Datos meteorológicos de Marte con REMS a bordo de Curiosity (NASA)

Introducción

En este estudio se examina cómo la elevada excentricidad de la órbita marciana, combinada con la inclinación de su eje de rotación de unos 25°, afecta drásticamente a las estaciones del planeta. Para ello se analizan los datos de presión registrados por la estación meteorológica REMS, a bordo del rover Curiosity, en el cráter Gale. En estos datos puede observarse cómo la presión varía según la estación estudiada: primavera, verano, otoño e invierno.

Para interpretar estos registros, primero se exploran las principales características de la atmósfera marciana, su climatología y su meteorología. Después, tras procesar los archivos MODRDR correspondientes a los soles 53, 196, 350 y 543, se representa la presión atmosférica frente a la hora solar local para analizar qué conclusiones pueden extraerse de estas observaciones. Este trabajo es la primera parte de un estudio que continúa con los datos de MEDA a bordo de Perseverance.

1. La atmósfera marciana: climatología y meteorología

Aunque a menudo se piensa que Marte es similar a nuestro planeta, en realidad podría considerarse su “hermano pequeño”: su diámetro es apenas la mitad del terrestre, unos 6780 km (NASA, 2024).

Es un mundo rocoso que comparte procesos geológicos con la Tierra, pero con diferencias fundamentales en su atmósfera. La presión en Marte es unas 140 veces menor que la terrestre, con una media de apenas 7 milibares en superficie. Su aire está compuesto casi por completo por dióxido de carbono (CO₂), con pequeñas cantidades de nitrógeno (3 %) y argón (2 %) (Franz et al., 2017), mientras que el oxígeno y el vapor de agua son apenas gases traza.

Esta atmósfera tan delgada es el resultado de un pasado violento. Al ser un planeta más pequeño, el núcleo de Marte se enfrió rápidamente, lo que detuvo su efecto dinamo y le hizo perder su campo magnético protector (Jakosky, 2020). Sin ese escudo, el viento solar barrió gran parte de su atmósfera hacia el espacio, un proceso que continúa en la actualidad.

Marte presenta además un enorme contraste entre sus dos mitades: el hemisferio norte es más bajo y liso (allí pudo existir un antiguo océano), mientras que el hemisferio sur es mucho más elevado, antiguo y lleno de cráteres. Esta diferencia de altura influye en la circulación del aire en el planeta.

Por otra parte, la órbita de Marte no es un círculo perfecto, sino muy excéntrica (Figura 1), por lo que la distancia entre el planeta y el Sol cambia drásticamente (entre unos 206 y 249 millones de kilómetros, es decir, entre 1,38 UA en el perihelio y 1,67 UA en el afelio).

Esto, sumado a la inclinación de su eje de 25°, hace que las estaciones sean mucho más extremas que en la Tierra. Por ejemplo, el verano del hemisferio sur es más caluroso, pero más corto, porque coincide con el momento en que el planeta está más cerca del Sol y se mueve más rápido en su órbita.

Marte es un planeta muy frío porque su atmósfera es tan fina que no retiene el calor con eficacia. Aun así, tiene nubes de hielo de agua y de CO₂, además de los conocidos dust devils o remolinos de polvo, que inyectan polvo en la atmósfera.

El polvo cumple en Marte un papel similar al del vapor de agua en la Tierra: puede cambiar por completo la temperatura del planeta, bloqueando la luz solar durante el día o actuando como una manta que retiene el calor por la noche. Existen incluso tormentas de polvo globales que pueden envolver todo el planeta durante meses.

2. Metodología y procesamiento de datos

Para este análisis se utilizó la información recogida por la estación meteorológica REMS, instalada en el rover Curiosity. Curiosity aterrizó en agosto de 2012 en el cráter Gale, una zona situada cerca del ecuador marciano. La estación cuenta con sensores que miden variables como la presión, la temperatura y el viento en cada sol (el día marciano, que dura 24 horas y 39 minutos).

Para asegurar la mayor precisión se trabajó con los datos de más alto nivel, denominados MODRDR. Estos archivos son los más fiables porque ya han pasado por un proceso de calibración y corrección mediante modelos científicos de la NASA (PDS Atmospheres Node, 2024). En concreto, se seleccionaron cuatro momentos clave para observar los cambios estacionales en el hemisferio sur:

• Sol 53: equinoccio de primavera.
• Sol 196: solsticio de verano.
• Sol 350: equinoccio de otoño.
• Sol 543: solsticio de invierno.

Los datos brutos de la NASA se distribuyen en archivos con extensión .TAB, tablas de texto muy largas y difíciles de leer a simple vista. Para procesarlos se utilizó Python en un entorno de Google Colab. El código fuente y los archivos de datos procesados están disponibles en el repositorio público de GitHub indicado al final. El proceso de limpieza consistió en los siguientes pasos:

1. Extracción de variables. De las múltiples columnas del archivo se seleccionaron la columna 2 (hora solar local media, LMST) y la columna 38 (presión atmosférica).
2. Filtrado de errores. Se eliminaron todas las filas con valores UNK (desconocido) o NULL, que suelen aparecer cuando un sensor sufre una falla momentánea o no hay lectura disponible.
3. Ajuste del tiempo. Los archivos de REMS usan un formato de tiempo complejo (por ejemplo, 00053M00:00:00). Se creó una función para limpiar estos códigos y conservar únicamente las horas, los minutos y los segundos, de modo que pudieran representarse con facilidad.

Un detalle importante de REMS es que normalmente mide solo durante los primeros 5 minutos de cada hora para ahorrar energía, aunque a veces realiza “observaciones extendidas” de una hora completa. Para que la gráfica fuera más clara y no apareciera llena de ruido, se agruparon todos los datos en bloques de 5 minutos y se calculó la presión media de cada bloque. Esto permite distinguir dos elementos en la gráfica final:

• Puntos individuales: las mediciones estándar al inicio de cada hora.
• Líneas continuas: los periodos en los que el rover midió de forma constante durante una hora entera.

En esta primera etapa se representaron los datos de los cuatro soles mencionados. La Figura 2 muestra el comportamiento de la presión atmosférica en el cráter Gale durante las cuatro estaciones de un año marciano estándar:

• Variación diaria (mareas térmicas). En todas las curvas, la presión no es una línea plana: sube y baja cada 24 horas. Esto ocurre porque la atmósfera de Marte es muy ligera y responde rápidamente al calor del Sol (Pla-García et al., 2016). Al calentarse el aire durante el día se genera una onda de presión que recorre el planeta, lo que explica los picos y valles diarios.
• Diferencia estacional. Lo más llamativo es que las curvas se sitúan a alturas diferentes. La presión es mucho más alta en verano (sol 196) que en primavera (sol 53). Esto se debe a que en Marte el propio aire se congela en los polos durante el invierno y forma casquetes de hielo seco (CO₂). Cuando llega el verano, ese hielo vuelve a convertirse en gas (sublimación) y regresa a la atmósfera, lo que aumenta la presión global.

Limitación observada. Al examinar con detalle la curva del sol 543 (invierno) se observa que solo hay datos de las primeras 6 horas del día. Esto impide ver el ciclo completo del invierno y comparar su amplitud diaria con la de las otras estaciones.

Búsqueda de un ciclo completo: el sol 1212. Para resolver la falta de datos del solsticio de invierno se buscó un sol equivalente en un año marciano posterior. Como un año en Marte dura aproximadamente 668 soles, los eventos estacionales se repiten con ese ciclo. Sumando la duración de un año marciano al sol 543 (543 + 668 = 1211) y revisando el repositorio de la NASA, se encontró que el sol 1212 correspondía exactamente al mismo momento estacional (solsticio de invierno), con un registro mucho más completo de las 24 horas del día.

Con el sol 1212 integrado se obtiene una visión mucho más clara de la meteorología de Gale:

1. Pico máximo en verano. La curva de verano (roja) es la más alta porque el verano austral coincide con el momento en que Marte está más cerca del Sol (perihelio). El polo sur se calienta mucho y libera una enorme cantidad de gas a la atmósfera, lo que aumenta la presión atmosférica.
2. La primavera es el punto más bajo. La curva verde (sol 53) se sitúa en el fondo porque los polos han acumulado la mayor cantidad de hielo, “robándole” gas a la atmósfera, de modo que la presión atmosférica global es mínima.
3. Estabilización en invierno y en otoño. Gracias al sol 1212 se observa que en invierno la presión es moderada. Esto ocurre porque, mientras un polo se congela, el otro libera gas, lo que crea un equilibrio temporal en la presión que mide Curiosity cerca del ecuador.

Conclusiones

Pese a ser mucho más delgada que la de la Tierra (con una presión media de apenas 7 milibares), la atmósfera de Marte es extremadamente dinámica y sensible, y responde de forma inmediata a los cambios de temperatura. Las variaciones diarias observadas en todas las gráficas demuestran la existencia de mareas térmicas: ondas de presión que recorren el planeta cada sol debido a la rapidez con que se calienta y enfría su ligera atmósfera de dióxido de carbono.

La elevada excentricidad de la órbita marciana es responsable de que las estaciones no sean simétricas. Como se ha observado, el verano del hemisferio sur (sol 196) presenta los niveles de presión más altos. Esto ocurre porque, al encontrarse el planeta en su punto más cercano al Sol (perihelio), el calor basta para que el hielo seco de los casquetes polares se convierta masivamente en gas y aumente la masa total de la atmósfera.

El estudio de estos datos también invita a reflexionar sobre la fragilidad del clima marciano. Hoy se sabe que Marte pierde toneladas de gases al espacio cada día por la acción del viento solar, un proceso que comenzó hace millones de años, cuando el planeta perdió su campo magnético protector. Lo que mide Curiosity es el remanente de una atmósfera que en el pasado fue mucho más densa y permitió la existencia de agua líquida en la superficie.

Por último, la sustitución del sol 543 por el sol 1212 subraya una lección fundamental de la investigación científica: los datos no siempre son perfectos ni completos. Identificar un vacío de información y buscar una solución técnica, como calcular un sol equivalente en un año marciano posterior, fue clave para obtener una visión ininterrumpida del invierno en Gale y una comparación estacional mucho más sólida.

Disponibilidad de datos y código

Todos los datos utilizados en este estudio se obtuvieron del Planetary Data System (PDS) de la NASA. El código en Python utilizado para la limpieza, el promediado y la representación gráfica de la presión atmosférica está disponible en github.com/maildovale/Analisis-Atmosfera-Marte-REMS.

Herramientas: Python 3, Pandas y Matplotlib.

Referencias

• Franz, H. B., Trainer, M. G., Malespin, C. A., Mahaffy, P. R., Atreya, S. K., Manning, H. L., & Wong, M. H. (2017). Initial SAM calibration gas experiments on Mars: Quadrupole mass spectrometer results and implications. Planetary and Space Science, 138, 44–54.
• Jakosky, B. M. (2020). Atmospheric loss to space and the history of water on Mars. Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 48(1), 711–738.
• NASA (2024). Mars: Facts. NASA Science.
• PDS Atmospheres Node (2024). Mars Science Laboratory: REMS MODRDR Data Product Documentation. NASA Planetary Data System.
• Pla-García, J., Rafkin, S. C. R., Martínez, G. M., Vicente-Retortillo, Á., Newman, C. E., De la Torre Juárez, M., & Savijärvi, H. (2016). The meteorology of Gale crater as determined from rover environmental monitoring station observations and numerical modeling. Part I: Comparison of model simulations with observations. Icarus, 280, 103–113.