Astronomia/Marte

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Marte
Mars Hubble.jpg
Características orbitais
Semieixo maior 227.939.100 km
1,523679 UA
Perélio 206.669.000 km
1,381497 UA
Afélio 249.209.300 km
1,665861 UA
Excentricidade 0,093315
Período orbital 686,971 dias (1,8808 anos)
Período sinódico 779,96 dias (2,135 anos)
Velocidade orbital média 24,077 km/s
Inclinação Com a eclíptica: 1,850°
Com o equador do Sol: 5,65°
Número de Satélites 2 (Fobos e Deimos)
Características físicas
Diâmetro equatorial 6792,4 km
Área da superfície 144.798.500 km²
Volume 1,6318×1011 km³
Massa 6,4174×1023 kg
Densidade média 3,933 g/cm³
Gravidade equatorial 3.711 m/s² g
Dia sideral 24 h 37 min 22 s
(1,025957 dias terrestres)
Velocidade de escape 5,03 km/s
Albedo 0,170
Temperatura média: -63 ºC
mínima: -143 ºC
máxima: 35 ºC
Composição da atmosfera
Pressão atmosférica 0,636 µPa
Dióxido de Carbono 95,72%
Nitrogênio 2,7%
Argônio 1,6%
Oxigênio 0,2%
Monóxido de carbono 0,07%
Vapor de Água 0,03%
Óxido nítrico 0,01%
Neônio, Criptônio, Formaldeído,
Xenônio, Ozônio, Metano
Traços


Marte é o quarto planeta a partir do Sol, o segundo menor do Sistema Solar. Batizado em homenagem ao deus romano da guerra, muitas vezes é descrito como o "Planeta Vermelho", porque o óxido de ferro predominante em sua superfície lhe dá uma aparência avermelhada. É um planeta rochoso com uma atmosfera fina, com uma superfície que lembram tanto as crateras de impacto da Lua quanto vulcões, vales, desertos e calotas polares da Terra. O período de rotação e os ciclos sazonais de Marte são também semelhantes aos da Terra, assim como é a inclinação que produz as suas estações do ano. Marte é o lar do Monte Olimpo, a segunda montanha mais alta conhecida no Sistema Solar (a mais alta em um planeta), e do Valles Marineris, um desfiladeiro gigantesco. Marte tem duas luas conhecidas, Fobos e Deimos, que são pequenas e de forma irregular podendo ser asteroides capturados.

Até o primeiro voo bem-sucedido sobre Marte feito em 1965 pela Mariner 4, muitos especulavam sobre a presença de água em estado líquido na superfície do planeta. Isto era baseado em variações periódicas observadas em manchas claras e escuras, particularmente nas latitudes polares, que pareciam com mares e continentes; escuras e longas faixas foram interpretadas por alguns como canais de irrigação para a água líquida. Estas características foram mais tarde explicadas como ilusões de óptica, apesar de evidências geológicas recolhidas por missões não tripuladas sugerirem que Marte já teve uma cobertura de água de grande escala em sua superfície. Em 2005, dados de radar revelaram a presença de grandes quantidades de gelo de água nos polos e em latitudes médias. A sonda robótica Spirit coletou amostras de compostos químicos que continham moléculas de água em março de 2007. A sonda Phoenix encontrou amostras de gelo de água no solo marciano raso em 31 de julho de 2008.

Marte está sendo explorado por cinco espaçonaves atualmente: três em órbita — Mars Odyssey, Mars Express e Mars Reconnaissance Orbiter — e duas na superfície — Mars Exploration Rover Opportunity e Mars Science Laboratory Curiosity. Entre as espaçonaves desativadas que estão na superfície marciana estão a sonda Spirit e várias outras sondas e rovers, como a Phoenix, que completou sua missão em 2008. As observações feitas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter revelaram a possibilidade de que exista água corrente no planeta durante os meses mais quentes. Em 2013, o rover Curiosity da NASA descobriu que o solo de Marte contém entre 1,5% e 3% de água em sua massa (cerca de 33 litros de água por metro cúbico, embora não esteja acessível por estar ligada a outros compostos). Marte pode ser facilmente visto da Terra a olho nu, assim como a sua coloração avermelhada. Sua magnitude aparente atinge -3,0 e é superada apenas por Júpiter, Vênus, Lua e Sol.


Características físicas[editar | editar código-fonte]

Marte tem aproximadamente metade do diâmetro da Terra. Ele é menos denso do que a Terra, tendo cerca de 15% do seu volume e 11% de sua massa. A superfície marciana é apenas ligeiramente menor do que a área total de terra firme do planeta Terra. Apesar de Marte ser maior e mais massivo do que Mercúrio, este tem uma densidade mais elevada. Isto resulta em dois planetas com uma força gravitacional quase idêntica na superfície — a de Marte é mais forte por menos do que 1%. A aparência vermelho-alaranjada da superfície marciana é causada pelo óxido de ferro (III), mais comumente conhecido como hematita ou ferrugem. Pode também parecer caramelo, enquanto outras cores comuns de superfície incluem dourado, marrom e esverdeado, dependendo dos minerais presentes.

Topografia[editar | editar código-fonte]

Mapa de Marte de Giovanni Schiaparelli.
Mapa de elevação de Marte baseado nos dados do Mars Global Surveyor.
Mapa de Marte, construído pela NASA a partir de fotografias do Telescópio Espacial Hubble.

A geografia de Marte, também conhecida como areografia, aborda a divisão e caracterização de regiões geográficas de Marte. A geografia marciana centra-se principalmente no que se conhece como geografia física; isto é a distribuição de características físicas ao redor de Marte e suas representações cartográficas. Embora sejam mais lembrados por terem mapeado a Lua, Johann Heinrich von Mädler e Wilhelm Beer foram os primeiros "areográfos". Eles começaram pela constatação de que a maioria das características da superfície de Marte eram permanentes e determinaram com mais precisão o período de rotação do planeta. Em 1840, Mädler reuniu dez anos de observações e desenhou o primeiro mapa de Marte. Ao invés de dar nomes para as várias marcas na superfície, Beer e Mädler simplesmente designaram-as com letras; Sinus Meridiani foi, assim, o recurso de "a".

As primeiras observações foram feitas por telescópios na superfície terrestre. A história destas observações está marcada pelas oposições de Marte, quando o planeta está mais próximo da Terra e por isso é mais facilmente visível, o qual ocorre uma vez a cada dois anos. Inclusive mais notáveis são as oposições periélicas de Marte, que ocorrem a cada aproximadamente 16 anos, e se distinguem pelo fato de Marte se encontrar próximo do periélio, ficando ainda mais próximo à Terra. Em setembro de 1877, (uma oposição periélica tinha ocorrido em 5 de setembro), o astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli publicou o primeiro mapa detalhado de Marte. Estes mapas continham características as quais denominou canali ("canais"), que mais tarde se demonstrou eram unicamente ilusões óticas. Supôs-se que estes canali eram linhas longas e delgadas na superfície de Marte, que receberam nomes de rios famosos da Terra. Seguindo estas observações, sustentou-se durante longo tempo a crença de que Marte continha vastos mares e vegetação. Essa crença pairou até as primeiras naves espaciais visitaram o planeta durante o programa Mariner da NASA nos anos 60, que estes mitos foram contestados. Alguns mapas de Marte foram elaborados usando dados destas missões, mas foi apenas com o lançamento da missão Mars Global Surveyor, lançada em 1996 e concluída em 2006, que se obtiveram mapas completos e elaborados.

Hoje, as características de Marte são denominadas a partir de uma variedade de fontes. Os albedos são nomeados a partir da mitologia clássica. Crateras com mais de 60 km são nomeadas em homenagem a cientistas e escritores já falecidos e outros que contribuíram para o estudo de Marte. Crateras menores que 60 km são nomeados em homenagem a cidades e vilas do mundo com população inferior a 100 mil habitantes. Grandes vales são nomeados para a palavra "Marte" ou "estrela" em várias línguas; pequenos vales são nomeados por rios. As grandes estruturas de albedo retêm muitos dos nomes mais antigos, mas são frequentemente atualizadas para refletir novos conhecimentos sobre a natureza desses recursos. Por exemplo, Nix Olympica (as neves do Olimpo) tornou-se Olympus Mons (Monte Olimpo). O Working Group for Planetary System Nomenclature, da União Astronômica Internacional é o órgão responsável pelos nomes atribuídos aos acidentes geográficos marcianos. A superfície de Marte, vista da Terra, é dividida em dois tipos de áreas, com diferentes albedos. As planícies mais pálidas cobertas de poeira e areia rica em óxido de ferro avermelhado já foram consideradas como "continentes" marcianos e a elas foram dados nomes como Arabia Terra (terra da Arábia) ou Amazonis Planitia (Planície Amazônica). Acreditava-se que as características escuras eram ser mares, daí seus nomes Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. A maior característica escura vista da Terra é Syrtis Major. A calota polar norte é chamada Planum Boreum, enquanto a calota sul é chamada Planum Australe.

O equador de Marte é definido por sua rotação, mas a localização do seu "Meridiano de Greenwich" foi especificada, como foi a da Terra (em Greenwich) pela escolha de um ponto arbitrário; Mädler e Beer selecionaram uma linha, em 1830, para os primeiros mapas de Marte. Após a nave espacial Mariner 9 fornecerem extensas imagens de Marte em 1972, uma pequena cratera (mais tarde chamado de Airy-0), localizado no Sinus Meridiani ("Baía Meridiana") foi escolhido para a definição da longitude 0,0°, de forma a coincidir com a seleção original.

Como Marte não tem oceanos e, portanto, não há "nível do mar" uma superfície sem qualquer elevação também teve de ser selecionada como um nível de referência, o que também é chamado de areoide de Marte, análogo ao geoide terrestre. A altitude zero foi definida pela altura em que há 610,5 Pa (6,105 mbar) da pressão atmosférica. Esta pressão corresponde ao ponto triplo da água e é cerca de 0,6% da pressão de superfície do nível do mar na Terra (0,006 atm).

Na topografia marciana existe uma dicotomia destacada: no norte abundam planícies retilíneas cobertas por camadas de lava, em contraste com os terrenos montanhosos do sul, escavados e povoados de crateras de impacto. A superfície de Marte vista da Terra está, em conseqüência, dividida em dois tipos de áreas, com diferentes albedos. As planícies mais pálidas cobertas de pó e areia rica em óxidos de ferro de tons avermelhados foram antigamente concebidas como 'continentes' marcianos, e assim se lhes atribuiu nomes como Arabia Terra ou Amazonis Planitia. Os terrenos mais escuros foram então concebidos como mares, e se lhes atribuiu nomes como Mare Erythraeum, Mare Sirenum e Aurorae Sinus. O terreno escuro maior visto da Terra é Syrtis Major. O vulcão Monte Olimpo é, com seus 26 km de altura, a montanha conhecida mais alta do Sistema Solar. O vulcão encontra-se num vasto território montanhoso conhecido como Tharsis, que contém outros grandes vulcões. A região de Tharsis contém o maior sistema de cânions do Sistema Solar, o Vales Marineris, que mede uns 4.000 km de longo e atinge 7 km de profundidade.

Marte é um planeta marcado por um grande número de crateras de impacto. O maior deles é Hellas Planitia, coberto por areia de tons vermelhos claros. Marte apresenta duas camadas polares de gelo permanente: uma ao norte, localizada no Planum Boreum, e outra ao sul, no Planum Australe. A diferença entre os pontos mais alto e mais profundo de Marte é de ao redor de 31 km (desde a cume do Monte Olimpo a uma altitude de 26 km, até o fundo do cráter de Hellas Planitia a uma profundidade de 4 km por embaixo do datum). Em comparação, a diferença entre os pontos mais alto (Monte Everest) e mais profundo (Fossa das Marianas) da Terra é de só 19,7 km. Combinados com a diferença nos rádios de ambos planetas, estes dados significam que Marte é cerca de mais três vezes áspero que a Terra. O Working Group for Planetary System Nomenclature, da União Astronômica Internacional é o órgão responsável pelos nomes atribuídos aos acidentes geográficos marcianos.

A topografia marciana é notável: as planícies do norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras de há 3.800 milhões de anos. A superfície marciana vista da Terra é consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente. O Sul de Marte é velho, alto, e escarpado com crateras semelhantes à da Lua, contrasta bastante com o Norte que é jovem, baixo e plano. Vastitas Borealis é a mais vasta planície do Norte e circunda o planalto gelado chamado Planum Boreum e as dunas extensas de Olympia Undae no pólo norte. As planícies dão lugar aos planaltos e às terras extensas da zona do equador e do hemisfério sul. Dos poucos planaltos do norte, destaca-se Syrtis Major que é das marcas mais visíveis a partir da Terra. Lunae Planum a norte do desfiladeiro Valles Marineris e Daedalia Planum a sul dos Montes de Tharsis são os mais extensos planaltos de Marte. São características menores da morfologia da superfície, a presença de pequenas colinas semelhantes a dunas e de uma espécie de canais cavados que têm todo o aspecto de leitos de rios já secos.

Em 1858, Angelo Secchi, um dos primeiros observadores, acreditou que existiam continentes e mares. As "Terrae" (singular: "Terra") são terrenos variados e extensos e muitas eram chamadas de continentes nos primeiros mapas, e outras até de mares, a maior das quais é Terra Cimmeria no hemisfério Sul. No total, Marte possuiu onze terrae (organizados por longitude): Margaritifer, Xanthe, Tempe, Aonia, Sirenum, Cimmeria, Promethei, Tyrrhena, Sabaea, Noachis e Arabia.

Através das fotografias tiradas de órbita vêem-se muitas crateras, mas não estão uniformemente repartidas pelo planeta; existindo poucas áreas onde há um grande número de crateras colossais (maiores que 300 km em diâmetro), nomeadamente no sul; outras áreas na mesma região possuem algumas pequenas crateras e toda a região norte tem muito poucas crateras. Assim se pôde fazer um mapa da idade das superfície de Marte, dividido em três períodos: Noachiano, Hesperiano e Amazoniano. Estes nomes são retirados de regiões marcianas identificadas como sendo originadas de uma dessas épocas.

Durante o Período Noachiano, a superfície de Marte estava coberta com crateras de várias dimensões (grandes e pequenas). No período seguinte, a superfície foi coberta por crateras de menor dimensão. Durante o Período Amazoniano parte da superfície (essencialmente o Norte) foi coberta por lava, quer através de vulcões visíveis, quer através de fendas. No entanto, desconhece-se como era a superfície do Norte no final do Período Hesperiano. Os meteoritos que causaram as crateras Hellas, Isidis e Argyre eram tão grandes que era pouco provável que existissem muitas mais destas crateras durante o Período Noachiano.

Estrutura interna[editar | editar código-fonte]

Tal como a Terra, Marte tem sofrido diferenciação, o que resultou em um núcleo metálico denso sobreposto por materiais menos densos. Os modelos atuais do interior do planeta implicam uma região central de cerca de 1794 km ± 65 km de raio, composta principalmente por ferro e níquel, com cerca de 16-17% de enxofre. Este núcleo de sulfureto de ferro é parcialmente fluido e tem duas vezes a concentração dos elementos mais leves que existem no núcleo da Terra. O núcleo está envolvido por um manto de silicato. Além do silício e do oxigênio, os elementos mais abundantes na crosta marciana são ferro, magnésio, alumínio, cálcio e potássio. A espessura média da crosta do planeta é cerca de 50 quilômetros, com uma espessura máxima de 125 km. A crosta terrestre, com uma média de 40 km de espessura, tem apenas um terço da densidade que a crosta de Marte, em relação aos tamanhos dos dois planetas. A sonda InSight prevista para 2016 irá utilizar um sismógrafo para melhor determinar os modelos do interior do planeta.

Geologia da superfície[editar | editar código-fonte]

Imagem de satélite de toda a superfície de Marte.
Planícies vulcânicas (em vermelho) e bacias de impacto (em azul) dominam a topografia do planeta.

Marte é um planeta rochoso que consiste em minerais contendo silício e oxigênio, metais e outros elementos que normalmente compõem rocha. A superfície de Marte é composta principalmente de basalto toleítico, embora as pedras sejam mais de basalto típico rico em sílica e podem ser semelhantes às rochas andesíticas da Terra ou ao vidro de sílica. Regiões de baixo albedo apresentam concentrações de plagioclásios, sendo que as regiões mas baixas ao norte exibem concentrações superiores às concentrações normais de silicatos e de vidro de sílica. As áreas de terras altas ao sul incluem quantidades detectáveis ​​de piroxênios de cálcio. Concentrações localizadas de hematita e olivina também foram encontradas. A maior parte da superfície está profundamente coberta por uma camada de pó de óxido de ferro (III) de textura fina.

Embora Marte não tenha qualquer evidência de possuir um campo magnético global e estruturado atualmente, observações mostram que partes da crosta do planeta têm sido magnetizadas e que inversões geomagnéticas já ocorreram no passado. Este paleomagnetismo de minerais magneticamente suscetíveis tem propriedades que são muito semelhantes às faixas alternadas encontradas nos fundos dos oceanos da Terra. Uma teoria, publicada em 1999 e reexaminados em outubro de 2005 (com a ajuda da Mars Global Surveyor), indica que que essas faixas demonstram a existência de placas tectônicas em Marte há quatro bilhões de anos, antes de o dínamo planetário ter deixado de funcionar e o campo magnético do planeta ter desaparecido.

Marte tem muitas características químicas distintas causadas por sua posição no sistema solar. Elementos com pontos de ebulição relativamente baixos, como cloro, fósforo e enxofre são muito mais comuns em Marte do que na Terra. Estes elementos, provavelmente, foram removidos das áreas mais próximas ao Sol pelo vento solar da jovem estrela. Após a formação dos planetas, todos foram sujeitos ao chamado "intenso bombardeio tardio". Cerca de 60% da superfície de Marte mostra registros de impactos dessa época. Há evidências de uma enorme bacia de impacto no hemisfério norte de Marte, abrangendo 10.600 km por 8.500 km, ou cerca de quatro vezes maior do que a Bacia do Polo Sul-Aitken, uma das maiores crateras de impacto conhecidas no Sistema Solar e localizada no lado oculto da Lua. Esta teoria sugere que Marte foi atingido por um corpo do tamanho de Plutão cerca de quatro bilhões de anos atrás.

A história geológica de Marte pode ser dividida em vários períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:

  • Período Noachiano (em homenagem a Noachis Terra): formação das mais antigas superfícies existentes de Marte, 4,5 bilhões de anos a 3,5 bilhões de anos. Superfícies desse período são marcadas por muitas grandes crateras de impacto. Acredita-se que a protuberância de Tharsis, um planalto vulcânico, tenha se formado durante este período, com extensas inundações por água líquida no final dessa época.
  • Período Hesperiano (em homenagem a Hesperia Planum): 3,5 bilhões de anos a 2,9-3,3 bilhões de anos atrás. O período Hesperiano é marcado pela formação de extensas planícies de lava.
  • Período Amazoniano (em homenagem a Amazonis Planitia): 2,9-3,3 bilhões de anos atrás até o presente. Regiões amazônicas têm poucas crateras de impacto de meteoritos, mas são bastante variadas. O Monte Olimpo formou-se durante este período, juntamente com fluxos de lava em outros lugares de Marte.

Durante o Período Noachiano, a superfície de Marte estava coberta com crateras de várias dimensões (grandes e pequenas). No período seguinte, a superfície foi coberta por crateras de menor dimensão. Durante o Período Amazoniano parte da superfície (essencialmente o Norte) foi coberta por lava, quer através de vulcões visíveis, quer através de fendas. No entanto, desconhece-se como era a superfície do Norte no final do Período Hesperiano. Os meteoritos que causaram as crateras Hellas, Isidis e Argyre eram tão grandes que era pouco provável que existissem muitas mais destas crateras durante o Período Noachiano.

Algumas atividades geológicas ainda estão ocorrendo no planeta. A água corrente no Cerberus Fossae ocorreu há menos de 20 milhões de anos, indicando intrusões vulcânicas igualmente recentes. Em 19 de fevereiro de 2008, as imagens da sonda Mars Reconnaissance Orbiter mostraram evidências de uma avalanche de 700 metros de altura em um precipício.

Solo[editar | editar código-fonte]

Panorama da cratera Gusev, onde o Spirit analisou basaltos vulcânicos.

A sonda Phoenix trouxe dados que mostraram que o solo marciano é ligeiramente alcalino e contêm elementos como magnésio, sódio, potássio e cloro. Esses nutrientes são encontrados nos jardins da Terra e são necessários para o crescimento das plantas. Experimentos realizados mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 8,3 e pode conter traços do sal de perclorato.

Estrias são comuns em Marte e novas aparecem com frequência em encostas íngremes de crateras, desfiladeiros e vales. As estrias são escuras no início e ficam mais claras com a idade. Às vezes, começam em uma pequena área e, em seguida, espalham-se por centenas de metros. Elas também foram vistas a seguir as bordas das pedras e outros obstáculos em seu caminho. As teorias comumente aceitas incluem que elas são camadas subjacentes escuras do solo reveladas após tempestades de poeira ou tornados. Várias explicações têm sido propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos.

Hidrologia[editar | editar código-fonte]

Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.
Possível escoamento de água do solo de Marte.

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 pólo 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 pólos 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.

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[editar | editar código-fonte]

Calota polar norte em 1999.
Calota polar sul em 2000.

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 pólos 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 CO2 sobre 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.

Crateras[editar | editar código-fonte]

Cratera Bonneville e o local de pouso da Spirit.

A dicotomia da topografia marciana é notável: as planícies do norte são achatadas por fluxos de lava, em contraste com as terras altas do sul, marcada por crateras de antigos impactos com asteroides. Um pesquisa de em 2008 apresentou evidências sobre a teoria proposta em 1980 postulando que quatro bilhões de anos atrás o hemisfério norte de Marte foi atingido por um objeto de um décimo a dois terços do tamanho da Lua. Se confirmada, isso tornaria o hemisfério norte de Marte o local de uma cratera de impacto de 10.600 km de comprimento por 8,5 mil quilômetros de largura, ou mais ou menos a área de Europa, Ásia e Austrália juntas, superando a Bacia do Polo Sul-Aitken como a maior cratera de impacto do Sistema Solar.

Marte é marcado por uma série de crateras de impacto: um total de 43 mil crateras com um diâmetro de 5 quilômetros ou mais foram encontradas em sua superfície. A maior delas é a bacia de impacto Hellas Planitia, uma característica formação de albedo claramente visível a partir da Terra. Devido à menor massa de Marte, a probabilidade de um objeto colidir com o planeta é cerca de metade da presente na Terra. Marte fica mais perto do cinturão de asteroides, por isso tem uma chance maior de ser atingido por materiais a partir dessa região. O planeta é também mais suscetível a ser atingido por cometas de período curto, ou seja, aqueles que se encontram dentro da órbita de Júpiter. Apesar disso , há muito menos crateras em Marte em comparação com a Lua, por exemplo, porque a atmosfera de Marte fornece proteção contra meteoros pequenos. Algumas crateras têm uma geomorfologia que sugere que o solo se tornou úmido após o impacto do meteoro.

Características vulcânicas e tectônicas[editar | editar código-fonte]

O gigantesco Monte Olimpo, o maior vulcão do sistema solar, com cerca de 27 km de altura.
Mapa topografico da região de Tharsis, mostrando grupo de vulcões conhecidos como Tharsis Montes que se encontram a sudeste de Olympus Mons.
Mosaico de imagens infravermelhas capturadas pela sonda 2001 Mars Odyssey do Valles Marineris, um gigantesco desfiladeiro, com quatro mil quilômetros de comprimento e uma profundidade de até sete quilômetros.

Os vulcões em Marte são divididos em três tipos: "Montes", "Tholis" e "Paterae". Os "Montes" (singular "mons") são muito grandes, provavelmente basálticos e de leves inclinações. Os "Tholis" (singular "Tholus") ou abóbadas são menores e mais íngremes que os montes, com um aspecto abobadado. Os vulcões "Paterae" (singular "patera") são muito variados; com inclinações muito rasas e caldeiras complexas; muitos têm ainda canais radiais nos flancos.

Olympus Mons (Monte Olimpo) é um vulcão extinto com 27 km de altura, 600 km de diâmetro na base e uma caldeira de 85 km por 60 km. Tem um declive suave. Assim, é a maior montanha do sistema solar e é mais de três vezes maior que o monte Evereste (8.848 m - China;Nepal), tem mais de 13 vezes a altura da Serra da Estrela (2.000 m - Portugal) e 9 vezes a altura do Pico da Neblina (3.000 m - Brasil). O vulcão extinguiu-se há um milhão de anos atrás e encontra-se numa vasta região alta chamada Tharsis que com Elysium (derivado de Elísio) Planitia contém vários vulcões gigantescos, que são cerca de 100 vezes maiores que aqueles encontrados na Terra.

Um dos maiores vulcões, Arsia Mons tem os lados ligeiramente inclinados, construídos sucessivamente por fluidos de lava de uma única abertura. Arsia Mons é o vulcão mais a sul em Tharsis e tem cerca de 9 km de altura e a sua caldeira tem 110 km, a maior cadeira entre os vulcões marcianos. A norte deste vulcão, situa-se o vulcão Pavoris Mons (7 km de altura), e a norte desse encontra-se Ascraeus Mons que tem mais de 11 km de altura. Ascraeus, Pavonis e Arsia formam um grupo de vulcões conhecidos como Tharsis Montes que se encontram a sudeste de Olympus Mons.

Conforme os resultados da Mars Express, o vulcão Hecates Tholus terá tido uma grande erupção há cerca de 350 milhões de anos. Este vulcão localiza-se em Elysium Planitia e tem um diâmetro de 183 km; a erupção criou uma caldeira e duas depressões aparentemente cheias de depósitos glaciais, incluindo gelo. Hecates Tholus é o vulcão mais a norte de Elysium; os outros são Elysium Mons e Albor Tholus. O pico da atividade vulcânica em Marte terá sido há cerca de 1,5 bilhões de anos.

As imagens da Mars Express mostraram também o que parecem ser cones vulcânicos na região do pólo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupção muito recente, o que levou alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente ativo. Poderão existir entre 50 a 100 destes cones com 300 a 600 metros de altura cobrindo uma região do pólo Norte com um milhão de quilômetros quadrados; parte da região de Tharsis também tem características semelhantes. Estes aspectos na superfície podem ter sido o resultado de antigas elevações que tenham sofrido erosão pelo vento, mas julga-se que isto é pouco provável devido à inexistência de crateras e aspectos originados pelo vento naquela região.

Alba Patera é um vulcão único em Marte e no sistema solar, localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que surge em Tharsis e se estende para norte. Alba Patera é muito grande com mais de 1600 km de diâmetro, tem uma caldeira central, mas tem uma altura de apenas 3 km, no seu ponto mais alto. Possui canais nos flancos, e a maioria deles têm 100 km de comprimento, alguns chegam a ter 300 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo.

No entanto, os vulcões marcianos são pouco numerosos, mas são testemunhas do passado violento e vulcânico daquela zona, mas são largamente maiores que a maior montanha de origem vulcânica na Terra: o Kilimanjaro (5.895 m) em África. As áreas vulcânicas ocupam cerca de 10% da superfície do planeta. Algumas crateras mostram sinais de erupção recente e têm lava petrificada nos cantos.

O grande desfiladeiro Valles Marineris (latim para Vales Mariner, também conhecido como Agathadaemon nos velhos mapas dos canais marcianos), tem um comprimento de quatro mil quilômetros e uma profundidade de até sete quilômetros. O comprimento do Valles Marineris é equivalente ao comprimento do continente europeu e estende-se através de um quinto da circunferência de Marte. Em comparação, o Grand Canyon na Terra tem 446 km de comprimento e quase 2 km de profundidade. O Valles Marineris foi formado devido à expansão da área de Tharsis, o que causou o colapso da crosta na superfície do desfiladeiro. Em 2012, foi proposto que o Valles Marineris não é apenas um graben, mas também um limite de placa, onde 150 km de movimento transversal ocorreu, fazendo de Marte um planeta com, possivelmente, de duas placas tectônicas.

As imagens do THEMIS a bordo de sonda Mars Odyssey da NASA revelaram sete possíveis entradas de cavernas nos flancos do vulcão Arsia Mons. As cavernas, em homenagem aos entes queridos de seus descobridores, são conhecidas coletivamente como as "sete irmãs". A entrada das caverna mede de 100 a 252 metros de largura e acredita-se que têm, pelo menos, de 73 a 96 ​​metros de profundidade. Dado que a luz não atinge o piso da maioria das cavernas, é possível que se estendem muito mais profundo do que as estimativas inferiores e amplie a superfície inferior. A caverna "Dena" é a única exceção, o seu chão é visível e tem 130 metros de profundidade. Os interiores destas cavernas podem ser protegidos contra micrometeoritos, radiação UV, erupções solares e partículas de alta energia que bombardeiam a superfície do planeta.

Atmosfera[editar | editar código-fonte]

A tênue atmosfera de Marte vista a partir de uma imagem na órbita baixa do planeta.
Fotografia do pôr-do-Sol marciano pelo robô Spirit na cratera Gusev.
Imagem mostrando grande quantidade de gás carbônico dispersa na atmosfera, principalmente no lado esquerdo da imagem).

Em comparação com a Terra, a atmosfera de Marte é muito rarefeita, mas há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água líquida corresse pelo planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Pressão atmosférica[editar | editar código-fonte]

A pressão atmosférica depende da quantidade de gases presentes na atmosfera; quanto maior a quantidade de gases, maior a pressão atmosférica e vice-versa. A pressão atmosférica na superfície hoje varia entre um mínimo de 30 Pa (0.030 kPa) no Monte Olimpo para mais de 1.155 Pa (1.155 kPa) em Hellas Planitia, com uma pressão média ao nível da superfície de 600 Pa (0,60 kPa). A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada a 35 km acima da superfície da Terra. A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% do que a da Terra (101,3 kPa). A altura de escala da atmosfera é cerca de 10,8 km, que é maior do que a da Terra (6 km ), porque a gravidade de superfície de Marte é de apenas 38% da gravidade da Terra, o que resulta em um peso molecular 50% maior da atmosfera de Marte.

Durante o inverno polar, a temperatura cai de tal forma que o gás carbônico (principal constituinte da atmosfera) passa do estado gasoso para o sólido (processo chamado sublimação). Dessa forma, ocorre diminuição da quantidade de gás na atmosfera e sua pressão chega a reduzir cerca de 25%. No verão polar ocorre o contrário: com o aumento da temperatura, o gás carbônico passa para o estado gasoso aumentando a pressão atmosférica. Durante o solstício, enquanto um pólo está no verão, o outro está no inverno. Assim, o gás carbônico evapora em um pólo e congela em outro. Como o gás carbônico evapora mais rápido do que congela, há acúmulo deste na atmosfera e elevação da pressão. No equinócio, os pólos não recebem luz solar diretamente sobre sua superfície e portanto há pouca evaporação e mais congelamento do gás carbônico com conseqüente queda da pressão atmosférica. Devemos lembrar que no verão do pólo sul, Marte está mais próximo do Sol, ocasionando maior evaporação de gás carbônico, fazendo com que a pressão atinja seus valores máximos. Em suma, a pressão atmosférica varia de acordo com as estações do ano. É maior no verão do pólo sul (quando atinge seu valor máximo) e norte; tendo valores mínimos nos equinócios.

Composição[editar | editar código-fonte]

A atmosfera de Marte é composta por cerca de 96% de dióxido de carbono, 1,93% de argônio e 1,89% de nitrogênio, juntamente com traços de oxigênio e água. A atmosfera é muito empoeirada, contendo partículas de cerca de 1,5 µm de diâmetro que dão ao céu marciano uma cor opaca quando vista da superfície. No solo de Marte existe minerais como o ferro, enxofre e magnésio, além de ácidos que combinados com o gás carbônico produz um odor desagradável, mostrando que a atmosfera marciano não é nem um pouco agradável ao olfato humano.

Metano foi detectado na atmosfera de Marte, com uma fracção molar de cerca de 30 ppb; os perfis implicam que o metano foi liberado a partir de regiões distintas. No meio do verão do norte, a pluma diretor continha 19 mil toneladas métricas de metano, com uma força de fonte estimada de 0,6 kg por segundo. Os perfis sugerem que pode haver duas regiões de origem local, a primeira centrada perto de 30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W.114 Estima-se que Marte deve produzir 270 toneladas/ano de metano.

O tempo de destruição do metano pode ser tão longo como cerca de 4 anos da Terra e tão curto quanto cerca de 0,6 anos terrestres. Essa rápida rotatividade indica uma fonte ativa do gás no planeta. Atividade vulcânica, impactos de cometas e a presença de formas de vida microbianas metanogênicas estão entre as possíveis fontes. O metano também poderia ser produzido por um processo não-biológico chamado serpentinização, que envolve água, dióxido de carbono e o mineral olivina, que é conhecido por ser comum em Marte.

O rover Curiosity, que pousou em Marte em agosto de 2012, é capaz de fazer medições que distinguem entre diferentes isotopólogos de metano; mas mesmo que a missão determine que a vida microscópica marciana é a fonte do metano, essas formas de vida provavelmente residem muito abaixo da superfície, fora do alcance do rover. As primeiras medições com o Tunable Laser Spectrometer (TLS) indicaram que há menos de 5 ppb de metano no local de pouso no momento da medição. Em 19 de setembro de 2013, cientistas da NASA, com base em outras medições feitas pela Curiosity, não relataram a detecção de metano atmosférico com um valor medido de 0,18 ± 0,67 ppbv correspondente a um limite máximo de apenas 1,3 ppbv (limite de confiança de 95%) e, como resultado, concluíram que a probabilidade de atividade microbiana metanogênica atual em Marte é reduzida. A sonda ExoMars Trace Gas Orbiter, planejada para ser lançada em 2016 irá estudar mais o metano, bem como os seus produtos de decomposição, como formaldeído e metanol.

A amônia também foi detectada em Marte pelo satélite Mars Express, mas com a sua vida útil relativamente curta, não é claro o que tenha sido produzida. A amônia não é estável na atmosfera marciana e desintegra-se depois de algumas horas. Uma fonte possível é atividade vulcânica.

Estrutura[editar | editar código-fonte]

A atmosfera de marte é composta das seguintes divisões:

  • Baixa Atmosfera : É a mais aquecida afetada pelo aquecimento da poeira suspensa e do solo.
  • Média Atmosfera : Marte possui uma corrente de jato que flui nessa região.
  • Atmosfera Superior ou Termosfera : Essa região apresenta temperaturas muito altas causadas pelo aquecimento do sol. Nesse nível, os gases começam a se separar entre si ao invés de se fundirem, tal como ocorre na Baixa Atmosfera.
  • Exosfera : 200 km e acima. Essa região é onde se delimita os últimos vestígios da atmosfera e o espaço. Não há nenhum limite claro devido ao gás ser extremamente rarefeito, o que torna a definição de onde a atmosfera termina bastante difícil.

Perda da atmosfera[editar | editar código-fonte]

A atmosfera marciana é bastante rarefeita, mas há evidências de que ela já foi mais densa e alguns mecanismos contribuíram para a perda gradual da atmosfera, tornando-a rarefeita. Existem dois mecanismos responsáveis pela depleção da atmosfera de Marte: o escape térmico e o não térmico. O escape térmico acontece quando as moléculas de gases ou átomos fogem da atração gravitacional do planeta quando ultrapassam a velocidade de fuga (quanto mais aquecido o gás na atmosfera, mais alta será sua velocidade e se esta for maior que a velocidade de fuga gravitacional, o gás pode ser perdido para o espaço). Outro mecanismo é o não térmico através da ejeção pelo vento solar. A ejeção pelo vento solar é um processo no qual a plasma solar varre a atmosfera de planetas com campo magnético fraco (como é o caso de Marte), jogando no espaço moléculas e átomos mais leves. Dessa maneira, a atmosfera marciana contém maior quantidade de isótopos pesados. Por exemplo: com a ação do vento solar o Ar36 é mais facilmente lançado no espaço que o Ar40, assim na atmosfera ocorre acúmulo do isótopo mais pesado. Assim, a relação Ar40/Ar36 é 3000 em Marte, enquanto que na Terra é 296 devido maior quantidade do isótopo leve. Marte perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos, então o vento solar interagiu diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica e removendo átomos da camada exterior. Ambas as sondas Mars Global Surveyor e Mars Express detectaram partículas atmosféricas ionizadas arrastadas para o espaço a partir de Marte e esta perda atmosférica serão estudadas pela próxima sonda, MAVEN.

Clima[editar | editar código-fonte]

O clima de Marte tem sido objeto de interesse científico por séculos, em grande parte devido ao fato de que Marte ser o único planeta cuja superfície pode ser diretamente observada em detalhes a partir da Terra. Apesar de o planeta Marte ser menor e bem mais distante do Sol que a Terra, o clima dos dois planetas possui similaridades importantes, tais como a presença de uma atmosfera, capa de gelo nos pólos, mudanças sazonais e a presença observável de padrões climáticos. Tais características têm atraído interesse de planetólogos e climatologistas.

As condições climáticas marcianas têm sido relativamente bem estudadas. Dados têm sido gerados por instrumentos baseados na Terra desde o século XVII, mas apenas desde o início da exploração de Marte na metade dos anos 60 em que observações mais aproximadas foram possíveis. Sondas transitórias e orbitais proveram dados da superfície, ao passo que dados sobre a atmosfera foram fornecidos por robôs enviados diretamente para a superfície do planeta (landers e rovers). Instrumentos de observação na órbita do planeta Terra têm fornecido algumas imagens de fenômenos climáticos em Marte.

A primeira missão a passar por Marte foi a Mariner 4 em 1965. Os breves dois dias em que a sonda observou o planeta (14-15 de Julho de 1965) foram limitados em termos de contribuição para o conhecimento sobre o clima marciano. Missões posteriores (Mariner 6, Mariner 7, e Mariner 9) contribuíram com informação climática básica. Dados mais precisos e variados começaram com o programa Viking em 1975 e continuou com tais sondas como a bem sucedida Mars Global Surveyor.

Esse trabalho de observação tem sido complementado por uma simulação de computador científico chamado Mars General Circulation Model. Várias interações diferentes do MGCM tem levado a um maior entendimento das características de Marte bem como das limitações desses modelos. Modelos são limitados mais na capacidade de representar como a física atmosférica funciona em menor escala do que na resolução. Eles também podem ser baseados em suposições incorretas ou irrealistas sobre a física marciana o que certamente acarreta uma limitação no tempo e no espaço dos dados climáticos de Marte.

Apesar de Marte possuir similaridades com o clima da Terra, incluindo estações e eras glaciais periódicas, há ainda importantes diferenças como a ausência de água líquida e inércia térmica muito baixa. A atmosfera de Marte possui uma escala de altura de aproximadamente 11 km, 60% maior que a da Terra. O clima é um fator de grande relevância na questão da vida em Marte, se há ou ao menos existiu em algum momento da história do planeta, tendo recebido alguma atenção no noticiário devido às medições da NASA que indicam um aumento da sublimação na capa polar sul levando alguns meios de comunicação a especular se Marte estaria passando por um processo análogo ao aquecimento global.

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.

Importantes observações climáticas históricas[editar | editar código-fonte]

Observações astronômicas de Marte tendo como foco o clima começaram em 1666 quando Cassini hipotetizou que ele havia observado uma capa polar próxima ao polo norte. Giancomo Miraldi determinou em 1704 que a capa meridional não está centrada no pólo rotacional de Marte. Durante a oposição de 1719, Miraldi observou ambas as capas polares e a variabilidade na extensão destas. William Herschel foi o primeiro a suspeitar da baixa densidade da atmosfera marciana em seu artigo de 1784 intitulado Sobre as notáveis aparências das regiões polares do planeta Marte, a inclinação de seu eixo, a posição de seus pólos e sua figura esferoide; com poucas pistas dos reais valores de seu diâmetro e atmosfera. Quando duas estrelas de brilho pálido passaram por Marte sem ter a luminosidade afetada, Herschel corretamente concluiu que isso indicava uma atmosfera rarefeita demais envolvendo Marte, insuficiente para interferir no brilho das estrelas.

Honore Flaugergues em 1809 fez a descoberta de "nuvens amarelas" na superfície de Marte, que acabou sendo a primeira observação das tempestades de poeira nesse planeta6 Flaugergues também observou em 1813 uma significante redução da capa de gelo marciana durante a primavera marciana. Sua especulação de que isso significava que Marte seria mais quente que a Terra não foi a primeira tampouco a mais razoável até que provou-se que estava errado.

Paleo-climatologia marciana[editar | editar código-fonte]

Antes de qualquer análise séria da paleo-climatologia marciana é preciso que se estabeleçam termos, especialmente termos de idade planetária. Há dois sistemas cronológicos para Marte. O primeiro é baseado na densidade das crateras e é dividido em três eras, Noachiano, Hesperiano, e Amazoniano. Um modelo alternativo baseado na mineralogia do planeta foi proposto, divide se em três eras, Phyllociano, Theikiano e Siderikiano.

Recentes observações e modelos de computador têm fornecido informações não apenas sobre o clima atual quanto das condições atmosféricas de Marte no passado. A era Neochiana é tida como um período de grande concentração de gás carbônico na atmosfera. Recentes observações espectrais de depósitos de argila em Marte e modelos das condições ideais para a formação do mineral da argila tem apontado pouca ou nenhuma presença de carbonato na argila dessa era. Argila formada em uma ambiente rico em dióxido de carbono sempre é acompanhada da formação de carbonato. A descoberta de goethita em Marte pela Spirit têm levado à conclusão de que as condições climáticas do passado permitiam a existência de água líquida corrente em Marte. A morfologia de algumas crateras de impacto indica que o solo estava molhado no momento do impacto.

Tempo[editar | editar código-fonte]

A temperatura e circulação da atmosfera de Marte variam de ano a ano (como é de se esperar de qualquer planeta com atmosfera). Marte carece de oceano, uma fonte de muita variação inter-anual no clima da Terra. A Mars Orbital Camera iniciou a observação de Marte em 1999 e permaneceu em órbita por 2.5 anos marcianos e tem sido mostrado que o tempo em Marte tende a apresentar padrões repetitivos e portanto mais previsíveis que o da Terra. Se um evento ocorre em um tempo particular em algum ano, os dados disponíveis indicam que é bastante provável que o mesmo evento se repita no próximo ano no mesmo local com poucas semanas de diferença.

Nuvens[editar | editar código-fonte]

Nuvens no céu de Marte.

Embora não tão evidentes como na Terra, as nuvens são características freqüentes em Marte. A atmosfera marciana contem apenas traços de vapor de água, contudo, a temperatura e a pressão atmosférica são capazes de promover a saturação desse vapor com conseqüente formação de nuvens. Elas são compostas principalmente de água e gás carbônico e devido a baixa densidade atmosférica, elas se parecem com os cirros terrestres. No entanto, em decorrência dos ventos fortes, elas podem adquirir aspecto de ciclone. Em torno dos vulcões mais altos, o vapor de água pode se condensar formando nuvens a grandes altitudes; em contraste, nos vales é possível a formação de neblinas (fog) ao amanhecer e ao anoitecer. As nuvens marcianas podem ser observadas mesmo com telescópios aqui da Terra, através de seu brilho transitório na superfície de Marte. Numerosos tipos de nuvens foram vistos pelas sondas Mariner e Viking.

As tempestades de poeira de Marte podem levantar finas partículas na atmosfera levando à formação de nuvens. Essas nuvens podem se formar a uma altitude muito alta, acima de 62 milhas acima da superfície. Essas nuvens são muito opacas e só podem ser vistas após refletir a luz solar contra a escuridão do céu noturno. Nesse ponto as nuvens marcianas se parecem com as nuvens da mesosfera terrestre, que ocorrem a 80 km de altura.

Temperatura[editar | editar código-fonte]

Diferentes valores tem sido estipulados para a temperatura de Marte, sendo o valor comum −55°C. Temperaturas superficiais tem sido estimadas pela Viking Orbiter Infrared Thermal Mapper; que oscilam entre o máximo de 27°C a −143°C durante o inverno polar. Medições atuais de temperatura dos robôs Viking variam de −17.2°C a −107°C. De acordo com os dados relativos à temperatura do ar à noite, todas as primaveras e inícios de verões já observados eram idênticos, mas no período diurno, tem-se temperaturas variando de ano a ano mais de 6 K nessa estação. Essa discrepância entre dia e noite é inesperada e ainda não compreendida. As variações dos verões e das primaveras do hemisfério sul são dominadas pelas tempestades, que podem gerar aumentos de temperatura de até 30°C; serão necessários mais anos de observação (atualmente 5 anos marcianos é o possível) antes que estatísticas melhores possam ser feitas.

Pressão na baixa atmosfera[editar | editar código-fonte]

A atmosfera marciana é composta principalmente dióxido de carbono e possui uma pressão ao nível da superfície de 600 pascals, muito menor que a da Terra, de aproximadamente 101,000 Pa. Um efeito disso é que a atmosfera de Marte reage muito mais rapidamente a uma onda energética que a atmosfera terrestre. Como consequência Marte é atingido por fortes marés térmicas, similares às marés marinhas da Terra, mas causadas por aquecimento solar, mais do que por influencia gravitacional. Essas marés são bastante significantes, representando mais de 10% do total da pressão atmosférica (aproximadamente 50 Pa). A atmosfera terrestre experimenta marés diurnas similares, mas seus efeitos são mais discretos devido à massa muito maior da atmosfera terrestre.

Apesar de a temperatura de Marte atingir por volta de 273K (0°C), água líquida é instável devido à pressão atmosférica estar abaixo do ponto triplo e o gelo aquático simplesmente sublimar em vapor d’água. Uma exceção é a Hellas Planitia, a maior cratera de impacto de Marte. Essa cratera é tão profunda que a pressão no fundo atinge 1155 Pa, acima do ponto triplo, assim quando a temperatura excede 0°C água líquida pode se formar.

Ventos[editar | editar código-fonte]

Colossal ciclone polar em Marte, imagem do Hubble.

A superfície de Marte possui uma inércia térmica muito baixa, o que significa que esta se aquece muito rapidamente quando atingida pelo calor do sol. A temperatura diurna de Marte varia, longe das regiões polares, aproximadamente 100K. Na Terra, ventos se formam em regiões onde a inércia termal varia muito,como em áreas costeiras. Não há mares em Marte, mas há regiões em que a inércia termal do solo varia, causando ventos matutinos e vespertinos similares às maresias da Terra. O projeto Antares "Mars Small-Scale Weather" (MSW) recentemente identificou algumas insuficiências no atual modelo climático global de Marte (GCMs) devido à representação mais primitiva do solo; "a absorção e emissão de calor pelo solo tem um importante papel em Marte, por isso os esquemas de representação do solo devem ser mais acurados." Essas insuficiências estão sendo corrigidas, o que deve levar a avaliações mais acuradas e assim produzir avanços na compreensão do clima de Marte, mas fazendo contínuas atualizações das antigas previsões dos modelos climáticos marcianos, bastante problemáticos.

Em baixas latitudes a circulação de Hadley domina, sendo este o mesmo processo que na terra gera os ventos alísios. Já em altas latitudes uma série de áreas de baixa e alta pressão, chamadas ondas de pressão baroclínicas dominam o tempo. Marte é um planeta mais seco e frio que a Terra, e em consequência disso a poeira levantada pelos ventos tende a permanecer na atmosfera por um tempo maior do que permaneceria na Terra, devido à falta de precipitação que traga o pó de volta ao solo (exceto por hipotéticas neves de gás carbônico ainda não observadas). Uma tempestade ciclônica recentemente foi registrada pelo telescópio espacial Hubble. Uma das maiores diferenças entre os padrões circulatórios Hadley de Marte e da Terra é a velocidade que é medida em uma escala de tempo acelerada. A escala de tempo de Marte é de aproximadamente 100 dias marcianos, enquanto na Terra é mais de um ano.

Tempestades de poeira[editar | editar código-fonte]

Imagens mostrando a opacidade da atmosfera durante uma tempestade de poeira em Marte.
Uma tempestade global de poeira acometeu Marte em 2001, escurecendo toda a atmosfera do planeta A foto da esquerda foi fenta em 26/06/2001 e da direita em 04/09/2001.

Quando a sonda Mariner 9 aterrissou em Marte em 1971, o mundo esperava ver novas imagens em detalhes da superfície marciana. Ao invés disso, o que se viu foi uma tempestade de poeira em escala quase planetária em que apenas o massivo vulcão Olympus Mons podia ser visto acima da neblina. A tempestade durou um mês, desde então se constatou que se trata de uma ocorrência muito comum em Marte. Em 26 de Junho de 2001, o telescópio espacial Hubble observou o início de uma tempestade de poeira em Hellas Planitia, uma região de Marte. Um dia depois a tempestade "explodiu" e se tornou um evento global. Essa tempestade de poeira elevou a temperatura da atmosfera em 30°C. A baixa densidade da atmosfera marciana implica que sejam necessários ventos de 18 a 22 m/s para elevar a poeira da superfície, mas devido à ausência de umidade em Marte o pó pode permanecer na atmosfera durante muito mais tempo que na Terra, onde a chuva remove as partículas suspensas na atmosfera. A estação seguinte àquela tempestade apresentou temperaturas 4°C abaixo da média. Tal variação foi atribuída à cobertura global de poeira gerada pela tempestade, que aumentou temporariamente o albedo de Marte.

Na metade do ano de 2007 uma série de tempestades de poeira puseram em grande risco os Veículos Exploradores de Marte - Spirit e Opportunity, reduzindo drasticamente a energia captada pelos painéis solares, levando a um interrupção dos experimentos científicos durante a duração dessas tempestades. Tempestades de poeira são mais comuns durante o periélio, quando o planeta recebe 40 % mais luz do sol que durante o afélio. Durante o afélio nuvens de água congelada se formam na atmosfera, interagindo com as partículas de poeira afetando a temperatura do planeta. Tem sido sugerido que essas tempestades de poeira em Marte poderiam desempenhar um papel similar ao das nuvens formadas por água na Terra. Observações desde os anos 50 mostram que a chance de uma tempestade de poeira em escala planetária ocorrer em um determinado ano é de uma em três.

Capas polares[editar | editar código-fonte]

As regiões polares de Marte, em particular o pólo sul, são frias o bastante para que o dióxido de carbono se condense e forme calotas polares acima de grandes quantidades de gelo de água. Por isso grande parte da atmosfera pode se condensar nos pólos durante o verão e o inverno, fazendo com que a variação da pressão atmosférica varie mais de um terço de seu valor médio. Essa condensação e evaporação do gás carbônico faz com que a proporção de gases não-condensáveis varie inversamente. A excentricidade da órbita de Marte afeta esse círculo, assim como outros fatores. Na primavera e no outono, os ventos causados pelo processo de sublimação é tão intenso que é possível que seja a causa das tempestades de poeira globais citadas acima.

Marte possui a formação de capas polares em ambos os pólos, as quais consistem principalmente de gelo de água; mas há ainda uma grande camada de gelo seco sobre a superfície. Dióxido de carbono congelado (gelo seco) acumula-se na região polar norte (Planum Boreum) apenas no inverno, sublimando completamente no verão, enquanto a região polar sul possui uma cobertura permanente de gelo seco de oito metros de espessura. Essa discrepância se deve à maior elevação do pólo sul.

A capa polar norte possui um diâmetro de aproximadamente 1.000 km durante o verão no hemisfério norte marciano, e abriga aproximadamente 1.6 milhões km³ de gelo, que se distribuído apenas na calota, faria com que esta tivesse 2 km de espessura. (comparável ao volume de 2.85 milhões de quilômetros cúbicos da manto de gelo da Gronelândia.) A capa polar sul possui um diâmetro 350 km e uma espessura máxima de 3 km. Ambas as capas polares apresentam espirais ao longo de suas superfícies, acredita-se que tais características são resultado de um aquecimento solar diferenciado, combinado com a sublimação do gelo e a condensação do vapor d’água. As capas polares marcianas avançam e retrocedem seguindo a flutuação de temperatura das estações marcianas, bem como polar outros processos ainda mal compreendidos.

Estações[editar | editar código-fonte]

Estações em Marte.

Marte possui uma inclinação axial de 25,2°. Isso significa que ocorrem estações em Marte, assim como na Terra. A excentricidade de Marte é de aproximadamente 0,02. A grande excentricidade faz a insolação incidente sobre Marte variar na medida em que o planeta gira ao redor do sol (o ano marciano possui 687 dias, mais ou menos 2 anos terrestres). Assim como na Terra, a obliquidade marciana determina as estações, mas, devido à grande excentricidade, os invernos no hemisfério sul são longos e frios enquanto os do hemisfério norte são mais curtos e mais quentes.

As estações apresentam durações desiguais, como mostra o quadro abaixo:

Estação Sols (em Marte) Dias (na Terra)
Primavera no Norte, Outono no Sul 193,30 92,764
Verão no Norte, Inverno no Sul 178,64 93,647
Outono no Norte, Primavera no Sul 142,70 89,836
Inverno no Norte, Verão no Sul 153,95 88,997

Precessão é o alinhamento da obliquidade com a excentricidade levando a um aquecimento ou resfriamento (grandes verões e invernos) que ocorrem a cada 170,000 anos. Assim como ocorre na Terra, a obliquidade de Marte provoca mudanças periódicas que podem levar a mudanças climáticas de longa duração. Mais uma vez, os efeitos são mais pronunciados em Marte devido à falta da influência estabilizadora de uma grande lua. Como resultado a obliquidade pode se alterar em mais de 45°.


Astronomia e características orbitais[editar | editar código-fonte]

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.

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 terrestres. Um dia de 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 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[editar | editar código-fonte]

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. A maior distância que separa Marte da Terra e sete vezes maior que a menor distância que separa os dois planetas. 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 de looping 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.

Maiores aproximações[editar | editar código-fonte]

Relativa[editar | editar código-fonte]

O ponto em que a longitude geocêntrica de Marte é 180° é diferente da oposição conhecida do Sol, que está perto do momento de maior aproximação com a Terra. O tempo de oposição pode ocorrer tanto como 8 ½ dias longe da maior aproximação. A distância nas maiores aproximações varia entre 54 e 103 milhões de quilômetros devido às órbitas elípticas dos planetas, o que causa uma variação comparável em tamanho angular. A última oposição de Marte ocorreu em 3 de março de 2012 a uma distância de cerca de 100 milhões de quilômetros. O tempo médio entre as oposições sucessivas de Marte, o seu período sinódico, é de 780 dias, mas o número de dias entre as datas de oposições sucessivas pode variar entre 764 e 812.

Absoluta, em torno do tempo presente[editar | editar código-fonte]

Marte fez a sua maior aproximação com a Terra há cerca de 60 mil anos, a 55.758.006 km (0,372719 UA), magnitude -2,88 , e em 27 de agosto de 2003 às 09:51:13 UTC. Isto ocorreu quando Marte estava a um dia da sua oposição e há cerca de três dias do seu periélio, tornando o planeta particularmente fácil de se ver a partir da Terra. Estima-se que a a última vez que o planeta chegou tão perto foi em 12 de setembro de 57.617 a.C.; o próximo momento será no ano 2287. Esta aproximação recorde foi apenas ligeiramente mais próxima do que outras aproximações recentes. Por exemplo, a distância mínima em 22 de agosto de 1924 foi de 0,37285 UA e a distância mínima em 24 de agosto de 2208 foi de 0,37279 UA.