Marte

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol y el segundo más pequeño después de Mercurio. Es un planeta rocoso, similar a la Tierra en muchos aspectos, pero con características que lo hacen único y fascinante para la investigación científica y la exploración espacial.

Considerado el planeta más parecido a la Tierra dentro de nuestro sistema solar, Marte tiene una superficie rocosa, con valles, montañas y casquetes polares de hielo. Su atmósfera es delgada y está compuesta principalmente de dióxido de carbono (CO₂), con trazas de nitrógeno y argón. Las temperaturas en Marte son extremadamente frías, oscilando entre -140°C en invierno en los polos y 30°C en verano en el ecuador.

El nombre de Marte proviene de la mitología romana, en la cual Marte era el dios de la guerra. Este nombre fue elegido debido a la apariencia rojiza del planeta, que recuerda al color de la sangre y al simbolismo asociado con el conflicto y la batalla. Los antiguos griegos lo llamaron Ares, también en honor a su dios de la guerra. En diversas culturas y a lo largo de la historia, Marte ha sido un objeto de fascinación y reverencia, conocido por su brillante color rojo en el cielo nocturno. Civilizaciones como los babilonios lo llamaban Nergal, en referencia a su propio dios de la guerra y la destrucción.
Marte tiene dos lunas pequeñas y de forma irregular, Fobos y Deimos. Estas lunas se cree que son asteroides capturados por la gravedad de Marte. Ambas lunas están cubiertas de polvo y fragmentos rocosos y tienen superficies llenas de cráteres.

La exploración de Marte comenzó en la década de 1960 con el envío de sondas no tripuladas por parte de la NASA y la Unión Soviética. Las primeras misiones exitosas incluyeron las sondas Mariner y las Viking. Desde entonces, numerosas misiones han sido enviadas a Marte para estudiar su superficie, clima y geología, así como buscar signos de vida pasada o presente. Uno de los descubrimientos más significativos es la evidencia de agua líquida en el pasado de Marte. Los datos recabados por los diferentes rovers y orbitadores enviados al planeta rojo, han revelado la existencia de antiguos cauces de ríos, lagos y minerales que se forman en presencia de agua. Este descubrimiento ha llevado a especulaciones sobre la posibilidad de vida microbiana en Marte en el pasado.

La exploración robótica del planeta ha avanzado considerablemente con el uso de rovers. Los rovers Spirit y Opportunity, que aterrizaron en 2004, proporcionaron valiosa información sobre la geología y el clima del planeta. Curiosity, lanzado en 2011, sigue operando y ha encontrado pruebas de que Marte pudo haber tenido condiciones habitables en el pasado. El más reciente rover norteamericano, el Perseverance, llegó en 2021 con la misión de buscar signos de vida antigua y recoger muestras para un futuro retorno a la Tierra. También en 2021 el rover Zhurong de la misión china Tianwen 1 aterrizó con éxito y operó durante un año en la región de Utopia Planitia.

En la actualidad, además de la NASA, otras agencias espaciales como la europea, rusa, china, india y arabia saudí mantienen misiones activas en la órbita del planeta y están desarrollando tecnologías y programas para enviar astronautas a Marte en las próximas décadas.

Marte ha capturado la imaginación de la humanidad durante siglos, y su exploración fue objetivo clave en la carrera espacial entre Estados Unidos y la Unión Soviética del pasado siglo y ahora en el presente se han sumado otras potencias espaciales.

Características físicas de Marte

Marte tiene un diámetro de aproximadamente 6.779 km, lo que equivale a casi la mitad del tamaño de la Tierra. Esta menor envergadura se refleja también en su masa, que es aproximadamente el 10,7% de la masa terrestre, es decir, 0,107 Tierras.

Con este tamaño y masa, Marte tiene una densidad de 3,93 g/cm³, que es significativamente menor que la densidad de la Tierra, que es de 5,515 g/cm³. La gravedad en la superficie de Marte es también considerablemente inferior a la terrestre, siendo aproximadamente el 37,6% de la gravedad de nuestro planeta. Esto significa que un objeto o persona pesaría menos de la mitad en Marte que en la Tierra.

La atmósfera de Marte es muy delgada en comparación con la de la Tierra y está compuesta principalmente de dióxido de carbono (95,3%), con trazas de nitrógeno (2,7%) y argón (1,6%). Esta delgada atmósfera es incapaz de retener el calor, lo que contribuye a las bajas temperaturas promedio en Marte, que oscilan entre -140°C en invierno en los polos y hasta 30°C en verano en el ecuador.

El planeta recibe una menor cantidad de luz solar que la Tierra debido a su mayor distancia del Sol, pero su albedo es relativamente bajo, aproximadamente 0,15, lo que significa que refleja menos luz solar que la Tierra. La superficie de Marte, cubierta de óxidos de hierro, le da su característico color rojizo.

La velocidad de escape en Marte es de 5,03 km/s, significativamente menor que la terrestre (11,19 km/s), debido a su menor masa y gravedad. Esta característica facilita, en teoría, el envío de misiones de regreso desde Marte a la Tierra, un aspecto relevante para futuras misiones tripuladas o de retorno de muestras.

Características orbitales de Marte

Marte completa una órbita alrededor de nuestra estrella en aproximadamente 687 días terrestres, casi el doble del tiempo que tarda la Tierra en hacerlo. Esta duración de su año marciano se debe a su mayor distancia del Sol, que es en promedio unos 227,9 millones de kilómetros (1,52 unidades astronómicas).

La órbita de Marte es más excéntrica que la de la Tierra, con una excentricidad de 0,0934. Esta característica orbital significa que la distancia entre Marte y el Sol varía significativamente a lo largo de su órbita. En su punto más cercano al Sol, o perihelio, Marte se encuentra a unos 206,7 millones de km, mientras que, en su punto más alejado, o afelio, la distancia aumenta a aproximadamente 249,2 millones de km. Esta variación influye en las temperaturas y las condiciones estacionales en el planeta rojo.

La velocidad orbital media de Marte es de aproximadamente 24,077 km/seg. Dado que su órbita es más elíptica que la de la Tierra, esta velocidad no es constante, aumentando cuando Marte está más cerca del Sol y disminuyendo cuando está más lejos.

Marte tiene una inclinación axial de 25,19 grados, similar a la inclinación axial de la Tierra, que es de 23,44 grados. Esta inclinación es responsable de la existencia de estaciones en Marte, aunque son casi el doble de largas que las de la Tierra debido a su año más largo. Las estaciones marcianas también son más extremas debido a la mayor excentricidad de su órbita.

El día en Marte, conocido como «sol», es solo ligeramente más largo que el terrestre, con una duración de aproximadamente 24 horas y 37 minutos.

Estas características orbitales hacen de Marte un planeta con ciclos estacionales similares a los terrestres, aunque con notables diferencias en duración e intensidad.

Estructura interna y composición de Marte

Marte, al igual que la Tierra, es un planeta rocoso con una estructura interna diferenciada en tres capas principales: corteza, manto y núcleo. Su estudio ha progresado notablemente en los últimos años gracias a los datos sísmicos obtenidos por la misión InSight de la NASA, que operó en la superficie marciana entre 2018 y 2022 y registró más de 1.300 eventos sísmicos. Estos registros, junto con modelos geofísicos, han permitido elaborar un esquema cada vez más detallado de la composición y dinámica interna del planeta rojo.

La corteza marciana presenta un espesor medio estimado entre 42 y 56 km, con variaciones que alcanzan los 70 km en las tierras altas del hemisferio sur. En contraste, las regiones bajas del hemisferio norte muestran una corteza más delgada, lo que está relacionado con la gran dicotomía hemisférica del planeta. A diferencia de la Tierra, Marte no posee tectónica de placas activa, aunque las tensiones generadas por el enfriamiento del interior todavía producen fallas y fracturas. Los registros sísmicos de InSight confirmaron la existencia de estos “marsquakes”, de magnitudes generalmente bajas, que revelan que la litosfera, más rígida que la terrestre, conserva actividad tectónica residual. Su grosor se estima en 400–600 km, lo que condiciona el transporte de calor hacia la superficie.

La superficie refleja esta historia interna mediante la presencia de enormes volcanes como Olympus Mons, cañones extensos como Valles Marineris y áreas cubiertas de cráteres que evidencian intensos bombardeos en la etapa primitiva del Sistema Solar. La corteza es predominantemente basáltica, con zonas que muestran señales de procesos magmáticos prolongados en el tiempo.

Bajo la corteza se extiende el manto, compuesto principalmente por silicatos de hierro y magnesio. Tiene un espesor aproximado de 1.500 km y carece de la división en manto superior e inferior que caracteriza a la Tierra. Los modelos geodinámicos sugieren que en el pasado el manto experimentó convección activa que alimentó el vulcanismo a gran escala, pero en la actualidad el transporte térmico parece mucho más limitado. El enfriamiento del planeta depende en gran medida de la rigidez de la litosfera, que actúa como barrera para la pérdida de calor.

La mayor actualización sobre la estructura interna de Marte se refiere a su núcleo. Durante años se consideró que era totalmente líquido o, como mucho, con indicios de cristalización incipiente. Sin embargo, los datos sísmicos de InSight han permitido identificar ondas reflejadas y transmitidas en el interior que confirman la existencia de un núcleo interno sólido. Este núcleo tiene un radio de 613 ± 67 km, rodeado por un núcleo externo líquido cuyo radio alcanza unos 1.800 km. Proporcionalmente, el núcleo interno ocupa alrededor del 18 % del radio marciano, una cifra casi idéntica al 19 % que representa el núcleo interno en la Tierra, lo que revela un sorprendente paralelismo estructural entre ambos planetas.

El núcleo externo líquido está compuesto por hierro y níquel mezclados con elementos ligeros como azufre, oxígeno y carbono. El hidrógeno, en cambio, debe ser escaso, porque en grandes cantidades impediría la solidificación interna. El núcleo interno sólido no puede ser hierro puro: los modelos más probables indican que está enriquecido en oxígeno y azufre, con proporciones estimadas de 12–16 % de azufre, 6,7–9 % de oxígeno y hasta un 4 % de carbono. Esta composición explica los cambios de velocidad y densidad detectados en las ondas sísmicas al atravesar la frontera entre núcleo externo e interno.

Entre el manto y el núcleo se ha identificado además una posible capa de silicatos fundidos, conocida como Molten Silicate Layer (MSL). Esta región podría tener un papel importante en el balance térmico del planeta y en la forma en que se transmiten las ondas sísmicas. La existencia de la MSL convierte la estructura de Marte en un modelo más complejo de lo que se pensaba inicialmente.

La evolución magnética de Marte está directamente ligada a su núcleo. El planeta conserva magnetización en la corteza, lo que indica que en el pasado existió una dinamo activa que generó un campo magnético global. Sin embargo, ese campo se extinguió hace unos 4.000 millones de años. Los nuevos modelos muestran que, aunque el núcleo se encuentra cristalizando y posee un núcleo interno sólido, el enfriamiento actual es demasiado lento y la convección en el núcleo externo demasiado débil como para sostener una dinamo activa. Por ello Marte carece hoy de un campo magnético global, a diferencia de la Tierra, aunque conserva regiones localmente magnetizadas en su corteza.

Una de las características más notables de la geología marciana es la dicotomía hemisférica. El hemisferio norte está dominado por llanuras bajas y relativamente jóvenes, mientras que el hemisferio sur se caracteriza por elevadas mesetas plagadas de cráteres. Este contraste podría explicarse por la formación de la Cuenca Borealis, resultado de un impacto colosal en la historia temprana del planeta, aunque también se han propuesto procesos internos asimétricos como alternativa.

En conjunto, el estudio de la estructura interna de Marte revela un planeta con similitudes importantes respecto a la Tierra, pero con un desarrollo evolutivo muy distinto. El hallazgo de un núcleo interno sólido confirma que Marte ha seguido un proceso de cristalización comparable al terrestre, aunque sin mantener un campo magnético duradero. Estas diferencias ayudan a comprender no solo la historia marciana, sino también la diversidad de procesos que pueden experimentar los planetas rocosos del Sistema Solar.

Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte, aunque tenue en comparación con la de la Tierra, juega un papel crucial en el clima y la geología del planeta rojo. Compuesta principalmente de dióxido de carbono (CO₂), esta atmósfera es mucho menos densa que la terrestre, con una presión en la superficie que es aproximadamente el 0,6% de la presión al nivel del mar en la Tierra, es decir, similar a la presión a 35 km de altitud en nuestra atmósfera. Puedes ampliar la información sobre la composición atmosférica, capas, dinámica y vientos en esta publicación de la atmósfera de Marte en NoSóloSputnik!.

Campo magnético de Marte

Marte, a diferencia de la Tierra, no posee un campo magnético global significativo. Las primeras mediciones realizadas por las sondas Viking en la década de 1970 y más recientemente por la misión MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) de la NASA, han confirmado la ausencia de un campo magnético global coherente en el planeta rojo.

Sin embargo, Marte presenta magnetismo residual en ciertas regiones de su corteza, lo que indica que en el pasado pudo haber tenido un campo magnético global. Este magnetismo remanente sugiere que las rocas en la corteza marciana fueron magnetizadas por un campo magnético más fuerte hace miles de millones de años, cuando el planeta todavía tenía un núcleo activo y dinámico capaz de generar un campo magnético global a través del efecto dinamo.

El efecto dinamo, responsable de la generación de los campos magnéticos de los diferentes planetas, requiere un núcleo líquido y conductivo en el que exista convección intensa junto con la rotación del planeta. Marte conserva un núcleo externo líquido compuesto por hierro, níquel y elementos ligeros, así como un núcleo interno sólido recientemente confirmado. Sin embargo, la pérdida de calor en el interior marciano es demasiado lenta y la convección en el núcleo externo insuficiente para sostener la dinamo. Como resultado, el planeta carece en la actualidad de un campo magnético global, aunque conserva magnetización remanente en su corteza.

A pesar de la ausencia de un campo magnético global, Marte todavía interactúa con el viento solar, que es un flujo constante de partículas cargadas emitidas por el Sol. Esta interacción crea una magnetosfera inducida alrededor del planeta. La magnetosfera inducida de Marte es significativamente más débil y menos efectiva en proteger la atmósfera del viento solar que las magnetosferas generadas por campos magnéticos globales.

La magnetosfera inducida de Marte tiene una forma asimétrica, similar a una lágrima, debido a la presión del viento solar. La ionosfera marciana, una capa de partículas ionizadas en la atmósfera superior, desempeña un papel crucial en esta interacción, actuando como un escudo parcial y desviando algunas de las partículas del viento solar.

La interacción del viento solar con la atmósfera de Marte resulta en la constante pérdida de partículas atmosféricas al espacio. Este proceso, observado y estudiado en detalle por la misión MAVEN, ha contribuido a la delgada atmósfera actual de Marte. La falta de un campo magnético global ha permitido que el viento solar erosione lentamente la atmósfera marciana a lo largo de millones de años.

El magnetismo residual de Marte se manifiesta en forma de regiones magnetizadas en la corteza, especialmente en el hemisferio sur. Estas regiones, detectadas por las sondas Mars Global Surveyor y MAVEN, presentan campos magnéticos locales que son mucho más fuertes que los del hemisferio norte. Las variaciones en la magnetización de la corteza sugieren un pasado dinámico y activo en términos geológicos y magnéticos.

Referencias y más información

• Bi, H., Sun, D., Sun, N., Mao, Z., Dai, M. & Hemingway, D. (2025). Seismic detection of a 600-km solid inner core in Mars. Nature, 645, 67–72. https://doi.org/10.1038/s41586-025-09361-9
• Khan, A. et al. (2021). Upper mantle structure of Mars from InSight seismic data. Science, 373, 434–438. https://www.science.org/doi/10.1126/science.abf2966
• Khan, A. et al. (2023). Evidence for a liquid silicate layer atop the Martian core. Nature, 622, 718–723. https://doi.org/10.1038/s41586-023-06586-4
• Samuel, H. et al. (2023). Geophysical evidence for an enriched molten silicate layer above Mars’s core. Nature, 622, 712–717. https://doi.org/10.1038/s41586-023-06601-8