Quien mire hoy a Marte desde una órbita alta verá dos grandes manchas blancas en sus polos: son casquetes polares compuestos, sobre todo, por hielo de agua. Lo que no se aprecia a simple vista es la coreografía estacional del dióxido de carbono (CO2), que cada invierno se condensa hasta formar una cubierta de hielo seco y, en primavera y verano, se sublima y regresa a la atmósfera. Este ir y venir, sumado a vientos intensos y polvo, esculpe un paisaje polar que cambia a ritmos sorprendentemente rápidos para la geología marciana.
Comprender cómo se ganan y pierden los casquetes no es una curiosidad: es una pieza clave para reconstruir el clima del planeta rojo, cuantificar cuánta agua queda disponible (y dónde) y evaluar su antigua y potencial habitabilidad. En las últimas dos décadas, radar, cámaras de altísima resolución y modelos climáticos tridimensionales han cambiado el guion: hoy sabemos que bajo el hielo hay archivos climáticos en capas, que existen enormes reservas enterradas y que incluso podría haber (o haber habido) agua líquida hipersalina a gran profundidad, aunque esa lectura tiene alternativas plausibles.
Qué son y cómo funcionan los casquetes polares de Marte
Marte mantiene dos casquetes permanentes, norte y sur, formados mayoritariamente por hielo de agua y recubiertos, según la estación, por hielo seco. Durante el invierno del hemisferio en sombra, entre un 25 % y un 30 % de la atmósfera se deposita como CO2 helado, creando una losa que volverá al aire por sublimación cuando llegue la luz solar. Este ciclo traslada polvo y vapor de agua, generando heladas y nubes de tipo cirro, y marcando el ritmo de erosiones y acumulaciones.
La asimetría entre polos es notable: en el norte, la capa de CO2 invernal alcanza aproximadamente 1 metro de espesor, mientras que en el sur persiste todo el año una cubierta residual de hielo seco cercana a los 8 metros. El casquete boreal ronda los 1.000 km de diámetro en verano y almacena en torno a 1,6 millones de km3 de hielo de agua (un espesor medio equivalente de unos 2 km si se extendiera homogéneo), comparado con los 2,85 millones de km3 de Groenlandia. Al sur, el casquete mide del orden de 350–400 km de diámetro y unos 3 km de espesor, con un volumen total (casquete más depósitos en capas adyacentes) también estimado en 1,6 millones de km3.
Ambos casquetes presentan depresión espiraladas, auténticos surcos helicoidales que, según el radar SHARAD de MRO, se forman por vientos catabáticos guiados por la rotación (efecto Coriolis). Investigaciones recientes han afinado el diagnóstico: el 80 % de los surcos muestra asimetría compatible con esa mecánica del viento, pero alrededor del 20 % tiene secciones en «V» casi simétricas y sin la nubosidad esperable, lo que sugiere procesos erosivos adicionales, posiblemente vinculados a cambios climáticos hace 4–5 millones de años que alteraron el ciclo del agua, los vientos y las nubes.
Esa diversidad morfológica también se refleja en la cobertura nubosa: se han identificado nubes alineadas con los surcos en centenares de imágenes orbitales, sobre todo cerca del polo, pero hay sectores con morfologías propicias donde las nubes brillan por su ausencia. La lectura es clara: los casquetes son un sistema complejo donde confluyen vientos, insolación, rugosidad superficial, polvo y relieve, sin un único «motor» controlador.
Diferencias entre el casquete norte y el sur
El casquete boreal se asienta a menor altitud (base hacia −5.000 m, techo en torno a −2.000 m) que el austral (base cerca de 1.000 m, cumbre hasta 3.500 m). Al estar más bajo y ser algo más templado en verano, el CO2 estacional del norte se sublima por completo cada año, dejando un casquete residual hecho de hielo de agua. Hacia el final del verano y comienzos del otoño se forma la «capucha polar»: nubosidad que precipita hielo seco y engrosa la capa estacional. El casquete norte, bastante simétrico alrededor del polo, cubre hasta latitudes cercanas a 60° y presenta una textura de surcos, grietas y bultos con aspecto de «requesón» en imágenes de alta resolución (Mars Global Surveyor).
Por él discurre Chasma Boreale, un valle colosal de unos 100 km de ancho y hasta 2 km de profundidad. Los depósitos laminados que yacen bajo el casquete son la memoria del clima, y su lectura radar ha permitido desentrañar periódicamente cómo variaban viento, polvo y hielo con los cambios de inclinación del eje marciano.
El casquete meridional es de mayor altitud, más frío y, a diferencia del norte, su parte residual de hielo seco no está centrada exactamente en el polo geográfico. Esa excentricidad se explica por un desequilibrio en la nieve que cae a un lado y al otro, influido por un sistema de baja presión en el hemisferio occidental relacionado con la Cuenca Hellas: donde nieva más, el albedo es mayor y se sublima menos; donde domina la escarcha más rugosa, se absorbe más energía y la ablación aumenta.
La superficie del casquete residual sur recuerda a un «queso suizo»: mesas y depresiones circulares que retroceden varios metros por año marciano (de media, unos 3 m, con picos de hasta 8 m). El sol estival, describiendo círculos bajos sobre el horizonte, ilumina con más intensidad las paredes redondeadas que los suelos, lo que refuerza la erosioón periférica y favorece formas más circulares. HiRISE ha mostrado que esos pozos se abren en una capa de CO2 de 1 a 10 metros apoyada sobre una masa mucho mayor de hielo de agua; las paredes inclinadas concentran la radiación y aceleran la ablación.
Procesos estacionales extremos: CO2, géiseres y «arañas»
En el invierno austral, amplias zonas próximas a la capa de hielo se cubren con losas de CO2 de alrededor de 1 m de grosor. Al iniciar la primavera, el sol calienta el terreno bajo esas losas translúcidas, el gas se acumula, levanta la placa y la fractura. Se liberan chorros de CO2 cargados de arena o polvo basáltico oscuro, creando verdaderos géiseres que, en días o semanas, dibujan sobre el hielo patrones de canales radiales conocidos como «arañas».
Los «canales de explosión en estrella» pueden superar los 500 m de ancho y un metro de profundidad. Un modelo ampliamente aceptado propone que la luz solar calienta granos de polvo incrustados en el hielo, estos descienden por fusión local, abriendo huecos tras de sí y aclarando aún más el hielo. La radiación alcanza con mayor eficacia la base oscura de la losa, se genera gas y éste fluye hacia grietas que ventilan a la superficie; el material expulsado forma abanicos oscuros arrastrados por el viento. Con la llegada del siguiente invierno, el proceso se «resetea» bajo una nueva escarcha.
Capas estratificadas, radar y memoria climática
Los depósitos en capas polares (PLD) nacen de ciclos de acumulación y ablación de hielo acompañados por polvo de tormentas y vientos. Como los anillos de un árbol o los testigos de hielo en la Tierra, preservan pistas del clima pasado: cambios de insolación, episodios más polvorientos, fases más húmedas o secas. Además, ambos casquetes exhiben estrías y surcos modulados por el flujo del viento y la orientación solar; superficies más oscuras absorben más energía y aceleran la ablación.
El radar SHARAD ha revelado alternancia de zonas de alta y baja reflectividad dentro de los PLD que se correlaciona con modelos de variaciones de oblicuidad (la inclinación del eje marciano). Las regiones superiores, más recientes, muy reflectantes, parecen corresponder a periodos con oscilaciones relativamente pequeñas de la oblicuidad; las capas más polvorientas se asocian a atmósferas cargadas de polvo.
Ahora bien, interpretar el brillo de las capas exige cautela. Observaciones de HiRISE demostraron que el contraste aparente depende fuertemente de la geometría solar y del ángulo de observación, de la rugosidad superficial y de la presencia de escarcha fresca. HiRISE no destapó capas más finas que las vistas por Mars Global Surveyor, pero sí más detalles internos.
Combinando ecos de SHARAD en modelos 3D se han detectado cráteres enterrados que ayudan a datar secuencias. En el polo norte, las mediciones de radar cifran el volumen de hielo de agua de los PLD en unos 821.000 km3, cerca del 30 % del volumen de Groenlandia. Y, en 2017, la ESA publicó un amplio mosaico del casquete boreal tomado por Mars Express que pone en perspectiva la compleja arquitectura de surcos y capas.
CO2 enterrado y grandes glaciaciones australes
Al sur se han identificado grandes reservas de CO2 sólido enterradas en tres paquetes estratigráficos, cada uno sellado por unos 30 m de hielo de agua que impiden su sublimación. Si todo ese CO2 se liberase a la atmósfera, la presión superficial podría duplicarse. Estas capas parecen ligadas a episodios de colapso y reconstrucción atmosférica a lo largo del clima marciano, estrechamente conectados con las variaciones orbitales.
Rodeando el polo sur se extiende la Formación Dorsa Argentea, un vasto campo de eskeres (crestas de sedimentos depositados por ríos subglaciales) considerado el vestigio de una gigantesca capa de hielo que cubrió alrededor de 1,5 millones de km2, casi el doble del estado de Texas. Es una pieza clave para reconstruir glaciaciones antiguas y los flujos de hielo canalizados en el hemisferio austral.
Agua líquida bajo el hielo: detecciones y debate
En 2018, un equipo que analizaba el radar MARSIS de Mars Express reportó una región muy reflectante a 1,5 km bajo los depósitos estratificados del polo sur, de unos 20 km de ancho, interpretada como un lago subglacial de agua salada. El hallazgo agitó el campo: de confirmarse, sería la primera masa estable de agua líquida hallada en Marte y una diana astrobiológica de primer orden.
Sin embargo, trabajos posteriores han planteado una alternativa más sobria: arcillas esmectíticas congeladas (silicatos de aluminio hidratados) podrían reproducir las mismas señales radar. Medidas de laboratorio de la permitividad dieléctrica en muestras de montmorillonita a temperaturas criogénicas encajan con los ecos de MARSIS, y sabemos que las esmectitas abundan en Marte (cerca de la mitad de la superficie, con mayor concentración en el hemisferio sur). Es posible que se formaran con agua líquida hace más de 100 millones de años y quedaran enterradas bajo el casquete. La ciencia sigue su curso: hay hipótesis en competencia y más observaciones por venir.
Hielo oculto y reservas enterradas
El radar SHARAD también ha destapado intercalaciones de arena y hielo de altísimo contenido hídrico (hasta un 90 % de agua) a gran profundidad bajo el casquete norte. Si todo ese hielo enterrado se derritiera y se distribuyera globalmente, formaría una lámina de al menos 1,5 m de profundidad en todo Marte. Algunos estudios lo sitúan como el tercer reservorio de agua del planeta, tras los dos casquetes. Un análisis independiente con datos de gravedad ha respaldado su existencia.
Estos depósitos encajan con un ciclo de intercambio de hielo entre polos y latitudes medias, conectando con glaciares enterrados ya confirmados en esas regiones. La edad similar de ambos conjuntos apunta a fases climáticas amplias (forzadas por la oblicuidad) que redistribuyeron de forma sistemática el hielo de agua a lo largo de millones de años.
Balance de agua y pérdida atmosférica
Cada invierno marciano, del orden de 3–4 billones de toneladas de CO2 se congelan sobre el casquete del hemisferio en oscuridad, equivalente al 12–16 % de la masa atmosférica. Las sondas han llegado a medir pequeñas variaciones en el campo de gravedad de Marte causadas por este “bombeo” estacional de masa.
Para cuantificar la pérdida de agua a lo largo de la historia, una herramienta crucial es la relación deuterio/hidrógeno (D/H). En el agua marciana actual, el enriquecimiento en deuterio es muy superior al terrestre (medido tanto en vapor como en hielo polar), lo que indica que se ha perdido preferentemente hidrógeno al espacio tras la fotodisociación por la radiación solar. Estudios recientes estiman que Marte perdió un volumen equivalente a un océano global de unos 137 m de profundidad que habría cubierto cerca del 20 % de la superficie (particularmente el hemisferio norte, más bajo, en la región de Vastitas Borealis y planicies adyacentes).
Hay agua más allá de los polos. Datos de neutrones térmicos del monitor MONS en Mars Odyssey, integrados durante 18 años, señalan hidrogeno en los dos primeros metros del subsuelo en amplias zonas, consistente con permafrost extremadamente somero. Las estimaciones clásicas de la era Viking ya sugerían permafrost de 3–5 km de grosor en el ecuador y >8 km hacia los polos, aunque esas cifras dependen del modelo adoptado.
El escape actual de hidrógeno medido por misiones como MAVEN es insuficiente para justificar toda la desecación ancestral, pero el clima de Marte no es estático. Modelos climáticos globales de alta fidelidad (Mars-PCM) muestran que durante periodos de oblicuidad elevada (hasta ∵35°) aumentan la insolación polar y el vigor del ciclo del agua: el vapor alcanza capas altas, se fotodisocia y el hidrógeno escapa a tasas hasta 20 veces superiores a las actuales. Esos episodios, repetidos a lo largo de eones, podrían explicar la pérdida de una columna hídrica global equivalente a unos 80 m, en el rango de las estimaciones inferiores de agua antigua.
Las tormentas de polvo aportan otro mecanismo: torres convectivas que elevan humedad a más de 80 km durante los grandes eventos, facilitando la fotodisociación y el escape. Aunque su contribución anual en la actualidad parece modesta, ilustra cómo la circulación y el polvo acoplan la superficie, la atmósfera y la pérdida de agua al espacio.
Vientos, nubes y dinámica de los surcos espirales
El «reloj» de los casquetes también se lee en sus surcos espirales. Los vientos catabáticos fríos que descienden por las pendientes, al curvarse por Coriolis, excavan zanjas de paredes asimétricas en gran parte del casquete. Pero no todas las «troughs» cuentan la misma historia: una fracción significativa muestra «V» simétricas y ausencia de nubosidad asociada, lo que apunta a otras fuentes de erosión (insolación, fusión/sublimación diferencial, cambios de tensión en el hielo) y a una sensibilidad mayor a estados climáticos concretos de los últimos millones de años.
El seguimiento de nubes sobre el casquete durante ~18 años terrestres ha revelado cientos de casos con nubes paralelas a los surcos, sobre todo hacia el centro polar. Donde cabría esperar nubes por la dinámica del viento y no aparecen, probablemente intervienen otras variables (rugosidad, estabilidad atmosférica, humedad disponible). Entender qué controla esa variabilidad espacial y temporal es clave para interpretar el paleoclima y priorizar futuras zonas de muestreo.
El interés no es solo académico: si se busca agua accesible para misiones tripuladas, las zonas más erosionadas en los bordes de los casquetes no son, a priori, la mejor apuesta. Un rover dedicado podría medir in situ la estructura de los surcos, la microfísica de nubes y la estratigrafía de los PLD, cerrando muchas incógnitas abiertas por la teledetección.
Implicaciones para ciencia y exploración
Marte concentra agua en estados y lugares muy distintos: casquetes de hielo de agua con respiración estacional de CO2, reservas enterradas gigatónicas bajo capas de arena, permafrost somero extendido y, tal vez, agua líquida hipersalina bajo el polo sur (o bien arcillas que imitan su firma radar). Esta distribución no solo condiciona el pasado habitable del planeta, sino la logística de futuras bases humanas y el diseño de misiones robóticas.
Una parte del agua primigenia parece «secuestrada» en minerales de la corteza: extraerla requeriría calentar volúmenes enormes de roca, algo poco práctico a corto plazo. De ahí el interés por el hielo accesible (superficial o somero) y por entender cómo las variaciones orbitales reconfiguran su disponibilidad. Las misiones Mars Express, MRO/SHARAD, MAVEN y los rovers han puesto los cimientos; las próximas décadas exigirán instrumentación de subsuelo más precisa, redes sísmicas polares y, ojalá, una primera expedición a un depósito en capas.
Los casquetes polares de Marte son un sistema vivo a escala geológica corta: acumulan y pierden CO2 y hielo a velocidad medible, ligeras variaciones de albedo disparan retroalimentaciones, los vientos esculpen espirales y «quesos suizos», y el radar nos enseña bibliotecas de clima apiladas bajo la superficie. El balance de agua marciano se escribe con la tinta de la oblicuidad, el polvo y la física del hielo; por eso el estudio de sus casquetes no es solo una curiosidad polar, sino la llave para entender cuándo, cómo y dónde Marte fue más húmedo, cuánta agua conserva y qué opciones ofrece para la ciencia y la exploración humana.
