Marte, el cuarto planeta en distancia al Sol, representa uno de los objetos de estudio más significativos en la astrofísica y la planetología comparada. Su composición geoquímica, estructura interna, actividad atmosférica y posibles procesos hidrogeológicos han sido objeto de un análisis exhaustivo a través de misiones orbitales y exploradores superficiales.
La hipótesis de la existencia pasada de un entorno habitable ha orientado la investigación reciente hacia la detección de biomarcadores y reservas de agua subsuperficial. Marte ofrece, además, un laboratorio natural para el estudio de la evolución planetaria y la influencia de procesos geodinámicos en cuerpos terrestres desprovistos de tectónica de placas activa.
Estratigrafía Interna y Composición Geodinámica
La estructura interna marciana está constituida por un núcleo predominantemente ferroso, un manto silicatado y una corteza con una heterogeneidad marcada entre hemisferios. Datos sísmicos obtenidos por la sonda InSight confirman que el núcleo, con un radio de aproximadamente 1,830 km y una densidad media de 6.0 g/cm³, permanece en estado líquido debido a la presencia de elementos livianos como azufre y oxígeno (Stähler et al., 2021). El manto, con un espesor estimado de 1,550 km, exhibe un grado de convección limitado, lo que sugiere una rápida desgasificación térmica en las primeras etapas evolutivas del planeta. La corteza presenta un espesor variable entre 24 y 72 km, con una distribución asimétrica que refleja un pasado de actividad magmática y procesos diferenciados de acreción (Plesa et al., 2018).
Estudios espectrométricos y de teledetección han revelado la presencia de minerales hidratados en la corteza marciana, lo que sugiere interacciones prolongadas con el agua en su historia geológica. Adicionalmente, la detección de anomalías gravimétricas indica que la diferenciación del interior de Marte pudo haber sido influenciada por eventos de acreción desigual o impactos de gran escala.
Circulación Atmosférica y Fenómenos Climatológicos
La atmósfera de Marte es sumamente tenue, con una presión superficial inferior a 6 mbar, dominada por CO₂ (95.3%), nitrógeno molecular (2.7%) y argón (1.6%) (Mahaffy et al., 2013). La escasa densidad atmosférica y la baja capacidad de retención térmica favorecen gradientes térmicos extremos, oscilando entre -125 °C en latitudes polares durante el invierno y 20 °C en el ecuador diurno. La dinámica atmosférica estacional se caracteriza por la formación de tormentas de polvo globales, las cuales inducen cambios significativos en la temperatura y en la cantidad de radiación incidente en la superficie.
Las observaciones espectroscópicas han evidenciado la presencia de procesos de fotoquímica activa en la atmósfera, así como un ciclo de intercambio entre la superficie y la atmósfera que modula la concentración de gases traza como el metano. Estas observaciones son de especial interés para la exobiología, ya que podrían estar vinculadas a procesos geoquímicos subsuperficiales o actividad biológica residual.
Morfología Superficial y Registros Geológicos
El vulcanismo marciano ha generado estructuras monumentales como el Olympus Mons, con una altitud de 22 km y un diámetro de 600 km, lo que lo convierte en el mayor volcán del Sistema Solar. La provincia de Tharsis presenta indicios de actividad magmática sostenida en el pasado geológico, aunque sin registros recientes de erupciones. Por otro lado, Valles Marineris, con una longitud de 4,000 km y profundidades de hasta 7 km, se ha interpretado como el resultado de procesos tectónicos extensivos y subsidencia litosférica (Andrews-Hanna, 2012).
Investigaciones importantes
El programa de exploración marciana ha identificado evidencias inequívocas de sistemas fluviales pretéritos y posibles reservorios de agua subsuperficial. Perseverance ha detectado la presencia de carbonatos en el cráter Jezero, lo que indica interacciones hidrotermales pasadas y condiciones propicias para la preservación de compuestos orgánicos (Farley et al., 2022). Curiosity ha registrado variaciones estacionales en las concentraciones de metano, lo que podría estar vinculado a procesos geobiogénicos (Webster et al., 2018). Finalmente, estudios radar realizados por Mars Express han revelado la posible existencia de lagos subglaciales en la región polar sur (Orosei et al., 2018).
Fuentes Consultadas
- Andrews-Hanna, J. C. (2012). The formation of Valles Marineris: 3. Trough formation through superisostasy, stress, sedimentation, and subsidence. Journal of Geophysical Research: Planets, 117(E6). https://doi.org/10.1029/2012JE004059
- Mahaffy, P. R., Webster, C. R., Atreya, S. K., et al. (2013). Abundance and isotopic composition of gases in the Martian atmosphere from the Curiosity rover. Science, 341(6143), 263-266. https://doi.org/10.1126/science.1237966
- Orosei, R., Lauro, S. E., Pettinelli, E., et al. (2018). Radar evidence of subglacial liquid water on Mars. Science, 361(6401), 490-493. https://doi.org/10.1126/science.aar7268
- Stähler, S. C., Plesa, A.-C., Samuel, H., et al. (2021). Seismic detection of the Martian core. Science, 373(6553), 443-448. https://doi.org/10.1126/science.abi7730
- Webster, C. R., Mahaffy, P. R., Atreya, S. K., et al. (2018). Background levels of methane in Mars’ atmosphere show strong seasonal variations. Science, 360(6393), 1093-1096. https://doi.org/10.1126/science.aaq0131