As ravinas formadas por gás são relativamente raras em Marte, constituindo apenas uma fração do número total de ravinas observadas no planeta. Estima-se que existam milhares de ravinas em Marte, mas apenas uma pequena percentagem delas foi identificada como tendo processos de formação relacionados com gás.

Acredita-se que a maioria das ravinas em Marte tenham sido formadas por água líquida, seja por escoamento superficial ou infiltração de água subterrânea. Embora existam ravinas formadas por gás, elas são consideradas uma ocorrência menos comum e estão frequentemente associadas a condições regionais ou ambientais específicas.

As áreas de Marte que apresentam ravinas formadas por gás tendem a ter certas características que favorecem a produção e liberação de gases. Estas condições podem incluir a presença de materiais ricos em voláteis, como dióxido de carbono ou metano, e características topográficas específicas que facilitam a acumulação e movimento de gases. Algumas das regiões conhecidas em Marte com ravinas formadas por gás incluem a Bacia de Hellas, Valles Marineris e a região de Candor Chasma.

É importante notar que o estudo e a identificação de ravinas formadas por gás em Marte ainda são áreas de pesquisa em andamento. À medida que a nossa compreensão do clima, geologia e reservatórios voláteis de Marte continua a melhorar, o nosso conhecimento dos processos de formação e distribuição de ravinas pode evoluir, revelando potencialmente novos insights sobre a diversidade de características geomórficas em Marte.