Marte


Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrônomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrônomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenômeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram atividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microrganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

  • Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
  • Azoto (N2): 2.7%
  • Árgon (Ar): 1.6%
  • Oxigênio (O2): 0.13%
  • Água (H2O): 0.03%
  • Néon (Ne): 0.00025 %

O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.

Estatísticas de Marte

 Massa (kg) 6.421e+23
 Massa (Terra = 1) 1.0745e-01
 Raio equatorial (km) 3,397.2
 Raio equatorial (Terra = 1) 5.3264e-01
 Densidade média (gm/cm^3) 3.94
 Distância média ao Sol (km) 227,940,000
 Distância média ao Sol (Terra = 1) 1.5237
 Período de rotação (horas) 24.6229
 Período de rotação (dias) 1.025957
 Período orbital (dias) 686.98
 Velocidade média orbital (km/seg) 24.13
 Excentricidade orbital 0.0934
 Inclinação do eixo (graus) 25.19
 Inclinação orbital (graus) 1.850
 Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) 3.72
 Velocidade de escape no equador (km/seg) 5.02
 Albedo geométrico visual 0.15
 Magnitude (Vo) -2.01
 Temperatura mínima à superfície -140°C
 Temperatura média à superfície -63°C
 Temperatura máxima à superfície 20°C
 Pressão atmosférica (bars) 0.007
 Composição atmosférica: Dióxido de Carbono (C02), Azoto (N2), Argônio (Ar), Oxigênio (O2), Monóxido de Carbono (CO), Água (H2O), Neon (Ne), Criptônio (Kr), Xênon (Xe), Ozono (O3) 95.32%
2.7%
1.6%
0.13%
0.07%
0.03%
0.00025%
0.00003%
0.000008%
0.000003%

Animações de Marte

Vistas de Marte

O Interior de Marte

O conhecimento atual do interior de Marte sugere que pode ser constituído por uma crusta fina, semelhante à da Terra, um manto e um núcleo. Utilizando quatro parâmetros, a dimensão e massa do núcleo de Marte podem ser determinados. No entanto, apenas são conhecidos três desses quatro parâmetros, que são a massa total, a dimensão de Marte e o momento de inércia. A massa e a dimensão foram determinados em pormenor em missões anteriores. O momento da inércia foi determinado pela sonda Viking e por valores Doppler do Pathfinder, pela medida da taxa de precessão de Marte. O quarto parâmetro, necessário para completar o modelo do interior, será obtido por futuras missões. Com os três parâmetros conhecidos, o modelo é significativamente reduzido. Se o núcleo marciano é denso (composto de ferro) semelhante ao da Terra, ou os meteoritos SNC são originários de Marte, então o raio mínimo do núcleo seria de cerca de 1300 quilômetros. Se o núcleo é feito de material menos denso, tal como uma mistura de enxofre e ferro, o raio máximo seria provavelmente de menos de 2000 quilômetros. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)

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Mapa Topográfico de Marte

Esta imagem é um mapa topográfico de Marte recentemente divulgado. A topografia completa de Marte tem cerca de 19 milhas (30 quilômetros), uma vez e meia as altitudes encontradas na Terra. O aspecto mais curioso do mapa é a diferença entre o hemisfério Norte baixo e suave e o hemisfério Sul com muitas crateras, que é, em média, cerca de três milhas (cinco quilômetros) mais alto do que o norte. (Cortesia GSFC/NASA)

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Hemisfério Schiaparelli

Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiaparelli de Marte. O centro da imagem é perto da cratera de impacto Schiaparelli, com 450 quilômetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Oxie Palus, à esquerda e acima na imagem, foram causadas pela erosão e/ou depósito pelo vento. Áreas brancas brilhantes a sul, incluindo a bacia de impacto Hellas no extremo inferior direito, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS)

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Vales Marineris

Esta imagem é um mosaico do hemisfério dos Vales Marineris de Marte. É uma vista semelhante à que se poderia ver de uma nave espacial. O centro da cena mostra todo o sistema de desfiladeiros Vales Marineris, com mais de 3,000 quilômetros (1,860 milhas) de comprimento e cerca de 8 quilômetros (5 milhas) de profundidade, que se estende de Noctis Labyrinthus, o sistema de falhas tectônicas em forma de arco, a oeste, até ao terreno caótico a leste. Muitos imensos canais de rios antigos começam no terreno caótico e nos desfiladeiros no centro-norte e correm para norte. Muitos dos canais fluíram até uma bacia chamada Acidalia Planitia, que é a área escura no extremo norte desta fotografia. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho escuro), cada um com cerca de 25 quilômetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos cobertos por muitas crateras de impacto a sul dos Vales Marineris. (Cortesia USGS)

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Abismo Candor Central – Vista oblíqua

Esta imagem mostra parte do Abismo Candor nos Vales Marineris. Está centrado na latitude -5.0, longitude 70.0. O ponto de vista é de norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por forças tectônicas, perda de massa, vento e talvez por água e vulcanismo. (Cortesia USGS)

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Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada)

Esta fotografia (centrada na latitude 4° S, longitude 76° W) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (em baixo à esquerda), Ophir Chasm (em baixo à direita), e Hebes Chasm (acima à direita). Níveis de depósitos complexos nos desfiladeiros podem ter ocorrido em lagos, e se aconteceu, estes são de grande interesse em futuras pesquisas de vida fóssil em Marte. Os depósitos de tom rosa no Abismo Candor podem ser devidos a alterações hidrotérmicas e à produção de óxidos de ferro cristalino. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde) e 279B12 (vermelho) com uma resolução de 240 metros/pixel. A fotografia tem 231 quilômetros de largura. O norte está a 47° do topo, no sentido horário.)

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Deslizamento nos Vales Marineris

Apesar de os Vales Marineris terem sido originados como uma estrutura tectônica, foram modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em pormenor de um deslizamento da parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda da cratera que está no planalto adjacente aos Vales Marineris. Note-se a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu pelo solo dos Vales Marineris. Podem ser vistas várias camadas distintas nas paredes da depressão. Estas camadas podem ser regiões de composição química ou propriedades mecânicas distintas na crusta marciana. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

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3 Vistas do TEH de Marte em Oposição

Estas vistas do Telescópio Espacial Hubble fornecem a cobertura mais completa e detalhada do Planeta Vermelho, alguma vez vista da Terra. As fotografias foram obtidas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilômetros (65 milhões de milhas). Para surpresa dos pesquisadores, Marte tem mais nuvens do que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e mais seco, porque o vapor de água na atmosfera congela para formar nuvens de cristais de gelo. As três imagens mostram as regiões de Tharsis, Vales Marineris e Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA)

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Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho, do Hubble

Esta vista de Marte do Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a fotografia mais nítida alguma vez obtida da Terra, superada apenas pelas imagens em pormenor enviadas pela sondas espaciais que visitaram o planeta. A fotografia foi obtida em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de cerca de 103 milhões de quilômetros (65 milhões de milhas) da Terra.

Por ser Primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono congelado à volta da calote de água gelada sublimou, e a calote regrediu até ao tamanho do seu núcleo de água congelada, com várias centenas de milhas de diâmetro. A abundância de porções de nuvens brancas indica que a atmosfera é mais fria do que o observado por sondas espaciais na década de 1970. Notam-se nuvens matinais ao longo da borda ocidental (à esquerda) do planeta. Estas formaram-se durante a noite quando a temperatura de Marte baixa e a água na atmosfera congela e forma nuvens de cristais de gelo. O vulcão Ascraeus Mons, que se ergue a 25 quilômetros (16 milhas) acima das planícies que o circundam, emerge da camada de nuvens próximas da borda ocidental. Os Vales Marineris estão abaixo à esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA)

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Origem da Corrente do Canal Ravi Vallis

Esta imagem da parte inicial de Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilômetros (186 milhas). Tal como muitos outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, Ravi Vallis teve a sua origem numa região de terreno desmoronado e quebrado (“caótico”) nos planaltos mais antigos e cheios de crateras. As estruturas nestes canais indicam que foram cavadas por água líquida em correntes a grande velocidade. O início abrupto do canal aparentemente sem afluentes, sugere que a água foi libertada em grande pressão de uma camada limitada do solo congelado. À medida que a água era libertada e corria, a superfície desmoronava, produzindo a quebra e a derrocada aqui mostradas. Podem ser vistas nesta imagem três destas regiões de material desmoronado caótico, ligadas por um canal cujo leito foi limpo por água corrente. A corrente neste canal era de oeste para leste (da esquerda para a direita). Este canal, por fim, liga-se a um sistema de canais que fluem para norte para a bacia Chryse. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

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Ilhas de Linhas Aerodinâmicas

A água que escavou os canais no norte e leste do sistema de desfiladeiros dos Vales Marineris tem um tremendo poder erosivo. Uma consequência desta erosão foi a formação de ilhas de linhas aerodinâmicas onde a água encontra obstáculos no seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas deste tipo que se formaram devido ao desvio da água provocado por duas crateras com 8 a 10 quilômetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Vallis na Chryse Planitia. A água correu de sul para norte (de baixo para cima na imagem). A altura da escarpa que circunda a ilha de cima é de cerca de 400 metros (1,300 pés), e a escarpa que circunda a ilha do sul tem cerca de 600 metros (2,000 pés) de altura. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

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Rede de Vales

Ao contrário do mostrado nas duas imagens acima, muitos sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Pelo contrário, mostram uma semelhança com sistemas de drenagem na Terra, onde a água corre mais lentamente durante maiores intervalos de tempo. Tal como na Terra, os canais aqui mostrados juntam-se para formar canais maiores.

No entanto, estas redes de vales estão menos desenvolvidas do que os sistemas de drenagem na Terra, faltando aos exemplos marcianos canais pequenos que alimentam vales grandes. Por causa da ausência de canais pequenos nas redes de vales marcianas, acredita-se que os vales foram escavados pela água corrente e não pela água da chuva. Apesar da água líquida ser atualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que a água corrente pode ter formado redes de vales se a água correu por baixo de uma camada protetora de gelo. Em alternativa, pelo motivo de as redes de vales estarem confinadas a regiões relativamente velhas de Marte, a sua presença pode indicar que Marte já teve um clima mais quente e úmido no início da sua história.(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)

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Calote do Polo Sul

Esta imagem mostra a calote do polo sul de Marte tal como aparece no seu tamanho mais pequeno, com cerca de 400 quilómetros (249 milhas). Consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calote de dióxido de carbono nunca derrete completamente. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA)

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Calote do Polo Norte

Esta imagem representa uma vista oblíqua da calote do polo norte de Marte. Ao contrário do polo sul, a calote do polo norte provavelmente consiste de água congelada. (Copyright Calvin J. Hamilton)

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Terreno Polar Laminado

Uma das descobertas da sonda Mariner 9 foi que a calote polar sul de Marte é feita de camadas finas ou lâminas de gelo e sedimento. Quatro anos mais tarde, em 10 de Outubro de 1976, a sonda Viking 2 obteve esta fotografia da calote polar norte marciana. As camadas visíveis ocorreram como resultado de poeira levada pelo vento para a calote polar. Por existirem variações climáticas nas calotes, elas expandem-se e contraem-se. As camadas de sedimento de poeira tendem a tornar-se mais espessas perto dos polos onde os depósitos de gelo permanecem durante longos períodos de tempo. A espessura dos depósitos indica que foram formados durante variações climáticas cíclicas e não durante alterações anuais. Enquanto o gelo se afasta de uma região, o vento expõe as camadas esculpindo vales e escarpas. A formação dos depósitos em camadas é um processo actualmente activo. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton)

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Campo de Dunas

Esta imagem mostra diversos tipos de dunas que se encontram no campo de dunas circumpolar norte. Esta imagem reduzida mostra uma secção de dunas transversais. A imagem completa tem um campo de dunas transversais à esquerda e dunas do tipo “barchan” à direita com uma zona de transição entre elas. As dunas transversais estão orientadas perpendicularmente à direção predominante do vento. São longas e lineares e frequentemente unem-se às vizinhas numa junção em “Y” num ângulo pequeno. As dunas do tipo barchan são pequenos montes em forma de crescente com as pontas na direção do vento. Estas dunas são comparáveis em dimensão às maiores dunas encontradas na Terra.(Copyright Calvin J. Hamilton)

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Tempestade de Poeira Local

Tempestades de poeira local são relativamente comuns em Marte. Têm tendência para ocorrer em áreas de gradientes topográficos e/ou térmicos elevados (normalmente perto das calotes polares), onde os ventos de superfície seriam mais fortes. A tempestade tem várias centenas de quilômetros de extensão e está localizada perto do extremo da calote do polo sul. Algumas tempestades locais crescem, outras extinguem-se. (Copyright Calvin J. Hamilton; legenda de LPI)

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Rocha Branca

Esta imagem mostra uma formação menos conhecida e invulgar em Marte. É normalmente denominada de “Rocha Branca”. A formação branca é o preenchimento de uma cratera erodida, mas exatamente como foi formada não foi ainda satisfatoriamente explicado. A Rocha Branca não foi formada por processos polares porque está situada perto do equador a uma latitude de -8 graus e uma longitude de 355 graus. Foi modificada por erosão eólica mostrando características de erosão transversais e longitudinais. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton)

White Rock - Mars Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton
A Atmosfera Marciana

Esta imagem oblíqua obtida pela sonda orbital Viking mostra uma ténue faixa da atmosfera marciana. A fotografia está tirada para nordeste através da bacia Argyre. A bacia Argyre tem cerca de 600 quilômetros de diâmetro com uma borda escarpada com cerca de 500 quilômetros de espessura. (Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton)

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Resumo das Luas de Marte

A tabela seguinte mostra o raio, massa, distância do centro do planeta, o descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Marte:

Lua # Raio
(km)
Massa
(kg)
Distância
(km)
Descobridor Data
Fobos I 13.5×10.8×9.4 1.08e+16 9,380 A. Hall 1877
Deimos  II 7.5×6.1×5.5 1.80e+15 23,460 A. Hall 1877

 


 Hidrologia

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.
Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.

A água líquida não pode existir na superfície de Marte devido à baixa pressão atmosférica, a não ser em menores elevações por curtos períodos. As duas calotas polares parecem ser feitas em grande parte de água. O volume de gelo de água na camada de gelo o polo sul, se derretido, seria suficiente para cobrir toda a superfície do planeta a uma profundidade de 11 metros. Há trechos de manto de permafrost no polo nas latitudes de cerca de 60°.

Acredita-se que grandes quantidades de gelo de água esteja presa dentro da espessa criosfera de Marte. Os dados de radar da Mars Express e da Mars Reconnaissance Orbiter mostra grandes quantidades de gelo de água em ambos os polos (julho de 2005) e nas latitudes médias (novembro de 2008). A sonda Phoenix retirou amostras de gelo de água do solo marciano em 31 de julho de 2008.

Formas de relevo visíveis em Marte sugerem fortemente que água em estado líquido existe na superfície do planeta, ao menos em alguns períodos. Faixas lineares enormes de terra lavada, conhecidas como canais de escoamento, atravessam a superfície em cerca de 25 lugares. Acredita-se que estas faixas são registros de erosões que ocorreram durante a liberação catastrófica de água de aquíferos subterrâneos, embora algumas destas estruturas também podem ter sido resultado da ação de geleiras ou de lava. Um dos maiores exemplos maiores, Ma’adim Vallis tem cerca de 700 km de comprimento e é muito maior que o Grand Canyon, com uma largura de 20 km e uma profundidade de 2 km em alguns lugares. Acredita-se que foi esculpido por água corrente no início da história do planeta. Acredita-se que o mais novo destes canais formou-se recentemente, há apenas alguns milhões de anos. Em outros lugares, particularmente nas áreas mais antigas da superfície marciana, redes dendríticas mais finas de vales estão espalhadas por proporções significativas da paisagem. As características destes vales e sua distribuição indicam que eles foram esculpidos pelo escoamento resultante da chuva ou queda da neve no início da história de Marte. Fluxos de água subsuperficiais e subterrâneos podem desempenhar papéis subsidiários importantes em algumas redes , mas a precipitação foi, provavelmente, a principal causa da formação em quase todos os casos.

Ao longo de crateras e de paredes de desfiladeiros, há também milhares de pontos geográficos que parecem semelhantes às ravinas terrestres. As ravinas tendem a surgir nas terras altas do hemisfério sul e próximas ao Equador, todas em direção aos polos de 30° de latitude. Vários autores têm sugerido que o seu processo de formação teria exigido o envolvimento de água líquida, provavelmente devido ao degelo, embora outros defendam mecanismos de formação de geada envolvendo o dióxido de carbono ou o movimento do pó seco. Não foram observadas ravinas parcialmente degradadas pelo intemperismo ou crateras sobrepostas, indicando que estas são características muito jovens, possivelmente ainda ativas atualmente. hoje.

Outras características geológicas, como deltas e leques aluviais preservados em crateras, também apontam que condições mais quentes e mais úmidas em algum intervalo ou intervalos na história antiga de Marte. Tais condições requerem necessariamente a presença generalizada de lagoas em uma grande proporção da superfície, para o qual também há evidências mineralógicas, sedimentológicas e geomorfológicas independentes. Alguns autores têm chegado a afirmar que, às vezes, no passado marciano, a maior parte das baixas planícies do norte do planeta foram cobertos com um verdadeiro oceano de centenas de metros de profundidade, embora isso permaneça controverso.

Possível escoamento de água do solo de Marte.
Possível escoamento de água do solo de Marte.

Outra evidência de que a água líquida existiu em algum momento sobre a superfície de Marte vem a partir da detecção de minerais específicos, como hematite e goethita, ambos os quais se formam, por vezes, na presença de água. Algumas das evidências que pareciam indicar antigas bacias hidrográficas e fluxos tem sido refutadas por estudos de alta resolução feitos pelo Mars Reconnaissance Orbiter. Em 2004, o Opportunity detectou o mineral jarosita. Esta forma só existe na presença de água ácida, o que demonstra que a água uma vez existiu em Marte. Evidências mais recentes de água líquida vem da constatação do mineral gipsita na superfície feitas pelo Opportunity da NASA em dezembro de 2011. Além disso, o líder do estudo, Francis McCubbin, cientista planetário da Universidade do Novo México em Albuquerque analisou hidroxilas em minerais cristalinos de Marte que indicam que a quantidade de água no manto superior de Marte é igual ou maior do que a da Terra, entre de 50 e 300 partes por milhão de água, o que é suficiente para cobrir todo o planeta a uma profundidade de 200 a 1000 metros.

Em 18 de Março de 2013, a NASA relatou evidências de instrumentos no rover Curiosity da hidratação mineral, como sulfato de cálcio hidratado provavelmente em várias amostras de rochas, incluindo fragmentos das rochas “Tintina” e “Sutton Inlier”, bem como nas veias e nódulos em outras rochas como “Knorr” e “Wernicke”. Análises usando o instrumentos DAN instrumento do Curiosity forneceram evidências da presença de água subterrânea, até uma profundidade de 60 cm.

Calotas polares

Marte tem duas calotas polares de gelo permanentes. Durante o inverno, um dos polo que fica em escuridão permanente, resfria a superfície e provoca a deposição de 25 a 30% da atmosfera em placas de gelo de CO2 (gelo seco). Quando os polos são novamente expostos à luz solar, o congelado CO2 entra em sublimação, criando enormes ventos que varrem os polos a velocidades de até 400 km/h. Esses ventos sazonais transportam grandes quantidades de poeira e vapor de água, dando origem a geadas, como na Terra, e de grandes nuvens cirrus. Nuvens de água gelada foram fotografados pelo rover Opportunity em 2004.

As calotas polares em ambos os polos são compostas principalmente de gelo de água. Dióxido de carbono congelado acumula como uma camada relativamente fina de cerca de um metro de espessura na calota norte apenas no inverno, enquanto a calota do sul tem uma cobertura de gelo seco permanente de cerca de oito metros de espessura. Esta cobertura permanente de gelo seco no polo sul é salpicada por alguns tipos de poços circulares que se repetem e estão se expandindo alguns metros por ano; isso sugere que a cobertura permanente de CO2sobre o gelo do polo sul está a degradar-se ao longo do tempo. A calota polar norte tem um diâmetro de aproximadamente mil quilômetros durante o verão do hemisfério norte de Marte e contém cerca de 1,6 milhões de quilômetros cúbicos de gelo, que, se espalhado uniformemente sobre a calota, teria 2 km de espessura. Em comparação, a camada de gelo da Groenlândia tem um volume de 2,85 milhões de quilômetros cúbicos (km³). A calota polar do sul tem um diâmetro de 350 km e uma espessura de 3 km. O volume total de gelo na calota polar sul, mais os depósitos em camadas adjacentes, tem também sido estimado em 1,6 milhões de km cúbicos. Ambas as calotas polares apresentam calhas espirais, que em recente análise do radar SHARAD mostrou serem resultado de ventos catabáticos em espiral devido ao efeito Coriolis.

A queda de geada sazonal em algumas áreas perto da calota polar sul resulta na formação de placas transparentes de 1 metro de espessura de gelo seco acima do solo. Com a chegada da primavera, a luz solar aquece o subsolo e a pressão de sublimação CO2 acumula-se elevando e, finalmente, rompendo-se. Isto leva a erupções de gêiseres de gás CO2 misturado com areia ou pó de basalto escuro. Este processo é rápido e acontece no espaço de alguns dias, semanas ou meses, com uma taxa de variação bastante incomum em geologia – especialmente para Marte.

Clima

De todos os planetas do Sistema Solar, as estações de Marte são as mais parecido com as da Terra, devido às inclinações semelhantes de eixos de rotação dos dois planetas. As durações das estações marcianas são cerca de duas vezes as da Terra, já que Marte está a uma maior distância do Sol, o que leva o ano marciano a ser equivalente a cerca de dois anos terrestres em duração. As temperaturas de superfície de Marte variam de -143°C (no inverno nas calotas polares) para máximos de até 35°C (no verão equatorial). A ampla variedade de temperaturas é devido à fina atmosfera que não consegue armazenar muito calor solar, a baixa pressão atmosférica e a baixa inércia térmica do solo marciano. O planeta também é 1,52 vezes mais distante do Sol que a Terra, o que resulta em apenas 43% da quantidade de luminosidade em comparação com a Terra.

Se Marte tivesse uma órbita semelhante a da Terra, as suas estações também seria semelhantes, porque a sua inclinação axial é semelhante à da Terra. A relativamente grande excentricidade da órbita de Marte tem um efeito significativo. O planeta está mais próximo do periélio quando é verão no hemisfério sul e inverno no norte e próximo do afélio quando é inverno no hemisfério sul e verão no norte. Como resultado, as estações do ano no hemisfério sul são mais extremas e as estações do ano no norte são mais leves do que o esperado. As temperaturas de verão no sul podem chegar a até 30 graus kelvin mais quentes do que as temperaturas de verão equivalentes no norte.

Marte também tem as maiores tempestades de poeira do Sistema Solar. Estas podem variar de uma tempestade sobre uma pequena área, até tempestades gigantescas que cobrem todo o planeta. Elas tendem a ocorrer quando Marte está mais próximo do Sol e demonstraram aumentar a temperatura global.

Astronomia e órbita

A distância média entre Marte e o Sol é de cerca de 230 000 000 km (1,5 UA, ou 143 milhões de milhas) e seu período orbital é de 687 dias terrestres, como representado pela trilha vermelha, com a órbita da Terra mostrada em azul (animação).
A distância média entre Marte e o Sol é de cerca de 230 000 000 km (1,5 UA, ou 143 milhões de milhas) e seu período orbital é de 687 dias terrestres, como representado pela trilha vermelha, com a órbita da Terra mostrada em azul (animação).

Com a existência de várias sondas e rovers, agora é possível estudar a astronomia do céu marciano. Fobos, uma das duas luas de Marte, tem cerca de um terço do diâmetro angular da Lua cheia como ela aparece na Terra, enquanto Deimos aparece mais ou menos parecido com uma estrela e aparece apenas um pouco mais brilhante do que Vênus na Terra. Existem vários fenômenos, conhecidos na Terra, que têm sido observados em Marte, como meteoros e auroras. Uma passagem da Terra vista de Marte ocorrerá em 10 de novembro de 2084. Há também trânsitos de Mercúrio e os trânsitos de Vênus e das luas Fobos e Deimos são de diâmetro angular suficientemente pequeno para que seus “eclipses solares” parciais sejam melhor considerados (ver Trânsito de Deimos em Marte).

A distância média de Marte ao Sol é de cerca de 230 milhões de quilômetros (1,5 UA) e seu período orbital é de 687 dias (Terra). O dia solar em Marte é apenas um pouco maior do que um dia na Terra: 24 horas, 39 minutos e 35,244 segundo. Um ano marciano é igual a 1,8809 anos terrestres, ou um ano, é igual a 320 dias e 18,2 horas. A inclinação do eixo de Marte é de 25,19 graus, semelhante à inclinação axial da Terra. Como resultado, Marte tem estações como a Terra, embora sejam mais longas. Atualmente, a orientação do polo norte de Marte está próxima da estrela Deneb. Marte passou seu afélio março 2010 e seu periélio em março 2011.

Marte tem uma excentricidade orbital relativamente acentuada, de cerca de 0,09; entre os outros sete planetas do Sistema Solar, só Mercúrio mostra maior excentricidade. Sabe-se que, no passado, Marte teve uma órbita circular em muito mais do que atualmente. Em um ponto há 1,35 milhão de anos terrestres, Marte tinha uma excentricidade de cerca de 0,002, muito menor do que a da Terra hoje. O ciclo de excentricidade de Marte é de 96.000 anos terrestres em relação ao ciclo de 100 mil anos da Terra. O planeta também tem um muito mais tempo do ciclo de excentricidade com um período de 2,2 milhões de anos e isso ofusca o ciclo de 96.000 anos nos gráficos de excentricidade. Durante os últimos 35 mil anos, a órbita de Marte foi ficando um pouco mais excêntrica por causa dos efeitos gravitacionais dos outros planetas. A menor distância entre a Terra e Marte continuará a diminuir ligeiramente nos próximos 25 mil anos.

Observação

Animação do movimento retrógrado aparente de Marte em 2003 visto a partir da Terra.
Animação do movimento retrógrado aparente de Marte em 2003 visto a partir da Terra.

Pela órbita de Marte ser excêntrica, a sua magnitude aparente em oposição ao Sol pode variar de -3,0 a -1,4. O brilho mínimo é de magnitude 1,6, quando o planeta está em conjunção com o Sol. Marte geralmente aparece distintamente amarelo, laranja ou vermelho; a cor real do planeta está mais próximo de caramelo e a vermelhidão observada é apenas poeira na atmosfera do planeta, considerando isso, o rover Spirit, da NASA, registrou imagens de uma paisagem marrom-esverdeada com pedras azul-acinzentadas e manchas de areia vermelha. Quando mais distante do que a Terra, fica a mais de sete vezes mais longe de nosso planeta do que quando está próximo. Quando menos favoravelmente posicionado, ele pode ser perdido no brilho do Sol por meses. Em seus momentos mais favoráveis — em intervalos entre 15 e 17 anos, sempre entre o final de Julho e finais de Setembro — Marte mostra a riqueza de detalhes de sua superfície. Especialmente notável, mesmo em baixa ampliação, são as suas calotas polares.

Conforme Marte se aproxima ao ponto de oposição, começa um período de movimento retrógrado em que o planeta vai aparecer para se mover para trás em um movimento delooping em relação às estrelas de fundo. A duração deste movimento retrógrado tem a duração de cerca de 72 dias e Marte atinge o seu pico de luminosidade no meio deste movimento.

Exploração direta

Desde que uma nave espacial visitou o planeta durante as missões Mariner da NASA nos anos 1960 e 1970, estes conceitos foram radicalmente quebrados. Além disso, os resultados das experiências de detecção de vida pela Viking auxiliaram para o atraso da hipótese de que Marte era planeta hostil e morto fosse geralmente aceita.

O Curiosity na superfície de Marte.
O Curiosity na superfície de Marte.

Mariner 9 e Viking permitiram a obtenção de mapas melhores do planeta através do uso dos dados destas missões. Outro grande salto foi a missão Mars Global Surveyor, lançada em 1996 e que funcionou até final de 2006 e permitiu mapas completos e extremamente detalhados da topografia, campo magnético, superfície e minerais marcianos. Estes mapas estão agora disponíveis on-line, por exemplo, no Google Mars. O Mars Reconnaissance Orbiter e a Mars Express continuaram explorando novos instrumentos.

Além da observação da Terra, algumas das mais recentes informações sobre Marte vêm de cinco sondas ativas na órbita do planeta, incluindo três sondas e dois rovers. Isto inclui a Mars Odyssey, a Mars Express, o Mars Reconnaissance Orbiter e os robôs Opportunity e Curiosity.

Dezenas de naves espaciais não tripuladas, como sondas orbitais e rovers, foram enviadas para Marte pela União Soviética, Estados Unidos, Europa e Japão para estudar a superfície, o clima e a geologia do planeta. O público pode solicitar imagens de Marte através do programa HiWish. O Mars Science Laboratory, chamado de Curiosity, foi lançado em 26 de novembro de 2011 e chegou a Marte em 6 de agosto de 2012 (UTC). É maior e mais avançado do que os Mars Exploration Rovers, com uma taxa de movimento de até 90 metros por hora.

A Organização Indiana de Pesquisa Espacial lançou a missão Mars Orbiter Mission em 5 de novembro de 2013, com o objetivo de analisar a atmosfera e a topografia marciana. Equipado com sensores de metano, câmeras multi-espectrais, espectrômetros de imagem em infravermelho termal, fotômetros e outros itens em sua carga útil, a missão procura expandir a compreensão humana do Sistema Solar. Lançado de PSLV-C25, a missão Mars Reconnaissance Orbiterusou uma órbita de transferência de Hohmann para escapar da influência gravitacional da Terra e catapultar para uma longa viagem de nove meses até Marte. Essa é a primeira missão interplanetária bem-sucedida da Ásia e a sonda Mangalyaan, estuda o planeta Marte desde 24 de setembro de 2014.

Panorama de Marte visto pelo robô Opportunity.
Panorama de Marte visto pelo robô Opportunity.

Antiguidade e Idade Média

A existência de Marte como um objeto errante no céu noturno foi registrada por astrônomos do Egito Antigo e, em torno do ano 1534 a.C., eles já estavam familiarizados com o movimento retrógrado do planeta. No período do Império Neobabilônico, os astrônomos babilônios faziam registros regulares das posições dos planetas e observações sistemáticas do seu comportamento. Sobre Marte, eles sabiam que o planeta fazia 37 períodos sinódicos, ou 42 circuitos do zodíaco, a cada 79 anos. Eles também inventaram métodos aritméticos para fazer pequenas correções para as posições previstas dos planetas.

No século IV a.C, Aristóteles observou que Marte desapareceu por trás da Lua durante uma ocultação, indicando que o planeta estava mais distante. Ptolomeu, um grego que vivia em Alexandria, tentou resolver o problema do movimento orbital de Marte. O modelo de Ptolomeu e sua obra coletiva sobre astronomia foram apresentados no Almagesto, que tornou-se o principal tratado da astronomia ocidental nos quatorze séculos seguintes. A literatura da China antiga confirma que Marte era conhecido pelos astrônomos chineses no século IV. No século V d.C., o texto astronômico indiano Surya Siddhantaestimou o diâmetro de Marte.

Durante o século XVII, Tycho Brahe mediu a paralaxe diurna de Marte que Johannes Kepler usou para fazer um cálculo preliminar da distância em relação ao planeta. Quando o telescópio se tornou disponível, a paralaxe diurna de Marte foi novamente medida em um esforço para determinar a distância Sol-Terra. Esta foi realizada pela primeira vez por Giovanni Domenico Cassini em 1672. As primeiras medições de paralaxe foram prejudicadas pela qualidade dos instrumentos. A única ocultação de Marte por Vênus observada foi a de 13 de outubro de 1590, vista por Michael Maestlin em Heidelberg. Em 1610, Marte foi visto por Galileu Galilei, que foi o primeiro a vê-lo através de um telescópio. A primeira pessoa a desenhar um mapa de Marte que exibia características da superfície foi o astrônomo neerlandês Christiaan Huygens.


 

FONTES:  Solar Views (Créditos: Calvin J. Hamilton)Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS (Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva)

DADOS COMPLEMENTARES: Wikipédia

Imagens: NASA

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