Se trata de un planeta extremadamente frío, con una temperatura media de unos −60 °C, y con una atmósfera mucho más tenue, cuya presión superficial es inferior al 1 % de la terrestre. Estas condiciones impiden que el agua líquida pueda permanecer estable en la superficie del planeta durante largos periodos de tiempo. Hoy solo puede encontrarse en forma de hielo bajo la superficie y en los casquetes polares, o en forma de vapor en la atmósfera, en abundancias muy pequeñas, en torno al 0,01 %. Es decir, la atmósfera marciana es entre 10 y 50 veces más seca que la terrestre.
No obstante, en el pasado el clima marciano pudo haber sido muy distinto al actual. Las observaciones realizadas por multitud de sondas espaciales enviadas durante las últimas décadas, han encontrado sobre la superficie del planeta numerosas evidencias que indican que Marte pudo haber mantenido agua líquida en su superficie en su pasado remoto. Gracias a misiones como las de los programas Mariner y Viking de NASA en la década de los 70, o las más recientes, como los orbitales aún activos Mars Express (MEX) o Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), se han podido identificar numerosos accidentes geográficos que apuntan a un pasado mucho más húmedo.
Un pasado marcado por el agua
Entre las evidencias más claras destacan los valles fluviales, redes de canales naturales que se extienden a veces a lo largo de cientos de kilómetros y que se asemejan a los sistemas fluviales de la Tierra. Algunos de estos valles se formaron hace unos 4.000 millones de años, y los más jóvenes solo un poco después, durante las primeras etapas de la historia del planeta. También se han identificado deltas sedimentarios, antiguos lechos de lagos y minerales hidratados que solo pueden formarse en presencia de agua líquida. Todo ello sugiere que, en algún momento del pasado, Marte pudo haber tenido un clima más templado y una atmósfera más densa que en la actualidad.
Qué ocurrió con ese agua que una vez fluyó por su superficie sigue siendo una de las incógnitas más importantes que la ciencia planetaria intenta resolver. Comprender cómo desapareció esa agua en Marte, y no en su planeta hermano, La Tierra, es clave para reconstruir la historia climática del planeta rojo y entender cómo pasó de ser un mundo potencialmente habitable a convertirse en el desierto frío y árido que conocemos hoy.
Una parte del agua pudo quedar atrapada en el subsuelo en forma de hielo o incorporada a minerales hidratados en las rocas. Por ejemplo, los sulfatos hidratados como la jarosita, o los muy abundantes filosilicatos (arcillas), cuya meteorización posterior dio lugar a óxidos de hierro como la hematita, responsable del característico color rojizo de la superficie del planeta. Sin embargo, otra fracción significativa del agua original se perdió progresivamente en el espacio a lo largo de cientos o miles de millones de años. Para entender este proceso es fundamental estudiar cómo el vapor de agua se transporta en la atmósfera marciana y en qué condiciones puede alcanzar las capas altas, desde donde puede escapar al espacio. Este es un problema candente en la actualidad y sobre el que ha habido avances notables en los últimos diez años de investigación de Marte.
El papel del polvo en el transporte del vapor de agua
Marte tiene un eje de rotación inclinado 25,19°, muy similar a los 23,4° de inclinación terrestre. Esta inclinación da lugar a estaciones a lo largo del año marciano, aunque con algunas diferencias importantes respecto al caso de nuestro planeta. Un año en Marte dura aproximadamente 687 días terrestres y su órbita es más excéntrica que la de la Tierra, lo que provoca variaciones más marcadas en la cantidad de energía solar que recibe el planeta a lo largo del año.
Estos cambios estacionales influyen en cómo el vapor de agua se distribuye en la atmósfera. La primera mitad del año marciano, que coincide con el verano en el hemisferio norte, se caracteriza por mostrar el vapor de agua confinado a alturas generalmente por debajo de unos 30 kilómetros. A esa altura, la temperatura disminuye tanto que el vapor de agua tiende a condensarse formando nubes de hielo, lo que limita su transporte hacia capas más altas de la atmósfera. Algo similar ocurre en la atmósfera terrestre, cuya tropopausa, situada a unos 10-15 km de altura, actúa como “trampa fría”, y la capa superior —la estratosfera—es extremadamente seca.
Por otro lado, durante la segunda mitad del año marciano —coincidente con el verano en el hemisferio sur y con el perihelio, es decir, con un mayor acercamiento al Sol—, la atmósfera es notablemente más cálida y la circulación atmosférica se intensifica. En esta época, Marte también experimenta con mayor frecuencia grandes tormentas de polvo, que pueden variar desde fenómenos locales hasta tormentas de escala global capaces de envolver todo el planeta.
El polvo desempeña un papel fundamental en la atmósfera marciana —a diferencia de la terrestre—, y único en todo el Sistema Solar. Las numerosas partículas suspendidas en la atmósfera durante el verano austral absorben radiación solar y calientan las capas donde se encuentran. Este calentamiento modifica la circulación de la atmósfera y reduce la condensación del vapor de agua en hielo a medida que asciende. Como resultado, el vapor de agua que normalmente permanecería en capas bajas puede ser transportado hacia altitudes mucho mayores en esta época del año.
Cuando el vapor de agua alcanza las capas altas de la atmósfera, comienza un proceso clave para su pérdida, ya que a altitudes de unos 70 kilómetros, la radiación solar rompe las moléculas de agua de forma eficiente. Este proceso de fotodisociación libera átomos de hidrógeno, un gas muy ligero que puede difundirse hacia capas aún más elevadas donde los átomos que tienen la suficiente energía pueden vencer la gravedad del planeta y escapar al espacio. Con el tiempo, este mecanismo ha contribuido, lenta pero continuamente, a la progresiva pérdida de vapor de agua en Marte.
Hasta ahora se pensaba que estos episodios de transporte intenso de vapor de agua y escape atmosférico se producían principalmente durante el verano del hemisferio sur, cuando las tormentas de polvo son más frecuentes y la atmósfera está más activa. Sin embargo, las observaciones recientes analizadas en nuestro estudio sugieren que este proceso puede ser más complejo de lo que se pensaba.
Una tormenta de polvo inesperada revela nuevos procesos de escape
En agosto de 2023, durante el Año Marciano 37 (2022-2023 en la Tierra), se detectó una tormenta de polvo regional en el hemisferio norte del planeta de unos pocos días de duración. Lo sorprendente fue que ocurrió durante el verano local en ese hemisferio, una estación en la que normalmente la pérdida de agua es mucho menor que en otras épocas del año.
Una de las estrategias más interesantes de nuestro estudio ha sido la incorporación de observaciones procedentes de varias misiones orbitales alrededor de Marte. La combinación de datos de las misiones ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) de la Agencia Espacial Europea, la Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de la NASA, y la Emirates Mars Mission (EMM) de Emiratos Árabes, nos ha permitido analizar el evento desde distintos puntos de vista y con diferentes instrumentos científicos.
Pocos días después de la tormenta pudimos observar con TGO que la cantidad de vapor de agua en la atmósfera media aumentó de forma notable. En algunas regiones del hemisferio norte se detectaron concentraciones elevadas a más de 40 kilómetros de altitud, y en los casos más extremos el vapor llegó a alcanzar alturas de entre 60 y 80 kilómetros, con concentraciones hasta diez veces superiores a lo habitual en esa época del año marciano.
Además, tras el evento, gracias a observaciones realizadas por EMM, constatamos un aumento significativo del hidrógeno en la exosfera —la región más externa de la atmósfera y limítrofe con el espacio exterior—, lo que sugiere una intensificación en el escape de este gas hacia el espacio.
Estos resultados indican que incluso tormentas de polvo relativamente breves y localizadas pueden alterar de forma significativa la estructura de la atmósfera marciana y favorecer el transporte del agua hasta alturas donde puede perderse más fácilmente.
Nuestro estudio demuestra que tormentas locales intensas como la que observamos durante el Año Marciano 37, aunque poco frecuentes en los registros de observaciones recientes, pueden desencadenar episodios de escape de agua en cualquier época del año. Esto extiende y mejora nuestro conocimiento del ciclo del vapor de agua en Marte y añade un mecanismo de pérdida adicional a los que ya conocíamos antes.
REFERENCIAS
Brines, A. et al. (2026). Out-of-season water escape during Mars’ northern summer triggered by a strong localized dust storm. Communications Earth & Environment. doi:https://doi.org/10.1038/s43247-025-03157-5
Carr, M. H. & Head III, J. W. (2003). Oceans on Mars: an assessment of the observational evidence and possible fate. Journal of Geophysical Research: Planets.
Villanueva, G. L., et al. (2015). Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs. Science.
Aoki, Shohei, et al. (2019). Water vapor vertical profiles on Mars in dust storms observed by TGO/NOMAD. Journal of Geophysical Research: Planets.
Neary, Lori, et al. (2020). Explanation for the increase in high‐altitude water on Mars observed by NOMAD during the 2018 global dust storm. Geophysical Research Letters.
Chaffin, M. S. et al. (2021). Martian water loss to space enhanced by regional dust storms. Nature Astronomy.
