Se le fotografie e le immagini dei veicoli spaziali americani ci mostrano una serie di indizi che inequivocabilmente indicano che la superficie del pianeta rosso un tempo fu solcata da corsi d’acqua (un ambiente quindi abbastanza caldo da consentire H2O allo stato liquido), dobbiamo senza dubbio pensare che sia stata riscaldata dall’effetto serra causato da una densa atmosfera di CO2. Marte potrebbe quindi aver posseduto, un tempo, un’adeguata quantità di CO2 ma, successivamente, si sarebbe raffreddato perché il meccanismo che avrebbe dovuto consentire il riciclaggio di questo gas si esaurì. Fu lo spegnersi del meccanismo della tettonica a zolle, causato dal raffreddamento del pianeta al suo interno, che pose fine alle reazioni dei carbonati ed alla conseguente liberazione di CO2 nell’atmosfera marziana, con diminuzione della pressione atmosferica e congelamento dell’H2O sulla superficie.

Questo meccanismo però potrebbe essere stato diverso da quello della Terra poiché, un pianeta piccolo come Marte, potrebbe non aver mai sviluppato una tettonica a zolle (anche se i sedimenti carbonatici avrebbero potuto essere sepolti dalla lava vulcanica e spinti fino ad una profondità ove la pressione ed il calore avrebbero permesso ugualmente la liberazione di CO2).
A quanto pare il meccanismo si esaurì perché il pianeta, essendo troppo piccolo ed avendo quindi minor calore al suo interno, lo perse più rapidamente per il suo alto rapporto superficie/volume. L’interno di Marte divenne dunque così freddo che il pianeta non fu più in grado di liberare CO2 dalle rocce carbonatiche e, al contrario, tutta la CO2 sottratta all’atmosfera per opera del processo di alterazione superficiale rimase fissata nel suolo lasciando un’atmosfera rarefatta con un clima che si approssimò gradualmente ai rigori attuali. Questa spiegazione però, implica che Marte, all’interno della sua crosta, debba contenere grandi quantità di rocce carbonatiche (carbonati sono stati rinvenuti in alcune meteoriti marziane). Saranno le sonde delle missioni future a darcene risposta.

Dov’è finita tutta l’acqua su Marte?

Quando negli anni mediani del 1970 la sonda Viking della NASA mostrò che Marte un tempo pullulava di vitalità geologica, il geologo americano Timothy Parker, esaminando le immagini del Viking, notò nel paesaggio marziano antico formazioni simili ad archi sottili, strisce ed increspature. Le somiglianze con i bordi essiccati del lago Bonneville, un mare preistorico che una volta copriva parti del territorio dello Utah, del Nevada e del Idhao, portarono Parker e colleghi a credere che la maggior parte dei resti simili a delle spiagge, nell’emisfero nord di Marte (pianure molto piatte e senza caratteristiche, in contrasto con le altre più antiche e più cratterizzate del sud) e le apparenti costiere richiedessero almeno due o più insediamenti di un mare o un oceano per almeno geologicamente brevi periodi di tempo, con temperature sopra il punto di congelamento (già altri ricercatori infatti avevano identificato enormi cumuli di sedimenti, giganteschi crepacci interconnessi, evidenza di corpi d’acqua stagnante). Inoltre constatarono che parecchi canali formatisi da gigantesche inondazioni si erano scaricati direttamente nella pianure del nord.
L’ipotesi della presenza di un oceano ha ricevuto una forte spinta dai milioni di misurazioni delle altitudini ottenute su tutto il pianeta dal Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA).

Utilizzando i suoi dati sono stati scoperti (Head) ed identificati stimolanti indizi e tracce vicino ad apparenti costiere:

1. Controllando le altitudini dei due principali gruppi di lineamenti del presunto oceano (mappati da Parker), essi notarono che il limite più esterno e più alto, la costiera Arabia, serpeggia in su e in giù in elevazione, su una distanza di 5 km e mezzo, mentre il bordo più interno, la costiera Deuteronilus, ha un’elevazione più costante e, lungo l’intera circonferenza della linea di costa, non devia mai più di 280 m dalla sua media. Inoltre, in un punto la linea non combacia a causa del cratere Lyot, in un altro, nella regione del Mons Elysium, potrebbe essere stata sepolta sotto le correnti di lava ed in un terzo punto potrebbe essere stata cancellata dal sollevamento della crosta, nella regione che formò la sporgenza di Tharsis.

2. La superficie marziana, sotto e sopra la linea di costa Deuteronilus, appare più liscia ed i suoi lineamenti sembrano più addolciti che al di sopra di essa. Lo studioso Head ed il suo team hanno inoltre notato ampi terrazzi simili a quelli che si formano sulla Terra quando la costiera recede e che potrebbero indicare zone dove il terreno, saturo di ghiaccio, è crollato lungo un leggero pendio.

3. Ivanov e Head hanno scoperto che, i sei maggiori alvei di inondazioni si riversano nella Chryse Planitia a quote entro i 350 m l’uno dall’altro, su di una apertura di 2.200 km. Il grande mare del nord, intanto, si era già alzato a quei livelli quando gli ultimi torrenti in piena vennero a riversarsi nei canali.
Se la nozione di oceano di Parker è corretta significherebbe che almeno 27 milioni di kmq del suolo marziano probabilmente erano coperti, con una profondità che andava da 620m ad un massimo di 1500m (1/3 dell’Oceano atlantico). Sebbene i canali alluvionali su Marte facciano scomparire per la loro grandezza quelli terrestri, avrebbero dovuto sgorgare dozzine di volte per riempire le pianure settentrionali fino alla costiera Deuteronilus. Tali inondazioni, propone Victor Baker ed il suo gruppo nel 1991, sono avvenute ripetutamente ogniqualvolta movimenti vulcanici nelle profondità della crosta provocavano lo scongelamento del permafrost marziano su larga scala.
Stephen Clifford da parte sua afferma che (sia che la linea di costa fosse reale o immaginaria) il pianeta primordiale aveva una crosta permeabile e non gelata che, in modo naturale, permetteva all’acqua di drenare nelle pianure e nelle depressioni del nord.

Un altro studioso, Michael Karr, sostiene ancora che circa 4 miliardi di anni fa, nel periodo Noachiano, le zone più basse del pianeta dovevano avere masse d’acqua stagnante che molto probabilmente non sono esistite in tempi più recenti. Secondo Clifford, dopo le catastrofiche inondazioni che formarono un oceano, 2 o 3 miliardi di anni fa (quindi ancora nella prima storia del pianeta), il calore interno stava ormai scemando, ed il pianeta era già in un clima di intenso gelo. L’oceano a nord e la crosta altrove avevano cominciato a congelare.
Conseguentemente, spesse calotte coprirono ciascun polo e la pressione causata dalla calotta settentrionale spinse l’acqua sottostante verso sud ed in salita, nelle terre più alte. Allora, la crosta gelata non era ancora abbastanza spessa per resistere alla crescente pressione idraulica per cui si vennero a creare ripetute fratture nei punti più deboli. Le inondazioni si precipitarono verso nord, sopra o sotto il grande lastrone oceanico di ghiaccio, il cui aumento volumetrico avrebbe fatto galleggiare il ‘coperchio’ di ghiaccio creando forse un anello d’acqua tutt’intorno, dove correnti di ghiaccio sospinte dal vento avrebbero eroso le linee di crosta.

Se alcuni specialisti marziani sono allettati dall’ipotesi dell’oceano, altri hanno tuttora delle riserve.
Una di queste si basa sull’affermazione che se i segni di acqua alta, che arrivarono a superare i 3 km di altezza sopra i lineamenti Deuteronilus fossero reali, implicherebbero che il pianeta abbia ‘strizzato’ la sua intera quantità d’acqua, dal suo interno sulla superficie. Bruce Jackosky fa notare, che non c’è evidenza che il Marte primordiale avesse un sistema di trasporto d’acqua sotterraneo, come sostiene Clifford.
Carr argomenta invece che ogni successiva inondazione portata dai canali scaricò la sua acqua sulla pianura nordica e, rapidamente, congelò sul posto. Le inondazioni successive, dunque, non ricaricarono l’oceano ma semplicemente ispessirono lo strato di ghiaccio e le distese che vediamo oggi sul pianeta rappresentano le parti superficiali di questi strati. Inoltre, continua Carr, i confini segnalati da Parker sono tutti considerevolmente più alti dell’attuale superficie delle pianure, significando che gran parte del contenuto dell’oceano è, in qualche modo, scomparso.