13060403marte

Marte, apodado a veces como el Planeta Rojo, es el cuarto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el planeta interior más alejado del Sol. Es, en muchos aspectos, el más parecido a la Tierra.

Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.

Forma parte de los planetas superiores a la Tierra, que son aquellos que nunca pasan entre el Sol y la Tierra. Sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.

Puesta de Sol observada desde la superficie de Marte por el Mars Exploration Rover: Spirit en el cráter Gusev.

Elementos orbitales

Distancia media al sol

227.940.000 Km

Inclinación

1,85061375455799'8

Excentricidad

0,09341233

Período orbital sideral

686,98 días

Período orbital sinódico

779,95 días

Velocidad orbital media

24,1309 km/s

Radio orbital medio

227.936.640 km
1,523 UA

Satélites

Características físicas

Masa

6,4191 × 10²³ kg

Densidad

3,94 g/cm³

Área de superficie

144 millones km²

Diámetro

6.794,4 km

Gravedad

3,71 m/s²

Velocidad de escape

5,02 km/s

Periodo de rotación

24,6229 horas

Inclinación axial

25,19°

Albedo

0,15

Magnitud (V_o)

-2,01

Características atmosféricas

Presión

0,7-0,9 kPa

Temperatura

Mínima	186 K, -87 °C
Media	227 K, -46 ºC
Máxima	268 K, -5 °C

Composición

CO2	95,32%
Nitrógeno	2,7%
Argón	1,6%
Oxígeno	0,13%
CO	0,07%
Vapor de agua	0,03%
Neón	Trazas
Criptón
Xenón
Ozono
Metano

La órbita de Marte es muy excéntrica (0,09): entre su afelio y su perihelio, la distancia del planeta al Sol difiere en unos 42,4 millones de kilómetros. Gracias a las excelentes observaciones de Tycho Brahe, Kepler se dio cuenta de esta separación y llegó a descubrir la naturaleza elíptica de las órbitas planetarias consideradas hasta entonces como circulares.

La órbita de Marte vista desde un referencial geocéntrico. Esquemas de Kepler de 1569 a 1580. La Tierra está en el centro, el Sol orbita sobre el círculo de puntos. Al cabo de un año marciano, la distancia Tierra Marte puede variar en proporción de 1 a 6.

Este efecto tiene una gran influencia en el clima marciano, la diferencia de distancias al Sol causa una variación de temperatura de unos 30ºC en el punto subsolar entre el afelio y el perihelio.

Si dentro de esa órbita se dibuja la de la Tierra, cuya elipse es mucho menos alargada, puede observarse también que la distancia de la Tierra a Marte se halla sujeta a grandes variaciones. En el momento de la conjunción, es decir, cuando el Sol está situado entre ambos planetas, la distancia entre éstos puede ser de 399 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 3,5". Durante las oposiciones más favorables esa distancia queda reducida a menos de 56 millones de kilómetros y el diámetro aparente de Marte es de 25", alcanzando una magnitud de -2,8 (siendo entonces el planeta más brillante con excepción de Venus). Dada la pequeñez del globo marciano, su observación telescópica presenta interés especialmente entre los períodos que preceden y siguen a las oposiciones.

Para los planetas exteriores a la Tierra, es decir Marte, Júpiter, Saturno, etc., existen dos posibles tipos de alineaciones entre la Tierra el planeta y el Sol. Por ejemplo, tal y como se presenta en la figura siguiente, cuando el planeta exterior el Sol y la Tierra se encuentran alineados con el Sol entre ambos planetas, se dice que el planeta exterior se encuentra en conjunción con el Sol. En esta situación es cuando el planeta se encuentra más alejado de la Tierra y por lo tanto presenta el menor diámetro aparente. Como además desde el punto de vista de la Tierra el planeta se encuentra muy cerca del Sol en el cielo, durante la conjunción es imposible observarlo.

La otra alineación posible es aquella en la que la Tierra se encuentra entre el Sol y el planeta exterior. En este caso se dice que el planeta se encuentra en oposición. Es evidente que durante la oposición el planeta presenta la menor distancia a la Tierra. Las condiciones de observación también son las mejores, ya que el planeta culmina en el cielo a media noche, y es por tanto cuando mejor puede observarse.

La distancia de la Tierra a Marte durante las oposiciones con el planeta rojo es muy variable debido a la gran excentricidad de la órbita marciana. En las oposiciones favorables como la indicada por B en la figura, Marte se encuentra a unos 55 millones de kilómetros de la Tierra y presenta unos 25” de diámetro aparente, mientras que en la oposición desfavorable A, los planetas quedan separados unos 100 millones de kilómetros, y Marte sólo presenta cerca de la mitad de tamaño aparente (unos 15”). Las oposiciones favorables se producen en el mes de agosto, mientras que las desfavorables lo son en febrero. A las oposiciones favorables también se les denomina “perihelicas”, ya que Marte se encuentra en su perihelio orbital, a 206 millones de kilómetros del Sol. Por la misma razón, las oposiciones desfavorables también reciben el nombre de “afhélicas”, en las que Marte se sitúa a casi 250 millones del Sol.

Debido a los períodos orbitales de la Tierra y Marte (la Tierra 365 días, y Marte 687 días), ambos se combinan en un período sinódico de 780 días, es decir, que en esta singular danza entre ambos planetas, las oposiciones se repiten cada dos años y dos meses. Sin embargo, las oposiciones favorables sólo se repiten con una periodicidad aproximada de 15.8 años. En esta figura se representan varias oposiciones marcianas entre 1986 y 2003, y las siguientes hasta el 2010.

Marte tiene su eje de rotación inclinado 25 grados respecto de su plano orbital. Las estaciones marcianas están prácticamente ajustadas con los pasos por el perihelio y afhelio como ocurre con la Tierra. En las oposiciones perihélicas Marte se encuentra muy cerca de su solsticio de invierno, por lo que desde la Tierra el hemisferio sur se ve en condiciones óptimas. En las oposiciones afhélicas Marte nos muestra la mejor visión del hemisferio norte, pero pero su observación es más dificultosa debido a su mayor distancia de la Tierra. En la figura se muestran las estaciones de Marte vistas desde el norte.

Para los observadores del hemisferio norte, Marte se encuentra muy bajo sobre el horizonte cuando se producen las oposiciones más favorables, como la que tendremos en agosto del 2003. Cuando el planeta se encuentre a la mínima distancia de la Tierra, se situará a una declinación de –15 grados, por lo que la turbulencia atmósfera dificultará sin duda su visión telescópica.

Se conoce con exactitud lo que dura la rotación de Marte debido a que las manchas que se observan en su superficie, oscuras y bien delimitadas, son excelentes puntos de referencia. Fueron observadas por primera vez en 1659 por Huygens que asignó a su rotación la duración de un día. En 1666, Giovanni Cassini la fijó en 24 h 40 min, valor muy aproximado al verdadero. Trescientos años de observaciones de Marte han dado por resultado establecer el valor de 24 h 37 min 22,7 s para el día sideral (el período de rotación de la Tierra es de 23 h 56 min 4,1 s).

En el gráfico superior se puede apreciar la apariencia de Marte según las diferentes orientaciones que produce su rotación. Téngase en cuenta que el polo Norte de Marte se encuentra hacia arriba, por tanto se lo muestra tal cual es observado con un telescopio reflector desde el hemisferio Sur. Los intervalos entre los meridianos centrales son de 45 grados. La apariencia de los casquetes polares así como su orientación exacta puede variar según la época.

De la duración del día sideral se deduce fácilmente que el día solar tiene en Marte una duración de 24 h 39 min 35,3 s.

El día solar medio o tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol medio por el meridiano del lugar, dura 24 h 41 min 18,6 s. El día solar en Marte tiene, igual que el de la Tierra, una duración variable, lo cual se debe a que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol que no se recorren con uniformidad. No obstante, en Marte la variación es mayor por su elevada excentricidad.

Para mayor comodidad en sus trabajos, los responsables de las misiones norteamericanas de exploración de Marte por sondas automáticas han decidido unilateralmente dar al día marciano el nombre de sol, sin preocuparse por el hecho de que esa palabra significa suelo en francés y designa en castellano la luz solar o, escrito con mayúscula, el astro central de nuestro sistema planetario.

El año marciano dura 687 días terrestres o 668.6 soles. Un calendario marciano podría constar de dos años de 668 días por cada tres años de 669 días.

Los polos de Marte están señalados por dos casquetes polares de color blanco deslumbrante, que han facilitado mucho la determinación del ángulo que forma el ecuador del planeta con el plano de su órbita, ángulo equivalente para Marte a la oblicuidad de la eclíptica en la Tierra. Las medidas hechas por Camichel sobre clichés obtenidos en el observatorio francés del Pic du Midi, han dado para este ángulo 24º 48’. Desde la exploración espacial se acepta un valor de 25,19º, un poco mayor que la oblicuidad de la eclíptica (23º 27’), motivo por el cual, Marte tiene períodos estacionales similares a los de la Tierra, aunque sus estaciones son más largas, dado que un año marciano es casi dos veces más largo que un año terrestre.

El día solar marciano (sol en inglés) es el período entre dos pasos consecutivos del Sol por un meridiano de Marte, y dura 24 horas 39 minutos 35,244 segundos. Es aproximadamente un 3% más largo que el día solar terrestre.

El día sideral marciano, definido como dos pasos consecutivos de una misma estrella fija por el meridiano del lugar, dura 24h 37m 22.663s, como comparación, en la Tierra dura 23h 56m 04,0905s.

La diferencia entre el día solar y el día sideral se debe en los dos planetas al movimiento del planeta alrededor del Sol y es una cuestión muy conocida. Supongamos que un día dado el día sideral y el Sol culminan en el mismo instante. El día sideral acabará cuando la estrella culmine al cabo de 24h 37m 22,663s, pero a causa del movimiento de traslación de Marte alrededor del Sol, el día solar no ha terminado. Como Marte tarda 668.5921 días marcianos en dar una vuelta al Sol, por término medio gira 360/668,5921 =0,53844489 º al día y este ángulo es lo que le falta girar para que el Sol culmine. En ello emplea un tiempo de 2m 12,58s así que el día solar medio dura 24h 37m 22,663s+2m 12,58s=24h39m 35,24s.

Otra manera de entender la misma cuestión es que si el planeta en un año da X vueltas sobre sí mismo, el Sol culmina una vez menos. Como la órbita no es circular y rige la segunda ley de Kepler o ley de las áreas hay que hablar de día solar medio pues el movimiento real del planeta sobre la órbita no es siempre el mismo y por tanto el día solar tiene una duración variable. Apliquemos lo dicho para:

El día solar medio dura 24 horas y el año 365,2422 días. Así para la Tierra el día sideral dura Ts*366,2422=24h* 365,2422 es decir Ts=23,93447 h=23h56m4,1s

El periodo de rotación de Marte fue determinado por primera vez por Huygens en 1659 basándose en las manchas de albedo que se observan en su superficie. En 1666 Giovanni Cassini fijó su duración en 24h 40m valor aproximado al verdadero. En base a dibujos hechos en un intervalo de observación de 300 años se halló para la revolución sideral el periodo 24h 37m 22,7s.

Sabiendo que el año en Marte dura 686.9726 días terrestres ¿Cuántos días solares medios tiene un año? ¿Cuándo dura el día solar medio T?

Sabiendo que 686.9726 días terrestres equivalen a 16487,3424 horas y teniendo en cuenta que Ts *(X+1)=T*X=16487,3424 horas, tenemos las incógnitas T y X.

Así que el año dura X=668,59216 soles. Por ello el día solar medio dura T=16487,3424 horas/668,59216 soles=24,6597902=24h39m35,24s, lo que equivale a 1,02749125 días terrestres.

Cristiaan Huygens hizo las primeras observaciones de áreas oscuras en la superficie de Marte en 1659, y también fue uno de los primeros en detectar los casquetes polares. Otros astrónomos que contribuyeron al estudio de Marte fueron G. Cassini (calculó en 1666 la rotación del planeta en 24 horas y 40 minutos y en 1672 dedujo la existencia de una atmósfera en el planeta), W. Herschel (descubrió la oblicuidad del eje de rotación de Marte y observó nubes marcianas), y J. Schroeter.

En 1837 los astrónomos alemanes Beer y Mädler publicaron el primer mapamundi de Marte, con datos obtenidos de sus observaciones telescópicas, al que seguirían los del británico Dawes a partir de 1852.

El año 1877 presentó una oposición muy cercana a la Tierra, y fue un año clave para los estudios de Marte. El astrónomo estadounidense A. Hall descubrió los satélites Fobos y Deimos, mientras el astrónomo italiano G. Schiaparelli se dedicó a cartografiar cuidadosamente Marte; en efecto, hoy en día, se usa la nomenclatura inventada por él para los nombres de las regiones marcianas (Syrtis Major; Mare Tyrrhenum; Solis Lacus, etc.). Schiaparelli también creyó observar unas líneas finas en Marte, a las cuales bautizó como canali. El problema fue que esta palabra se tradujo al inglés como "canals", palabra que implica algo artificial.

Esta última palabra despertó la imaginación de mucha gente, especialmente del astrónomo C. Flammarion y del aristócrata P. Lowell. Ellos se dedicaron a especular con que había vida en Marte (los marcianos). Lowell estaba tan entusiasmado con esta idea que se construyó en 1894 su propio observatorio en Flagstaff, Arizona, para estudiar al planeta Marte. Sus observaciones lo convencieron de que no sólo había vida en Marte, sino que esa vida era inteligente: Marte era un planeta que se estaba secando, y una sabia y antigua civilización marciana había construido esos canales para drenar agua de los casquetes polares y enviarla hacia las sedientas ciudades. Con el paso del tiempo, el furor de los canales marcianos se fue disipando, ya que muchos astrónomos ni siquiera podían verlos; de hecho, los canales fueron una ilusión óptica. Hacia los años 1950, ya casi nadie creía en civilizaciones marcianas, pero muchos estaban convencidos de que sí que había vida en Marte en forma de musgos y líquenes primitivos, hecho que se puso en duda al ser Marte visitado por primera vez por una nave espacial en 1965.

La ciencia que estudia la superficie de Marte se llama areografía (de Ares, dios de la guerra entre los griegos).

Marte es un mundo mucho más pequeño que la Tierra. Sus principales características, en proporción con las del globo terrestre, son las siguientes: diámetro 53%, superficie 28%, masa 11%. Como los océanos cubren el 71% de la superficie terrestre y Marte carece de mares las tierras de ambos mundos tienen aproximadamente la misma superficie.

La superficie de Marte presenta características morfológicas tanto de la Tierra como de la Luna: cráteres de impacto, campos de lava, volcanes, cauces secos de ríos y dunas de arena. Su composición es fundamentalmente basalto volcánico con un alto contenido en óxidos de hierro que proporcionan el característico color rojo de la superficie. Por su naturaleza, se asemeja a la limonita, óxido de hierro muy hidratado. Así como en las cortezas de la Tierra y de la Luna predominan los silicatos y los aluminatos, en el suelo de Marte son preponderantes los ferrosilicatos. Sus tres constituyentes principales son, por orden de abundancia, el oxígeno, el silicio y el hierro. Contiene: 20,8% de sílice, 13,5% de hierro, 5% de aluminio, 3,8% de calcio, y también titanio y otros componentes menores.

La escala de tiempo geológica de Marte se fundamenta en tres amplias épocas, definidas por el número de cráteres de impacto de la superficie; las superficies más antiguas poseerían más cráteres. Estas eras son denominadas mediante lugares de Marte que pertenecen a esos periodos de tiempo. La datación precisa de esos periodos no es conocida debido a la existencia de varios modelos diferentes que intentan explicar la tasa de la lluvia meteórica sobre Marte, por lo que las fechas proporcionadas son aproximadas.

Esta imagen muestra un cráter de impacto doble en Siria Planum, y probablemente se formó cuando un asteroide par binario (dos asteroides que orbitan cerca unos de otros, al tiempo que están en la órbita del Sol ) golpeó la superficie.

Basándose en recientes observaciones realizadas con el Espectrómetro de Mapeo Mineralógico en Visible e Infrarojo (OMEGA), instalado a bordo del orbitador Mars Express, el investigador principal del espectrómetro OMEGA ha propuesto una escala de tiempo alternativa, que tiene en cuenta la correlación entre la mineralogía y la geología del planeta. Esta escala de tiempo alternativa divide la historia del planeta en tres periodos Filósico, Teícico y Siderícico.

Esta imagen muestra una fuerte depresión con capas de rocas en el sistema del cañón Valle Marineris. Esta formación, conocida como Ceti Mensa, está situada en el oeste de Candor Chasma en el norte del Valle.

Los canales que se aprecian en esta imagen forman parte de Hebrus Vallis. Vallis Hebrus es sólo uno de los muchos sistemas de canales en Utopía Planitia.

Durante los últimos años nuestra imagen del planeta Marte ha ido cambiando: varias sondas orbitales en torno a este mundo están dando su "visión particular" de la superficie marciana gracias a sus respectivos sistemas de imagen. Desde 1997, la Mars Global Surveyor; desde 2001, la Mars Odyssey, desde 2004 la Mars Express y en los próximos meses se iniciará la misión científica de la Mars Reconnaissance Orbiter. Actualmente se cuenta con un buen porcentaje de la superficie marciana cartografiado a una resolución superior a los 20 metros/pixel y los científicos cuentan con datos y herramientas útiles para entender la evolución geológica de Marte a todas las escalas -global, regional y local- y establecer hipótesis consistentes sobre la historia geológica del planeta, según publica Astroenlazador.

Un caso claro es la combinación de los nuevos datos de la Cámara de Alta Resolución Estereoscópica de la Mars Express con los datos de la cámara de la Mars Global Surveyor, que corresponde a una fusión de datos de alta resolución locales con información detallada regional, incluyendo tomas en color y datos altimétricos y estereoscópicos. Gracias a la combinación de esta información es posible llevar a cabo interpretaciones fotogeológicas de alta precisión.

El interés que esto conlleva para los planetólogos es llevar a cabo investigaciones combinadas de la actividad glaciar y fluvial en áreas volcánicas en el transcurso de la historia geológica marciana, con la finalidad de interpretar la secuencia de eventos ocurrida, sus causas y sus consecuencias. Existen datos claros y concluyentes de que el planeta Marte sufrió actividad volcánica, hidrotermal, fluvial y glacial hasta épocas recientes. Actualmente los científicos intentan demostrar que han existido periodos activos a través de toda la historia geológica marciana, si bien durante algunos intervalos temporales -como el actual- ésta disminuye y en otros alcanza picos de relativa importancia.

Las zonas en las que se ha producido actividad no se encuentran distribuidas a lo largo y ancho de todo el planeta, sino que abarcan regiones concretas, como los polos marcianos, la frontera entre las tierras altas y bajas y en particular las regiones de Tharsis y Elysium, así como otras zonas vecinas. Las misiones Viking mostraron que el vulcanismo se concentraba en estas dos últimas regiones nombradas, habiendo sido estudiadas las relaciones cronoestratigráficas por multitud de científicos.

Los nuevos datos obtenidos por la última generación de sondas orbitales -y apoyadas por los vehículos de aterrizaje- revelan que el vulcanismo marciano en las tierras altas cesó hace 3500 millones de años y que probablemente el escape de la atmósfera marciana hacia el espacio se produjo durante unos 100 millones de años después. El agua atmosférica residual acabaría depositándose sobre el terreno formando delgadas capas de material rico en hielo, al paso que se iniciaba una deriva hacia unas condiciones secas y frías, imperantes en la actualidad en el planeta Marte. Esta capa ha sido detectada incluso en zonas próximas al ecuador en la región del monte Olimpo, donde ha sobrevivido hasta la actualidad.

Esta capa de sedimento y hielo ha ido cubriéndose paulatinamente por otros depósitos de sedimentos o rocas, en buena parte de los casos por materiales volcánicos -tal como sucedió en la región de Tharsis- pero ha sido la protagonista fundaental de procesos posteriores de actividad hidrotermal causados por el calor interno del planeta y por episodios posteriores de actividad volcánica. Estos hechos no sólo se explican gracias a los datos obtenidos por los orbitadores de la NASA y la ESA, sino que tienen su apoyo en el análisis de meteoritos marcianos y análogos marcianos en nuestro propio planeta.

Un ejemplo concreto de este tipo de investigaciones se puede encontrar en la región de Kasei Valles. Los análisis estadísticos de la densidad de craterización indican claramente que se ha producido episodios de actividad geológica de tipo fluvial y glaciar. Parece ser que el vulcanismo ha jugado un papel importante en la fusión de la cobertera de hielo, provocando el transporte del agua a través de canales anchos y poco profundos y por medio de redes de drenaje dendríticas. Si bien los datos iniciales tomados hace pocos años hacían pensar en una edad relativamente más antigua, la información ahora más actualizada indica que la cronoestratigrafía de la zona no fue interpretada adecuadamente y que la región podría haber sufrido su pico de actividad hace 1400-1700 millones de años. Tras ello, el suministro de agua parece haber disminuido drásticamente, desapareciendo el glaciar que había permanecido activo entre 2600 y 1300 millones de años. Los picos de actividad posterior no parecen haber dado como consecuencia episodios similares.

Este ejemplo, uno entre los muchos que están siendo investigados y cuyos resultados se publican habitualmente en las publicaciones dedicadas a la geología planetaria u otras disciplinas, ilustra la idea que actualmente comienza a tener relevancia entre los científicos que estudian el planeta Marte: la visión de un Marte "húmedo y acogedor" para la vida que comenzó a ponerse de moda tras las misiones Viking podría tratarse más de una ficción que de la realidad. Incluso el hipotético océano situado en las tierras altas marcianas podría no haber llegado a existir nunca, pues además las pruebas que algunos científicos han aportado para explicar su presencia no son totalmente concluyentes.

Los datos cada vez más detallados de las sondas de exploración indican que, en efecto, ha habido episodios en los cuales el agua líquida ha fluido por la superficie marciana, pero no un periodo amplio de tiempo. Durante los eones de historia geológica marciana se han producido episodios de vulcanismo intermitentes, actividad que ha producido la removilización del agua helada depositada en el subsuelo o en la propia superficie y la formación de formas del terreno, como sistemas de canales, estructuras glaciales, etc. La información que se obtenga de las misiones en curso y futuras ampliarán sin duda este panorama científico, ofreciendo una visión más realista del Planeta Rojo.

Un ejemplo de los procesos que han sido identificados en base a los datos de los orbitadores marcianos y que recogen la actividad volcánica, glaciar y fluvial episódica se detallan a continuación, ordenados por edades:

· Hace 3500 millones de años, los procesos de vulcanismo en las tierras altas marcianas cesan. Finaliza con ello la formación de canales de flujo y se inicia la desaparición del hipotético océano marciano existente en estas regiones, si es que alguna vez lo hubo. Las estructuras asociadas a estos eventos se sitúan en Hadriaca Patera y los valles Kasei, Ares y Tiu, así como Iani Chaos.

· Entre 1700 y 1400 millones de años se produciría una fase de actividad volcánica, la cual daría como resultado la formación de lechos fluviales. Echus Chasma y Kasei Valles, además de la formación Medusae Fossae, muestran indicios de tal actividad.

· Entre 700 y 400 millones de años se produciría un nuevo episodio de actividad volcánica y acción fluvial, encontrándose estructuras en los valles Mangala, Ares y Tiu.

· Entre 200 y 150 millones de años tendrían lugar flujos de agua excepcionalmente importantes causados por la actividad volcánica en el escudo de Tharsis, así como el inicio de actividad glaciar. Los datos se han basado en registros sedimentarios del Monte Olimpo y otras zonas de Tharsis, así como el valle Kasei.

· Hace menos de 90 millones de años, otro episodio volcánico asociado a la fusión de hielo subterráneo generaría estructuras en Kasei Valles, Echus Chasma y la región Este del Monte Olimpo.

· Las estructuras volcánicas y glaciales más jóvenes tienen una edad inferior a los 10 millones de años, época en la que se sabe con bastante certeza que se produjeron fenómenos de flujo de agua líquida, que afectarían a la región de Hellas, Elysium y la frontera entre las tierras altas y bajas, así como el Monte Olimpo y la región de Tharsis.

La superficie de Marte conserva las huellas de grandes cataclismos que no tienen equivalente en la Tierra.

Una característica que domina parte del hemisferio norte, es la existencia de un enorme abultamiento que contiene el complejo volcánico de Tharsis. En él se encuentra Olympus Mons, el mayor volcán del Sistema Solar. Tiene una altura de 25 km (más de dos veces y media la altura del Everest sobre un globo mucho más pequeño que el de la Tierra) y su base tiene una anchura de 600 km. Las coladas de lava han creado un zócalo cuyo borde forma un acantilado de 6 km de altura. Hay que añadir la gran estructura colapsada de Alba Patera. Las áreas volcánicas ocupan el 10% de la superficie del planeta. Algunos cráteres muestran señales de reciente actividad y tienen lava petrificada en sus laderas. A pesar de estas evidencias, no fue hasta mayo de 2007 cuando el Spirit, descubrió, con un grado alto de certeza, el primer depósito volcánico signo de una antigua actividad volcánica en la zona denominada Home Plate, (una zona con lecho rocoso de unos dos metros de altura y fundamentalmente basáltica, que debió formarse debido a flujos de lava en contacto con el agua líquida), situada en la base interior del cráter Gusev. Una de las mejores pruebas es la que los investigadores llaman "bomb sag" (la marca de la bomba). Cuando se encuentran la lava y el agua, la explosión lanza trozos de roca por el aire. Uno de esos trozos que explotan en el aire vuelve a caer y se encaja en depósitos más blandos.

Cercano al Ecuador y con una longitud de 2.700 km, una anchura de hasta 500 km y una profundidad de entre 2 y 7 km, Valles Marineris es un cañón que deja pequeño al Cañón del Colorado. Se formó por el hundimiento del terreno a causa de la formación del abultamiento de Tharsis.

Hay una clara evidencia de erosión en varios lugares de Marte tanto por el viento como por el agua. Existen en la superficie largos valles sinuosos que recuerdan lechos de ríos (actualmente secos pues el agua líquida no puede existir en la superficie del planeta en las actuales condiciones atmosféricas). Esos inmensos valles pueden ser el resultado de fracturas a lo largo de las cuales han corrido raudales de lava y, más tarde, de agua.

La superficie del planeta conserva verdaderas redes hidrográficas, hoy secas, con sus valles sinuosos entallados por las aguas de los ríos, sus afluentes, sus brazos, separados por bancos de aluviones que han subsistido hasta nuestros días. Todos estos detalles de la superficie sugieren un pasado con otras condiciones ambientales en las que el agua causó estos lechos mediante inundaciones catastróficas. Algunos sugieren la existencia, en un pasado remoto, de lagos e incluso de un vasto océano en la región boreal del planeta. Todo parece indicar que fue hace unos 4.000 millones de años y por un breve período de tiempo, en la denominada era Noeica.

Al igual que la Luna y Mercurio, Marte no presenta tectónica de placas activa, como la Tierra. No hay evidencias de movimientos horizontales recientes en la superficie tales como las montañas por plegamiento tan comunes en la Tierra. No obstante la Mars Global Surveyor en órbita alrededor de Marte ha detectado en varias regiones del planeta extensos campos magnéticos de baja intensidad. Este hallazgo inesperado de un probable campo magnético global, activo en el pasado y hoy desaparecido, puede tener interesantes implicaciones para la estructura interior del planeta.

Recientemente, estudios realizados con ayuda de las sondas Mars Reconnaissance Orbiter y Mars Global Surveyor han mostrado que muy posiblemente el hemisferio norte de Marte es una enorme cuenca de impacto de forma elíptica conocida cómo Cuenca Borealis de 8500 kilómetros de diámetro que cubre un 40% de la superficie del planeta -la mayor del Sistema Solar, superando con mucho a la Cuenca Aitken de la Luna- que pudo haberse formado hace 3900 millones de años por el impacto de un objeto de 2000 kilómetros de diámetro. Posteriormente a la formación de dicha cuenca se formaron volcanes gigantes a lo largo de su borde, que han hecho difícil su identificación.

Las primeras observaciones, por supuesto, fueron hechas con telescopios desde la superficie terrestre. La historia de estas observaciones está marcada por las oposiciones de Marte, cuando el planeta está más cerca de la Tierra y por ello es más fácilmente visible, lo cual ocurre una vez cada dos años. Incluso más notables son las oposiciones perihélicas de Marte, que ocurren cada aproximadamente 16 años y se distinguen porque Marte se encuentra aún más cercano, próximo al perihelio.

En septiembre de 1877, (una oposición perihélica había ocurrido el 5 de septiembre), el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli publicó el primer mapa detallado de Marte. Estos mapas contenían características que él denominó canali ("canales"), que más tarde se demostró eran únicamente ilusiones ópticas. Se supuso que estos canali eran líneas largas y delgadas en la superficie de Marte, a las que él dio nombres de ríos famosos de la Tierra.

Siguiendo estas observaciones, se sostuvo durante largo tiempo la creencia de que Marte contenía vastos mares y vegetación. No fue hasta que naves espaciales visitaron el planeta durante el programa Mariner de la NASA en los años 60, que estos mitos fueron contestados. Algunos mapas de Marte fueron elaborados usando datos de estas misiones, pero no fue hasta la misión Mars Global Surveyor, lanzada en 1996 y concluida en 2006, cuando se obtuvieron completos y elaborados mapas.

En la topografía marciana existe una dicotomía destacada: en el norte abundan llanuras alisadas por coladas de lava, en contraste con los terrenos montañosos del sur, excavados y poblados de cráteres por viejos impactos. La superficie de Marte según vista desde la Tierra está, en consecuencia, dividida en dos tipos de áreas, con diferentes albedos. Las llanuras más pálidas cubiertas de polvo y arena rica en óxidos de hierro de tonos rojizos fueron antiguamente concebidas como 'continentes' marcianos, y así se les asignó nombres como Arabia Terra o Amazonis Planitia. Los terrenos más oscuros fueron entonces concebidos como mares, y se les asignó nombres como Mare Erythraeum, Mare Sirenum y Aurorae Sinus. El terreno oscuro más grande visto desde la tierra es Syrtis Major.

El volcán en escudo Monte Olimpo es, con sus 26 km de altura, la montaña conocida más alta del Sistema Solar. El volcán se encuentra en un vasto territorio montañoso conocido como Tharsis, que contiene otros grandes volcanes. La región de Tharsis contiene asimismo el sistema de cañones más grande del Sistema Solar, el Valles Marineris, que mide unos 4.000 km de largo y alcanza 7 km de profundidad. Marte es un planeta asimismo marcado por un gran número de cráteres de impacto. El más grande de ellos es Hellas Planitia, cubierto por arena de tonos rojizos claros.

Marte presenta dos capas polares de hielo permanente: una al norte, localizada en el Planum Boreum, y otra al sur, en el Planum Australe.

La diferencia entre los puntos más alto y más profundo de Marte es de alrededor de 31 km (desde la cima del Monte Olimpo a una altitud de 26 km, hasta el fondo del cráter de Hellas Planitia a una profundidad de 4 km por debajo del datum). En comparación, la diferencia entre los puntos más alto (Monte Everest) y más profundo (Fosa de las Marianas) de la Tierra es de sólo 19,7 km. Combinados con la diferencia en los radios de ambos planetas, estos datos significan que Marte es cerca de tres veces más áspero que la Tierra.

Puesto que Marte carece de océanos, y por ello no tiene 'nivel del mar', es conveniente definir un nivel arbitrario de elevación cero o "datum" para cartografiar la superficie. El datum se define para Marte en términos de la altura a la que el aire tiene una presión particular, a una temperatura cercana al punto de fusión del agua: una presión de 610,5 Pa (6,105 mbar), aproximadamente el 0,6% de la presión terrestre, a la temperatura de 273.16 K. Esta presión y temperatura corresponden con el punto triple del agua. Las condiciones en Marte son tan diferentes de las de la Tierra, que las altitudes de Marte no deberían ser directamente comparadas con las de la Tierra para propósitos como encontrar vida, potenciales regiones aptas para establecer colonias, etc..

El ecuador marciano está definido por su rotación, pero la localización de su meridiano cero (el equivalente marciano del meridiano de Greenwich) fue especificada, como en el caso de la Tierra, por la elección de un punto arbitrario que fue aceptado por observadores posteriores. Los astrónomos alemanes Wilhelm Beer y Johann Heinrich Mädler escogieron un pequeño accidente circular como punto de referencia cuando produjeron el primer mapa sistemático de Marte entre los años 1830-32. En 1877, su elección fue adoptada como el meridiano cero por el astrónomo Giovanni Schiaparelli cuando comenzó a trabajar en su notable mapa de Marte. Después de que la misión Mariner 9 proveyera de una significante cantidad de imágenes y datos de la superficie de Marte en 1972, un pequeño cráter (posteriormente llamado Airy-0), localizado en el Sinus Meridiani a lo largo de la línea de Beer y Mädler, fue elegido por Merton Davies de la RAND Corporation como una definición más precisa de la longitud 0.0°, cuando estableció una red de control planetográfica.

Tres imágenes de Airy-0 tomadas por las misiones Mariner 9 (A), Viking 1 (B) y Mars Global Surveyor (C). Airy-0 es el cráter más grande, visible en la mitad superior de cada imagen.

El Working Group for Planetary System Nomenclature, de la Unión Astronómica Internacional es el órgano responsable de los nombres asignados a los accidentes geográficos marcianos.

Aunque más recordados por hacer mapas de la Luna desde 1830, Johann Heinrich Mädler y Wilhelm Beer fueron los primeros "areágrafos". Empezaron por establecer que muchos de los elementos que veían eran permanentes, determinando así el período de rotación del planeta. En 1840, Mädler combinó diez años de observaciones para crear el primer mapa de Marte. En lugar de otorgar nombres a lo que veían, Beer y Mädler simplemente les asignaron letras. De esta forma, Sinus Meridiani pasó a ser "a".

En las dos siguientes décadas, conforme los instrumentos mejoraban y el número de observadores aumentaba, algunos de estos elementos adquirieron varios nombres populares. Por dar algunos ejemplos, Solis Lacus se conoció como "Oculus" (el ojo), y Syrtis Major fue conocido como "Mar del reloj de arena" y el "Escorpión". En 1858, se estableció el "Canal Atlántico" por el astrónomo jesuita Angelo Secchi. Secchi comentó que parecía cumplir el mismo papel que el Atlántico, separando el Nuevo del Viejo continente. Ésta fue la primera vez que se usó el término canal fue usado sobre Marte.

En 1867, Richard Anthony Proctor dibujó su propio mapa de Marte, basándose, a veces de manera vaga, en los tempranos dibujos del reverendo William Rutter Dawes, hechos en 1865, los mejores disponibles en el momento. Proctor explicó su sistema de nomenclatura diciendo: "He aplicado a los diversos elementos los nombres de aquellos observadores que han estudiado las peculiaridades físicas de Marte." Aquí están algunos de sus nombres, junto a los que propuso Schiaparelli:

La nomenclatura de Proctor ha sido criticada a menudo principalmente por haber honrado principalmente a astrónomos ingleses, pero también porque algunos aparecía más de una vez. Particularmente, Dawes aparecía seis veces: en un océano, un continente, un mar, un estrecho, una isla, y una bahía. En cualquier caso, los nombres de Proctor no carecían de encanto, y fueron la base para muchos otros nombres dados con posterioridad a los elementos visibles de Marte.

En la actualidad, los nombres en Marte derivan de muchas fuentes. Muchas de las características del albedo mantienen sus nombres antiguos, pero a menudo han sido modificadas para reflejar los nuevos conocimientos de que se dispone. Por ejemplo, Nix Olympica (las nieves del Olimpo) pasaron a ser el Olympus Mons (Monte Olimpo).

Los cráteres grandes de Marte se nombran a partir de científicos y de escritores de ciencia ficción; los más pequeños llevan nombres de ciudades de la Tierra.

Algunos de estos elementos estudiados por el Mars Exploration Rover reciben nombres o apodos temporales. Sin embargo, algunos de estos objetos más notables como las Columbia Hills recibieron nombre en recuerdo de los siete astronautas que perecieron en la destrucción del Transbordador espacial Columbia, en la esperanza de que estos nombres sean hechos permanentes por Unión Astronómica Internacional.

La atmósfera de Marte es muy tenue con una presión superficial de sólo 7 a 9 hPa frente a los 1033 hPa de la atmósfera terrestre. Esto representa una centésima parte de la terrestre. La presión atmosférica varía considerablemente con la altitud, desde casi 9 hPa en las depresiones más profundas, hasta 1 hPa en la cima del Monte Olimpo. Su composición es fundamentalmente: dióxido de carbono (95,3%) con un 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón y trazas de oxígeno molecular (0,15%) monóxido de carbono (0,07%) y vapor de agua (0,03%). La proporción de otros elementos es ínfima y escapa su dosificación a la sensibilidad de los instrumentos hasta ahora empleados. El contenido de ozono es 1000 veces menor que en la Tierra, por lo que esta capa, que se encuentra a 40 km de altura, es incapaz de bloquear la radiación ultravioleta.

Acción del viento solar sobre la atmósfera marciana. Por este mecanismo erosivo, Marte pierde cerca de 100 toneladas al día de material de la atmósfera.

La atmósfera es lo bastante densa como para albergar vientos muy fuertes y grandes tormentas de polvo que, en ocasiones, pueden abarcar el planeta entero durante meses. Este viento es el responsable de la existencia de dunas de arena en los desiertos marcianos. La nubes pueden presentarse en tres colores: blancas, amarillas y azules. Las nubes blancas son de vapor de agua condensada o de dióxido de carbono en latitudes polares. Las amarillas, de naturaleza pilosa, son el resultado de las tormentas de polvo y están compuestas por partículas de tamaño en torno a 1 micra. La bóveda celeste marciana es de un suave color rosa salmón debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo muy finos, procedentes del suelo ferruginoso.

En invierno, en las latitudes medias, el vapor de agua se condensa en la atmósfera y forma nubes ligeras de finísimos cristales de hielo. En las latitudes extremas, la condensación del anhídrido carbónico forma otras nubes que constan de cristales de nieve carbónica.

La débil atmósfera marciana produce un efecto invernadero que aumenta la temperatura superficial unos 5 grados; mucho menos que lo observado en Venus y en la Tierra.

La atmósfera marciana ha sufrido un proceso de evolución considerable por lo que es una atmósfera de segunda generación. La atmósfera primigenia, formada poco después que el planeta, ha dado paso a otra, cuyos elementos provienen de la actividad geológica del planeta. Así, el vulcanismo vierte a la atmósfera determinados gases, entre los cuales predominan el gas carbónico y el vapor de agua. El primero queda en la atmósfera, en tanto que el segundo tiende a congelarse en el suelo frío. El nitrógeno y el oxígeno no son producidos en Marte más que en ínfimas proporciones. Por el contrario, el argón es relativamente abundante en la atmósfera marciana. Esto no es de extrañar: los elementos ligeros de la atmósfera (hidrógeno, helio, etc.) son los que más fácilmente se escapan en el espacio interplanetario dado que sus átomos y moléculas alcanzan la velocidad de escape; los gases más pesados acaban por combinarse con los elementos del suelo; el argón, aunque ligero, es lo bastante pesado como para que su escape hidrodinámico hacia el espacio interplanetario sea difícil y, por otra parte, al ser un gas neutro o inerte, no se combina con los otros elementos por lo que va acumulándose con el tiempo.

En los inicios de su historia, Marte pudo haber sido muy parecido a la Tierra. Al igual que en nuestro planeta la mayoría de su dióxido de carbono se utilizó para formar carbonatos en las rocas. Pero al carecer de una tectónica de placas es incapaz de reciclar hacia la atmósfera nada de este dióxido de carbono y así no puede mantener un efecto invernadero significativo.

No hay cinturón de radiación, aunque sí hay una débil ionosfera que tiene su máxima densidad electrónica a 130 km de altura.

Aunque no hay evidencia de actividad volcánica actual, recientemente la nave europea Mars Express y medidas terrestres obtenidas por el telescopio Keck desde la Tierra han encontrado trazas de gas metano en una proporción de 10 partes por 1000 millones. Este gas sólo puede tener un origen volcánico o biológico. El metano no puede permanecer mucho tiempo en la atmósfera; se estima en 400 años el tiempo en desaparecer de la atmósfera de Marte, ello implica que hay una fuente activa que lo produce. La pequeña proporción de metano detectada, muy poco por encima del límite de sensibilidad instrumental, impide por el momento dar una explicación clara de su origen, ya sea volcánico y/o biológico. La misión del Mars Science Laboratory incluirá equipo para comparar las proporciones de los isótopos C-12, C-13, y C-14 presentes en dióxido de carbono y en metano, para así determinar el origen del metano.

Ionograma de la ionosfera marciana realizado por el radar MARSIS de la Mars Express.

La ionosfera marciana es una capa de la atmósfera de Marte cuyos gases se encuentran ionizados debido a la radiación solar. Sus características y capas son diferentes a los de la ionosfera terrestre, mucho más estudiada.

Gran parte de las características que conocemos de la ionosfera marciana provienen de los obtenidos por la sonda Mars Express, que alcanzó Marte a finales de 2003 y de su radar MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding), que comenzó a operar en 2005.

Hay varias capas en la ionosfera marciana que, al igual que en el caso terrestre, varían con los ciclos día-noche, las estaciones del año y las interacciones con el débil campo magnético marciano.

Las distintas capas vienen definidas por la diferente altura a la que se reflejan las ondas de distinta frecuencia. Las dos principales se encuentran situadas a unos 110 y 135 km de altura. Existe además una tercera capa volátil aún más cercana a la superficie (entre 65 y 110 km de altitud). Su existencia se ha explicado extrapolando lo ocurrido en el caso terrestre, donde esta capa (permanente en la Tierra), denominada meteórica es debida al intercambio de cargas entre la atmósfera y los meteoros entrantes.

El punto de ebullición depende de la presión y si ésta es excesivamente baja, el agua no puede existir en estado líquido. Eso es lo que ocurre en Marte: si ese planeta tuvo abundantes cursos de agua fue porque contaba también con una atmósfera mucho más densa que proporcionaba también temperaturas más elevadas. Al disiparse la mayor parte de esa atmósfera en el espacio, y disminuir así la presión y bajar la temperatura, el agua desapareció de la superficie de Marte. Ahora bien, subsiste en la atmósfera, en estado de vapor, aunque en escasas proporciones, así como en los casquetes polares, constituidos por grandes masas de hielos perpetuos.

Primavera en Marte: las imágenes del casquete polar norte (izquierda) se tomaron con el Telescopio Espacial Hubble, mientras que los mapas de la derecha se crearon a partir de datos de espectroscopía de neutrones tomados por la sonda Mars Odyssey, Los mapas e imágenes muestran la recesión del casquete polar estacional desde comienzos hasta finales de la primavera. Los mapas revelan el espesor de la capa de hielo de dióxido de carbono (hielo seco), que desciende a medida de que el hemisferio norte se va exponiendo a la luz durante la primavera y verano. Las imágenes y mapas se extienden desde el polo hasta 50º de latitud norte.

Todo permite suponer que entre los granos del suelo existe agua congelada, fenómeno que, por lo demás, es común en las regiones muy frías de la Tierra. En torno de ciertos cráteres marcianos se observan unas formaciones en forma de lóbulos cuya formación solamente puede ser explicada admitiendo que el suelo de Marte está congelado. También se dispone de fotografías de otro tipo de accidente del relieve perfectamente explicado por la existencia de un gelisuelo. Se trata de un hundimiento del suelo de cuya depresión parte un cauce seco con la huella de sus brazos separados por bancos de aluviones.

Se encuentra también en paredes de cráteres o en valles profundos donde no incide nunca la luz solar, accidentes que parecen barrancos formados por torrentes de agua y los depósitos de tierra y rocas transportados por ellos. Sólo aparecen en latitudes altas del hemisferio Sur.

Nuevo mapa sobre los valles de Marte respalda la teoría de que un océano cubría todo el hemisferio norte del planeta y muestra un mayor parecido entre los sistemas montañosos de Marte y de la Tierra de lo que se pensaba ahora, según un estudio de la Universidad de Illinois del Norte y el Instituto Lunar y Planetario de Houston.

La comparación con la geología terrestre sugiere que se trata de los restos de un suministro superficial de agua similar a un acuífero. De hecho, la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha detectado grandes glaciares enterrados con extensiones de docenas de kilómetros y profundidades del orden de 1 kilómetro, los cuales se extienden desde los acantilados y las laderas de las montañas y que se hallan a latitudes más bajas de lo esperado. Ésa misma sonda también ha descubierto que el hemisferio norte de Marte tiene un mayor volumen de agua helada.

Otra prueba a favor de la existencia de grandes cantidades de agua en el pasado marciano, en la forma de océanos que cubrían una tercera parte del planeta ha sido dada por el espectrómetro de rayos gamma de la sonda Mars Odyssey, el cual ha delimitado lo que parece ser las líneas de costa de dos antiguos oceános.

Lo que se ve en la foto no son exactamente océanos de agua. Mejor dicho, son colinas que a través de los años (y sin saber exactamente como) se fueron erosionando y tomando forma de capas. La región oscura no es precisamente un océano de agua, sino un océano de arena oscura.

También subsiste agua marciana en la atmósfera del planeta, aunque en proporción tan ínfima (0,01%) que, de condensarse totalmente sobre la superficie de Marte, formaría sobre ella una película líquida cuyo espesor sería aproximadamente de la centésima parte de un milímetro. A pesar de su escasez, ese vapor de agua participa de un ciclo anual. En Marte, la presión atmosférica es tan baja que el vapor de agua se solidifica en el suelo, en forma de hielo, a la temperatura de –80ºC. Cuando la temperatura se eleva de nuevo por encima de ese límite el hielo se sublima, convirtiéndose en vapor sin pasar por el estado líquido.

El análisis de algunas imágenes muestra lo que parecen ser gotas de agua líquida que salpicaron las patas de la sonda Phoenix tras su aterrizaje.

La superficie del planeta presenta diversos tipos de formaciones permanentes, entre las cuales las más fáciles de observar son dos grandes manchas blancas situadas en las regiones polares, una especie de casquetes polares del planeta. Cuando llega la estación fría, el depósito de hielo perpetuo empieza por cubrirse con una capa de escarcha debida a la condensación del vapor de agua atmosférico. Luego, al seguir bajando la temperatura desaparece el agua congelada bajo un manto de nieve carbónica que extiende al casquete polar hasta rebasar a veces el paralelo de los 60º. Ello es así porque se congela parte de la atmósfera de CO₂. Recíprocamente en el hemisferio opuesto, la primavera hace que la temperatura suba por encima de –120ºC, lo cual provoca la sublimación de la nieve carbónica y el retroceso del casquete polar; luego, cuando el termómetro se eleva a más de – 80ºC, se sublima, a su vez, la escarcha; sólo subsisten entonces los hielos permanentes, pero ya el frío vuelve y éstos no sufrirán una ablación importante.

Las imágenes tomadas por MRO muestran muchos barrancos en Marte que incluyen canales trenzados, terrazas y otras características que son similares a las características excavadas por el agua en la Tierra.

La masa de hielo perpetuo tiene un tamaño de unos 100 km de diámetro y unos 10 m de espesor. Así pues los casquetes polares están formados por una capa muy delgada de hielo de CO₂ ("hielo seco") y quizá debajo del casquete Sur haya hielo de agua. En cien años de observación el casquete polar Sur ha desaparecido dos veces por completo, mientras el Norte no lo ha hecho nunca.

Los casquetes polares muestran una estructura estratificada con capas alternantes de hielo y distintas cantidades de polvo oscuro.

La masa total de hielo del casquete polar Norte equivale a la mitad del hielo que existe en Groenlandia. Además el hielo del polo Norte de Marte se asienta sobre una gran depresión del terreno estando cubierto por "hielo seco".

El 19 de junio de 2008 la NASA afirmó que la sonda Phoenix debió haber encontrado hielo al realizar una excavación cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material sublimaron después de ser descubiertos el 15 de junio por un brazo de robot.

Animación de una zanja excavada el día 15 de junio de 2008 por la sonda Phoenix cerca del Polo Norte de Marte. Unos trozos de material subliman en la esquina inferior izquierda.

El 31 de julio de 2008 la NASA confirma que una de las muestras de suelo marciano introducidas en uno de los hornos del TEGA (Thermal and Evolved-Gas Analyzer), un instrumento que forma parte de la sonda, contenía hielo de agua.

El material brillante visible en esta imagen de Marte, apareció debajo de la superficie por el impacto de un meteorito en 2008 y que abrió un cráter de unos 8 metros diámetro. La extensión de esta gran mancha brillante, era lo suficientemente grande para el espectrómetro de imágenes abordo de la Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, y después de obtener la información, ha confirmado que el material es hielo de agua.

Durante 1998-1999, el sistema orbital Mars Global Surveyor de la NASA detectó manchas oscuras en las dunas de la capa de hielo del polo sur, entre las latitudes 60°- 80°. La peculiaridad de estas manchas, es que el 70% de ellas recurre anualmente en el mismo lugar del año anterior. Las manchas de las dunas aparecen al principio de cada primavera y desaparecen al principio de cada invierno, por lo que un equipo de científicos de Budapest, ha propuesto que estas manchas podrían ser de origen biológico y de carácter extremófilo.

Por su parte, la NASA ha concluido que las manchas son producto de erupciones frías de géiseres, los cuales son alimentados no por energía geotérmica sino por energía solar. Científicos de la NASA explican que la luz del sol calienta el interior del hielo polar y lo sublima a una profundidad máxima de 1 metro, creando una red de túneles horizontales con gas de dióxido de carbono (CO₂) bajo presión. Eventualmente, el gas escapa por una fisura y acarrea consigo partículas de arena basáltica a la superficie.

Imagen de Marte en la que se aprecian algunas zonas cubiertas por la niebla (nubes de agua)
Algunos grandes volcanes están rodeados o cubiertos por esta niebla. En la parte inferior de la fotografía se puede observar una zona escarpada, y justo debajo se puede ver una gran tormenta de arena.

El clima de Marte es más extremo que el que podemos encontrar en la Tierra, pues es mucho más frío y con una variabilidad de temperaturas muy grande. Además, tormentas de polvo a escala planetaria originadas por fuertes vientos lo azotan frecuentemente.

Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales.

La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las máximas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80 °C. Ahí ocurre el fenómeno que a la máxima diurna, en el lado solano de un peñasco se registre 20 °C; pero en su sombra, la temperatura fácilmente llegue a los -50 °C.

En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -143 °C.

Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente, aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta y en el hemisferio Sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 km/h. Así como en la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte, dada la ínfima densidad del aire, sólo un vendaval de unos 200 km/h puede producir el mismo efecto. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita, la temperatura se eleva en el hemisferio Sur por ser finales de primavera y por el mayor acercamiento al Sol, lo que causa que el suelo pierda su humedad. En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, al ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no sólo todo un hemisferio sino incluso casi la totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera provoca una neblina amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta. Al interferir la entrada de energía solar, las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las temperaturas mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente. Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (Mars 2, Mars 3 soviéticas y dos Mariner estadounidense). Esas tormentas de polvo explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.

Esta imagen que muestra el planeta rojo antes y después de una tormenta, la mayor tormenta vista en Marte en las últimas décadas.

El planeta Marte experimenta diferentes estaciones marcianas durante todo el año equivalentes a las del planeta Tierra. Este fenómeno se debe, al igual que en la Tierra, a la inclinación del ecuador marciano respecto al plano de su órbita, que forman un ángulo de 25,19°.

Debido a que la órbita de Marte es mucho más excéntrica que la de la Tierra, las estaciones de Marte tienen una duración diferente en los hemisferios norte y sur. En el hemisferio norte las estaciones cálidas son 51 días marcianos más largas, por lo que disfruta de un clima más caluroso.

Para determinar las estaciones se utilizan el plano ecuatorial de Marte y el plano de la órbita, ambos planos se cortan señalando una dirección que se llama punto Aries (Vernal) en la Tierra o punto Vernal de Marte cuando la órbita corta ascendentemente el ecuador del planeta. Ambos puntos se toman como origen de las longitudes solares (LS) (aerocéntricas, en honor al dios Ares).

Las medidas sobre la órbita o de las Ascensiones Rectas As se toman como referencia medidas sobre el Ecuador.

La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90º solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur.

Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones. La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre.

Las diferencias en la duración de las estaciones marcianas es mucho más acusada que en la Tierra, debido a la mayor excentricidad de la órbita marciana. En la Tierra esta diferencia es de 4,5 días, mientras que en Marte llega hasta los 51 soles.

Estación		Duración		Estaciones terrestres
hemisferio boreal	hemisferio austral	Soles marcianos	Días marcianos	Días terrestres
primavera	otoño	194	199	92,9
verano	invierno	178	183	93,6
otoño	primavera	143	147	89,7
invierno	verano	154	158	89,1

Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños e inviernos cortos (143 y 154 días respectivamente) y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera y el verano son largos (194 y 178 días respectivamente), pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur.

Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.

En 2.940 años terrestres, el perihelio se alineará al solsticio de invierno. Carl Sagan propuso en 1971, para conciliar la evidente erosión hídrica con la actual escasez de vapor de agua, la teoría del "largo invierno”. Con la alineación del perihelio al solsticio de invierno, tendremos para el hemisferio Norte, cortos inviernos y muy benignos (por su proximidad al perihelio) y largos veranos. Al revés en el hemisferio Sur. Ello provocaría que el extenso y grueso casquete polar Norte, sea transferido a través de la atmósfera, al casquete polar Sur. En la operación, la mayor parte de los hielos de agua y CO₂ se encontrarían en forma de vapor en la atmósfera, produciendo un efecto invernadero. Se elevaría la temperatura superficial, aumentaría la presión y durante unos pocos miles de años se interrumpiría el "largo invierno" para dar lugar a una "corta primavera". Al cabo de 27.850 años la situación se invertiría.

Observaciones recientes de la superficie marciana, han mostrado que su clima podría ser mucho más dinámico de lo que se había esperado, con una importante disminución reciente del casquete sur, observado entre 2003 y 2007, que indicaría un calentamiento continuado del clima marciano durante los últimos años. Este efecto se retroalimenta ya que el casquete polar sur de Marte está formado mayoritariamente por dióxido de carbono (CO₂), de modo que su evaporación aumenta el débil efecto invernadero de la atmósfera marciana y contribuye a incrementar aún más las temperaturas. En un estudio publicado en la revista Nature en 2007de la radiación reflejada por la superficie de Marte, se indica que entre las décadas de 1970 y 1990 la temperatura media del planeta habría aumentado 0,65 °C. El equipo de Lori Fenton comparó mapas termales obtenidos por la misión Viking de la NASA en los años 70 con mapas obtenidos dos décadas después por la Global Surveyor. Vieron que grandes zonas de la superficie se han oscurecido o iluminado en las últimas tres décadas. Esto parece deberse a un cambio del albedo de la superficie causado por los vientos.

Las variaciones de dióxido de carbono en la atmósfera marciana conforme a su condensación y evaporación en los polos, originan cambios en la presión atmosférica superficial en cada estación, siendo las presiones menores en invierno y mayores en el verano del hemisferio sur.

Desde 1964, se comenzó a estudiar directamente la historia geofísica de Marte mediante la sonda Mariner 4. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie. Al calcular la cantidad de agua que había excavado los canales gigantes, los geólogos de la NASA concluyeron que Marte tuvo ríos que empequeñecían a los mayores terrestres. Como unos caudales tan enormes eran imposibles de mantener, se supuso que las riadas habían sido cortas y catastróficas, causadas por acontecimientos excepcionales como erupciones volcánicas o impactos de meteoritos. La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al Mar Mediterráneo. El deuterio es un isótopo pesado del hidrógeno, y las moléculas de agua están formadas en una pequeña proporción por deuterio y oxígeno. Su mayor masa le hace más resistente a la evaporación, y por ello se concentra en los residuos líquidos. Al analizar la escasísima agua de la atmósfera marciana, se encontró que el deuterio era cinco veces más abundante que en la Tierra. Esta anomalía, también registrada en Venus), se interpreta como que los dos planetas tenían mucha agua en el pasado pero que acabaron perdiéndola. Hay dos formas de perder agua: los rayos ultravioleta provenientes de la radiación solar rompen las moléculas de agua, y el hidrógeno se escapa por la parte alta de la atmósfera y más aún en el caso de Marte un planeta de pequeña masa y baja gravedad. La segunda consiste en que el agua se filtraría por el suelo marciano permaneciendo en el subsuelo, retenido por alguna capa impermeable o formando suelo helado o permafrost, por la baja temperatura reinante en el planeta. Obviamente la primera forma es una pérdida definitiva mientras la segunda no y agua puede detectarse mediante el radar Marsis a bordo de la nave europea Mars Express.

Los recientes descubrimientos del robot de la NASA, Opportunity, en Meridiani Planum avalan la hipótesis de un pasado húmedo.

En un planeta desecado deberían abundar los minerales que son inestables en presencia de agua como el olivino que se altera con gran facilidad en presencia de agua, por lo que haberlo encontrado, brinda soporte adicional a un pasado húmedo en Marte.

Se han encontrado arcillas, pero en cantidades limitadas, lo que es compatible con el flujo de agua reducido en terrenos muy antiguos. Ello supone que la era de los filosilicatos cuando Marte era un planeta húmedo y en un ambiente alcalino terminó hace 3500 millones de años. La abundancia del mineral olivino (típico de los basaltos) ha sido tomada como prueba de que el actual clima seco y helado ha prevalecido desde entonces.

La falta de evidencia, hasta el momento, carbonatos en Marte, revela que el dióxido de carbono atmosférico no fue tan abundante para sostener la presencia de agua líquida, ya que el gas debería haber formado otros minerales como el carbonato, además de las arcillas. Estos hallazgos son sorprendentes y para explicar esto es posible que si el dióxido de carbono atmosférico fue abundante como para formar carbonatos, los mismos carbonatos fuesen destruidos por el ambiente ácido del propio planeta. También es posible que el dióxido de carbono nunca existiera en abundancia en la atmósfera temprana de Marte y otro gas de invernadero sería el causante de la formación de agua. Entre éstos podría citarse al dióxido de azufre o al metano que no reaccionan con los minerales. Una tercera posibilidad es que un factor aún desconocido, ayudó a mantener la suficiente presión y temperatura atmosférica para la formación de arcillas.

Así pues tendríamos en Marte tres eras. Durante los primeros 1000 millones de años, un Marte calentado por una atmósfera que contenía gases de efecto invernadero suficientes para que el agua fluyese por la superficie y se formaran arcillas, la era Noeica que sería el anciano reducto de un Marte húmedo y capaz de albergar vida. La segunda era duró de los 3800 a los 3500 millones de años y en ella ocurrió el cambio climático, y la era más reciente y larga que dura casi toda la historia del planeta y que se extiende de los 3500 millones de años a la actualidad con un Marte tal como lo conocemos en la actualidad frío y seco.

Recientemente se ha puesto en duda el mecanismo de formación de los barrancos marcianos y que la mayoría de los científicos achacaron a corrientes de agua en el pasado geológico reciente de Marte. Un mecanismo alternativo es que se trata de formaciones secas causadas por el viento y no por agua. En la superficie lunar donde no hay agua hay barrancos lunares muy similares a los encontrados en Marte. La hipótesis del derrumbamiento seco, en la formación de los barrancos marcianos, tiene su mejor ejemplo en el cráter Dawes de 17 km, en la Luna, barrancos similares a los marcianos en estructura y tamaño. En abril de 2005 la Mars Global Surveyor, que lleva nueve años en órbita alrededor de Marte, detectó la formación de barrancos en dunas marcianas, barrancos que no estaban ahí en julio de 2002. El mecanismo de su formación, que excluye el agua, se debe a que el dióxido de carbono congelado atrapado en los granos de arena durante el invierno, se evapora durante la primavera liberando el gas y causando el derrumbe de la arena.

En resumen, el paradigma de un Marte húmedo que explicaría los accidentes orográficos de Marte está dejando paso al paradigma de un Marte seco y frío donde el agua ha tenido una importancia mucho más limitada.