El hielo de los polos de Mercurio
A principios de la década de los 90, los científicos que estudiaban Mercurio desde los observatorios de Arecibo (Puerto Rico) y Goldstone (California), haciendo rebotar señales de radar sobre su superficie, detectaron algo inesperado y sorprendente: zonas que reflejaban estas ondas con gran fuerza en el interior de algunos cráteres profundos situados en las regiones polares.
¿Qué material podría estar haciendo rebotar estas ondas con tanta intensidad en el planeta más cercano al Sol, cuya superficie alcanza temperaturas abrasadoras? Años después, la sonda MESSENGER detectó en esos mismos lugares una mayor abundancia de hidrógeno, apuntando directamente a la existencia de depósitos de hielo de agua en un lugar en el que, a priori, esperaríamos que fuese muy seco.
Puesto que el eje de rotación de Mercurio apenas está inclinado —el de la Tierra está en la actualidad inclinado unos 23,44º, mientras que el de Mercurio está casi a 0º—, el interior de algunos de sus cráteres situados en los polos ha permanecido en una oscuridad perpetua durante millones de años. Este fenómeno también se conoce como cráteres —o zonas— en sombra permanente, ya que el Sol nunca ilumina su interior. Estos lugares actúan como una especie de congelador planetario, permitiendo que los elementos y compuestos volátiles puedan preservarse; de otra manera, se sublimarían directamente y se perderían en el espacio.
La siguiente pregunta que se abre tras este descubrimiento es: ¿cómo llegó este hielo de agua al planeta más interior del sistema solar? Durante miles de millones de años, el viento solar y el impacto de los meteoritos podrían haber servido para acumular lentamente el hielo de agua. Sin embargo, la aparente pureza de estos depósitos y su delimitación tan marcada sugieren un evento relativamente reciente y muy acotado en el tiempo.
Un nuevo estudio publicado por Prem et al. (2026) en JGR Planets explora la posibilidad de que el gran impacto de un cometa o asteroide rico en volátiles hubiese sido capaz de transportar la mayor parte del hielo que vemos en los polos de Mercurio. Para ello, se han servido de modelos numéricos, poniendo el foco en un impacto similar al que formó el cráter Hokusai, situado en el polo norte del planeta y cuyo diámetro es de unos 97 kilómetros.
Para estudiar cómo se comportaría el vapor de agua tras un impacto, los investigadores crearon y compararon el resultado de dos simulaciones con condiciones diferentes. La primera simulaba una exosfera sin colisiones; es decir, una «atmósfera» tan tenue que las moléculas de agua se moverían de forma individual, sin apenas chocar unas con otras. En este caso, las moléculas saltan por la superficie en trayectorias balísticas, como pequeñas partículas lanzadas al azar sobre el planeta.
El resultado de esta simulación mostró una situación poco «eficiente» para la captura del agua: aunque muchas moléculas de agua quedaban atrapadas por la gravedad de Mercurio, la radiación ultravioleta del Sol las destruía rápidamente. Al final del día solar de Mercurio, el 96% del agua inicial había desaparecido y solo alrededor del 3% había alcanzado las trampas frías de los polos. Además, como el impacto simulado ocurría en el hemisferio norte, casi toda el agua acababa allí, por lo que llegaba muy poca al hemisferio sur.
Por el contrario, las condiciones de la segunda simulación eran mucho más extremas. Los investigadores modelaron el impacto de un cuerpo rico en agua de unos 17 kilómetros de diámetro chocando con Mercurio a la nada despreciable velocidad de 30 kilómetros por segundo. Si el cuerpo tenía una composición similar a la de un cometa, podía liberar una inmensa cantidad de vapor de agua, suficiente para llenar la cuenca del lago Erie —uno de los Grandes Lagos de Norteamérica— o, si nuestros lectores lo prefieren, suficiente como para llenar más de 700 veces el Mar Menor.
En este segundo escenario, el comportamiento del agua cambiaba por completo. Ya no se trataba de moléculas aisladas que apenas se cruzan y chocan, sino de la formación de una atmósfera transitoria y densa que rodeaba al planeta. Durante un breve periodo, Mercurio habría quedado envuelto en una atmósfera de vapor de agua donde las moléculas chocaban entre sí, generando vientos y gradientes de presión y temperatura. Este detalle es crucial, porque esa atmósfera temporal producía un efecto de apantallamiento o de escudo: las capas exteriores de vapor de agua absorbían parte de la radiación ultravioleta del Sol, protegiendo a las moléculas que había por debajo.
Gracias a ello, el agua pudo sobrevivir durante más tiempo. De este modo, en vez de destruirse casi por completo, apenas la mitad de las moléculas de vapor de agua serian eliminadas por la fotólisis. Asimismo, cerca del 30% del agua que permanecía unida a Mercurio por efecto de la gravedad —y que no había salido disparada al espacio a causa de la violencia del propio impacto— acababa atrapada en las zonas en sombra permanente del planeta.
Esta simulación también mostró un efecto inesperado. Aproximadamente una hora después del impacto, la nube de vapor se expandía alrededor de Mercurio. Al alcanzar el lado opuesto del planeta, los vientos convergían con violencia, generando una estructura de choque en la atmósfera. Esto fue capaz de modificar la distribución del hielo. En lugar de acumularse casi todo en el hemisferio norte, parte del vapor era redirigido hacia el sur. De hecho, el modelo muestra que un impacto ocurrido en el hemisferio norte puede acabar llevando una gran cantidad de agua al polo sur, ya que la dinámica de la atmósfera es mucho más compleja y permite otra serie de movimientos que transportan los elementos volátiles a las antípodas.
Desde el punto de vista de la masa de hielo en los polos, este modelo parece acercarse bastante bien a los cálculos fruto de las observaciones actuales; sin embargo, existe un problema: el espesor de las capas de hielo. Los depósitos que resultan de las simulaciones alcanzarían aproximadamente unos 30 centímetros de espesor en el hemisferio norte y unos 37 centímetros en el sur. Aunque pueda parecer mucho, las observaciones realizadas con radar sugieren que los depósitos reales deben de ser capas muy puras y continuas de varios metros de espesor para producir una señal tan clara y marcada.
Esto significa que un impacto rápido como el simulado puede aportar la masa de agua total que observamos, pero no concentrarla en capas tan gruesas como las que, en teoría, estamos viendo. La razón es que gran parte del vapor generado en un impacto tan sumamente rápido —hablamos de la friolera de 30 km/s— provoca que una fracción importante escape al espacio.
¿Cómo se puede solucionar esta paradoja? Los autores calcularon un tercer escenario: un objeto más grande, de unos 30 kilómetros de diámetro, pero que impactaba a un tercio de la velocidad. Un impacto de estas características produciría una nube de vapor menos energética, haciendo que Mercurio retuviese más agua. Con esa combinación, los depósitos de los polos podrían alcanzar hasta 13 metros de espesor, un dato mucho más coincidente con las observaciones realizadas por el radar.
Este estudio nos demuestra con creces que incluso un mundo tórrido y cercano al Sol como Mercurio puede haber tenido una historia fascinante y compleja, y que los grandes impactos no solo son capaces de generar cráteres, sino que incluso podrían haber permitido la existencia de atmósferas efímeras en fases posteriores a la formación planetaria.
Es posible que, con la llegada de la sonda BepiColombo a Mercurio en noviembre de este mismo año —si todo va bien—, podamos encontrar algunas piezas más de este rompecabezas planetario que por fin nos ayuden a comprender la historia del hielo en los cráteres de Mercurio.
Referencias:
Prem, P., Chabot, N. L., Ernst, C. M., Hurley, D. M., Goldstein, D. B., & Steckloff, J. K. (2026) Modeling the Delivery of Mercury’s Polar Ice by a Volatile-Rich Impact Journal of Geophysical Research: Planets doi: 10.1029/2025JE009399
Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.
