicionales de las diferentes capas (Fig. 3) indican que el crecimiento de los glóbulos ocurrió en varias fases con distintiva composición de la disolución acuosa.

Fig. 3

Figura 3. Uno de los glóbulos de carbonatos visto en sección. Izqda.) Imagen en retrodispersión de electrones en el que se aprecia la estructura circular y las diferentes capas que la conforman. Dcha.) Se aprecian en color rosa las capas ricas en Fe y en verde aquellas ricas en Mg.

La figura 4 muestra en mayor detalle las capas que se evidencian en los glóbulos mejor preservados, dado que el choque y la corrosión también se hacen patentes en algunos de ellos. Nuestro estudio demuestra que un fluido empapó repetidamente ALH 84001 mientras formaba parte de la corteza de Marte, en pleno período Noeico (hace alrededor de 4000 millones de años). Se piensa ese período representó una fase húmeda del entorno marciano con repetidos fenómenos episódicos de vulcanismo que incrementaron la densidad de la atmósfera y pudieron producir etapas particularmente plácidas en la superficie del planeta rojo (Fernández-Remolar et al., 2011). Nuestro estudio así parece corroborar ese escenario, sumamente interesante para situar a Marte en el foco de la exploración astrobiológica.

Fig. 4

Figura 4. Diagrama esquemático para ver la estructura y corrosión que muestran algunas capas del glóbulo de carbonato que se muestra en la Fig. 3 (Moyano-Cambero et al., 2017).

Así pues, nuestro trabajo apoya la reciente evidencia acerca de la naturaleza episódica de los procesos volcánicos acaecidos en el Marte primitivo. Tales fenómenos súbitos probablemente incrementaron la densidad de la atmósfera y la presión parcial de vapor de agua, permitiendo fases caldeadas con inundaciones de determinados terrenos, produciendo variaciones en las proporciones de elementos disueltos. La posterior precipitación de carbonatos en las rocas de la corteza, con composición más o menos rica en Fe y Mg sería, por tanto, una evidencia clara del fascinante pasado hidrotermal del planeta rojo. No cabe imaginarse la enorme cantidad de información que podremos extraer de las primeras misiones de retorno de muestras desde nuestro fascinante vecino.

BIBLIOGRAFÍA

Fernández-Remolar D.C., et al. (2011) The environment of early Mars and the missing carbonates. Meteoritics and Planetary Sciencie 46:1447–1469, 2011.

Humayun et al. (2013), Origin and age of the earliest Martian crust from meteorite NWA 7533, Nature 503, 513-516. Doi:10.1038/nature12764.

McKay, D.S. et al. (1996), Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite ALH84001, Science, 273, 924-930.

Moyano-Cambero C.E. et al. (2013) SNC Meteorites: Atmosphere Implantation Ages and the Climatic Evolution of Mars, In The early evolution of the Atmospheres of Terrestrial Planets, J.M. Trigo-Rodríguez et al. (Eds.), Springer, New York, pp. 165-172.

Moyano-Cambero C.E. et al. (2017) Petrographic and geochemical evidence for multiphase formation of carbonates in the Martian orthopyroxenite Allan Hills 84001, Meteoritics and Planetary Science, online first: doi: 10.1111/maps.12851.

Trigo Rodríguez J.M. (2012) Las raíces cósmicas de la vida. Colección El espejo y la lámpara. Ediciones UAB, Barcelona, ISBN: 978-84-939695-2-3, 241 págs.