Marte parece familiar: llanuras rojas, casquetes polares, lechos secos. Detrás de cada imagen está todo un sistema de procesos que los científicos ensamblan a partir de mediciones en órbita y en la superficie. Hablemos en detalle de cómo está organizado este mundo: desde el clima y el hielo hasta la estructura interna, las características magnéticas y el destino de las pequeñas lunas.
10. Atmósfera tenue y clima severo con variaciones bruscas
La envoltura gaseosa de Marte es tenue, por eso el calor se retiene muy poco. De día, en las zonas iluminadas la temperatura puede estar cerca de cero o un poco por encima; de noche cae decenas de grados por debajo. La oscilación térmica en un mismo lugar durante un día es enorme según parámetros terrestres. La humedad es baja y la presión es reducida, por lo que el agua líquida en la superficie abierta no es estable.
Las estaciones están bien marcadas. La inclinación del eje es parecida a la terrestre, pero el año dura más, de modo que el invierno y el verano se prolongan casi el doble. Durante las estaciones cambian las trayectorias del viento, la anchura de los cinturones nubosos y la posición de las potentes corrientes en chorro. El tiempo responde con rapidez a las reconfiguraciones estacionales, algo especialmente visible en los bordes polares.
A finales de la primavera y en verano en el hemisferio sur suelen formarse tormentas de polvo extensas que pueden fusionarse en eventos globales y cubrir casi todo el disco. El polvo calienta las capas superiores, redistribuye la energía y altera la circulación. Además, en las llanuras se forman regularmente remolinos de polvo —columnas altas que se ven bien en las imágenes orbitales y por las huellas en el suelo.
9. Hielo y rastros de agua antigua
Los casquetes polares están formados por hielo de agua y por hielo de dióxido de carbono dispuestos en capas. La cubierta estacional de dióxido de carbono crece y desaparece, dejando patrones característicos y fracturas recientes. Bajo la parte permanente yacen espesores de varios kilómetros de agua helada, con estratos de distinta edad. Es un verdadero archivo climático que refleja variaciones en los parámetros orbitales y en la inclinación axial.
También hay hielo más cerca del ecuador, aunque mucho más profundo. Los instrumentos radar en órbita detectan zonas con alto contraste dieléctrico, y las exposiciones en taludes pronunciados muestran capas azuladas inmediatamente bajo una fina capa de polvo. En algunos sectores se observan áreas con patrón poligonal, un indicio de permafrost de larga duración que deforma la superficie durante los ciclos de congelación y deshielo.
Sobre los antiguos flujos líquidos hablan los valles, los deltas y los depósitos lacustres. En esos lugares se encuentran a menudo arcillas, sulfatos y otros minerales hidratados. Su composición sugiere que en su momento el disolvente fue neutro o levemente ácido, y que el agua se mantuvo durante largos periodos. Estas zonas se consideran los mejores candidatos para buscar moléculas orgánicas preservadas en rocas sedimentarias.
8. Materia orgánica, percloratos y reactividad del material superficial
Los instrumentos han detectado compuestos orgánicos en rocas sedimentarias, pero no conviene sacar conclusiones apresuradas. En Marte la superficie, bajo la acción de la radiación ultravioleta y de oxidantes, destruye moléculas complejas, y al calentar una muestra en el muestreador parte de las sustancias puede reaccionar con sales. Un participante importante en esas reacciones son los percloratos. Estas sales están presentes en el polvo y el regolito; son reactivas al calentarse y pueden alterar la composición química de las muestras.
Los percloratos a la vez complican el análisis y ayudan a explicar resultados antiguos. Experimentos tempranos de análisis térmico arrojaron señales ambiguas: la materia orgánica se descomponía parcialmente dentro del instrumento y los productos de degradación se mezclaban con componentes salinos. Por eso el enfoque actual se basa en una preparación suave de muestras y en un conjunto de métodos en el que cada paso se verifica con mediciones independientes.
La reactividad de la capa superficial importa no solo para la química de laboratorio. Afecta la preservación de posibles rastros de biomoléculas antiguas, la conservación de pigmentos en las rocas y los límites de temperatura admisibles al procesar material. De aquí se extrae una conclusión práctica: para buscar materia orgánica es preferible seleccionar rocas arcillosas en lugares donde los sedimentos se acumularon de forma lenta y prolongada.
7. Metano: hay variaciones estacionales, pero la fuente sigue siendo controvertida
En la superficie y en la capa cercana al suelo varios instrumentos han registrado concentraciones pequeñas de metano que varían con las estaciones. A veces se detectan emisiones breves tras las cuales el fondo vuelve a los valores habituales. Al mismo tiempo, las mediciones en órbita establecen límites máximos más estrictos y con frecuencia no confirman esos picos.
Esa discrepancia sugiere fuentes locales. Entre las opciones están la desgasificación desde fracturas, la liberación lenta desde poros, reacciones en minerales y la descomposición de materia orgánica bajo la acción de partículas y radiación. Las pérdidas también pueden ser rápidas: la radiación ultravioleta y los oxidantes destruyen eficazmente las moléculas en las capas superiores, de modo que el gas no se acumula a escala global.
Aún no existe un esquema preciso. Para obtener una imagen clara hacen falta observaciones paralelas desde la superficie y desde la órbita, sincronizadas en tiempo y lugar. Solo así se podrá determinar si el gas es producto de geoquímica, de descomposición profunda o de procesos raros en las rocas que se activan con el calentamiento y la desecación.
6. El vulcanismo dejó escudos gigantes, y algunos focos pudieron actuar relativamente hace poco
Olympus Mons es el volcán más alto del Sistema Solar. Alrededor se extiende la meseta de Tharsis con otros grandes escudos, y más al este se encuentra la región de Elysium. Por forma y tamaño estas estructuras recuerdan enormes conos basálticos de pendientes suaves, donde una lava se superpuso sobre otra durante largas épocas.
La edad de flujos individuales se estima por la densidad de cráteres. En algunas áreas hay pocos cráteres, lo que indica un relieve relativamente joven. En zonas de fracturas aparecen canales similares a ríos de lava solidificada y largas depresiones que podrían haberse formado por el colapso de cavidades bajo capas recientes. Esos detalles permiten admitir actividad en focos en tiempos geológicamente recientes.
Aunque hoy la magma salga raramente a la superficie, el calor interno sigue influyendo en la corteza. Eso se refleja en las tensiones, en la velocidad de enfriamiento y en el comportamiento de los sistemas de fracturas. Combinado con estiramientos tectónicos, se forma un mosaico de procesos en el que el vulcanismo, aunque declinante, aún marca el trasfondo de la geología actual.
5. Sismos marcianos
El sismógrafo en la superficie ha registrado cientos de eventos de tipos distintos. Algunos están relacionados con la contracción térmica, otros con la actividad de fallas y con la caída de meteoroides. A partir del tiempo de llegada de las ondas se puede reconstruir la estratificación de la corteza, las propiedades del manto y las características de la región central.
El panorama que emerge de esos datos es el siguiente. La corteza es heterogénea y, aparentemente, está compuesta por varias capas de diferente densidad. Bajo ella se encuentra el manto, donde la propagación del sonido difiere respecto a las capas externas. La parte central es líquida y más rica en elementos ligeros que el núcleo terrestre. Entre núcleo y manto puede existir una zona de transición con silicatos fundidos que influye en la velocidad de las ondas y en el régimen térmico.
Para la geología esto es más importante de lo que parece. Si se conocen las propiedades de las capas, resulta más sencillo explicar dónde y por qué se originan los sismos marcianos, con qué rapidez se enfría el interior, hace cuánto tiempo cesó la tectónica global y qué mantuvo el vulcanismo en etapas tardías.
4. No existe un campo magnético global, pero la corteza está magnetizada
El planeta carece de un campo dipolar global similar al terrestre. En su lugar existen zonas de la corteza donde las rocas han conservado una magnetización remanente. Anomalías particularmente intensas se extienden por las regiones continentales del sur. Es un indicio de un dínamo pasado que funcionó en una era temprana y luego se apagó.
Hoy la interacción con el viento solar ocurre sin protección interna. La ionosfera y las capas superiores actúan como escenario donde el flujo de partículas arranca moléculas ligeras. Parte de ellas se pierde por las líneas hacia la región de cola y otra parte se dispersa lateralmente. A lo largo de miles de millones de años tales pérdidas pueden cambiar de forma radical la composición y la masa de la envoltura gaseosa.
A veces aparecen auroras, pero su carácter no es parecido al terrestre. Están asociadas no con zonas polares ovaladas, sino con interacciones locales y corrientes a gran escala que surgen durante tormentas solares y cuando el flujo alcanza la órbita de Marte.
3. Fobos y Deimos: origen discutido, destinos distintos
Marte tiene dos pequeños satélites. Fobos orbita cerca y se desplaza gradualmente hacia una espiral descendente debido al frenado por efecto de marea. Deimos está más lejos y se aleja lentamente. En forma, ambos cuerpos recuerdan grandes fragmentos de estructura porosa, cubiertos por una capa de material suelto.
El origen no está claro. Por un lado, sus órbitas son casi circulares y se hallan cerca del plano ecuatorial, lo que sugiere ensamblaje a partir de un disco de escombros dejado tras un impacto en el Marte primitivo. Por otro lado, las señales espectrales pueden interpretarse como cercanas a las de asteroides. Es posible que el escenario incluya ambos elementos: el impacto formó un disco y en la mezcla quedaron cuerpos capturados.
Para los planificadores de futuras misiones estos satélites son tan importantes como la propia superficie marciana. En Fobos se prueban tecnologías de toma de muestras, se ensaya la navegación en un campo gravitatorio débil y se verifican sistemas que serán útiles para transportar muestras del suelo a una órbita planetaria.
2. El aterrizaje es complejo por la atmósfera tenue y el entorno polvoriento
La capa gaseosa es demasiado tenue para frenar por completo una nave solo con paracaídas y, al mismo tiempo, lo bastante densa como para que la aerodinámica importe. Por eso la secuencia incluye protección térmica, un paracaídas supersónico y el empleo de motores de reacción a baja altura. Para plataformas pesadas se utiliza un sistema suspendido con descenso por cables, para evitar el contacto directo entre los chorros y el polvo con los equipos científicos.
Las condiciones de la superficie imponen limitaciones adicionales. El polvo obstruye las piezas móviles, altera las propiedades ópticas de los sensores y se deposita en los paneles solares, reduciendo la potencia disponible. Los vientos transportan partículas finas por la llanura y, en algunos lugares, forman una costra que se comporta como una capa dura con baja capacidad portante. Por eso se diseñan los trenes de aterrizaje, los taladros y las palas teniendo en cuenta diferentes tipos de suelo y con reservas para afrontar heterogeneidades.
La comunicación con la Tierra suele realizarse a través de retransmisores orbitales. Esto ahorra energía a la plataforma de descenso y permite transmitir grandes volúmenes de datos por paquetes. A la vez, estos esquemas exigen una sincronización precisa con los sobrevuelos y considerar los retardos que dependen de la geometría orbital.
1. Perspectivas de investigación
Los programas actuales avanzan paso a paso hacia la devolución de muestras. En la superficie ya se han recogido y empaquetado núcleos de rocas sedimentarias y se han seleccionado emplazamientos donde yacen las capas más informativas. El siguiente paso es llevar los contenedores a la órbita y capturarlos. Este camino requiere ensayar el despegue desde el suelo, el encuentro en una trayectoria cercana al planeta y la entrada segura en la atmósfera terrestre.
Además de roca y polvo se necesitan series prolongadas de observaciones del tiempo, de la actividad eléctrica de las tormentas de polvo, del flujo térmico desde el interior y de la sismicidad. Una red de pequeñas estaciones permitirá comparar regiones, destacar diferencias locales y seguir los cambios estacionales. Esos conjuntos darán la base para una climatología completa y ayudarán a predecir mejor las condiciones para futuras expediciones.
Otra línea es la exploración del subsuelo. Instrumentos radar con distintas frecuencias, magnetómetros a bordo de naves pequeñas, sensores autónomos en la superficie y minihelicópteros para reconocer el entorno ya han demostrado su utilidad. El siguiente paso es la perforación puntual en lugares con alta probabilidad de conservar materia orgánica y hielo, así como la espectrometría capaz de separar las señales de las rocas de la influencia de sales y oxidantes.
Marte no es solo un punto rojo en el cielo. Es un sistema activo donde la atmósfera tenue, el hielo en el suelo, los volcanes antiguos, la corteza magnetizada y las lunas pequeñas forman un mecanismo interconectado. Cuantas más mediciones, menos espacio queda para conjeturas aleatorias y más cerca estamos de responder cómo fue este planeta en el pasado y cómo podría ser en el futuro.
