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.
MARTE é um planeta rochoso com uma atmosfera fina, com características de 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. A suave Bacia Polar Norte, no hemisfério norte marciano, cobre cerca de 40% do planeta e pode ser uma enorme marca de impacto.
MARTE tem duas luas conhecidas, FOBOS e DEIMOS, que são pequenas e de forma irregular. Estas luas podem ser asteroides capturados, semelhante ao 5261 Eureka, um asteroide troiano marciano.
MARTE ESTÁ SENDO EXPLORADO POR NOVE ESPAÇONAVES ATUALMENTE:
seis em órbita — Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Atmosphere and
Volatile Evolution Missile – MAVEN, Mars Orbiter Mission e ExoMars Trace Gas Orbiter — e duas americanas na superfície — Mars Science Laboratory Curiosity,
Também está em MARTE o rover chinês Zhurong,
como também o lander InSight. 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, e o Opportunity.
e a mais recente Perseverance[ lançada
em 18/02/2021 .
DADOS TOPOMÉTRICOS DE MARTE |
|
média: −63 ºC |
|
Composição da
atmosfera |
|
0,636 kPa |
|
Dióxido de Carbono |
95,97% |
CARACTERÍSTICAS
FÍSICAS
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, resultando em uma aceleração da gravidade na superfície que é cerca
de 38% da que se observa na Terra. 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, com o que os dois planetas têm 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 , 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. Estudo sugere que MARTE teve um anel bilhões de anos atrás.
Comparação do tamanho dos planetas telúricos (da esquerda para a direita): Mercúrio, Vênus, Terra e MARTE. |
ESTRUTURA INTERNA
Tal como a Terra, este planeta sofreu diferenciação, o que resultou em um núcleo
metálico denso sobreposto por materiais menos densos, a uma distância estimada entre 1 810 e 1 860
km. Os modelos atuais do interior do
planeta implicam uma região central de cerca de 1 794 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 que formou muitos dos acidentes tectônicos e vulcânicos do planeta, mas que parecem
agora estar dormentes. 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 da crosta de MARTE, considerando-se
a razão dos 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
Imagem de satélite de toda a superfície de MARTE composta através de medições feitas pela Mars Global Surveyor e de observações realizadas pelas sondas espaciais Viking. |
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 parte seja mais rica em sílica que o basalto típico e possa ser semelhantes às rochas andesíticas da Terra ou ao vidro de sílica. Regiões de baixo albedo apresentam concentrações de plagioclásios, sendo que as regiões de albedo mais baixo, ao norte, exibem concentrações superiores às normais de silicatos e de vidro de sílica. Partes das terras altas ao sul incluem quantidades detectáveis de piroxênios com alto teor 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 de textura fina.
Embora MARTE não apresente qualquer evidência
de possuir um campo magnético estruturado global, observações mostram que partes da crosta do
planeta foram 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 no fundo dos oceanos da Terra. Uma teoria, publicada em 1999 e
reexaminada em outubro de 2005 (com a ajuda da Mars Global Surveyor), indica 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, talvez por causa de um excesso de hidrogênio, liberado pela dissociação da água próximo ao
núcleo quente.
Durante
a formação do Sistema Solar, MARTE foi criado como resultado de um processo estocástico de acreção a partir do disco protoplanetário que orbitava o Sol.
MARTE tem muitas características
químicas próprias 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,
enquanto
a maior parte da superfície restante é provavelmente sustentada por imensas
bacias de impacto causadas por esses eventos. 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 da
Lua, a maior depressão de impacto já descoberta. Essa teoria sugere que MARTE foi atingido por
um corpo do tamanho de Plutão cerca de quatro bilhões de anos atrás . O evento, que se acredita ser
a causa da dicotomia hemisférica marciana, criou a suave Bacia
Polar Norte, que
cobre 40% do planeta.
A história geológica de MARTE pode ser dividida em vários
períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:
·
Período Noachiano (nomeado a partir da Noachis Terra): formação das mais antigas superfícies existentes
de MARTE, entre 4,5 bilhões e 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 (nomeado a partir da Hesperia
Planum): de 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 Amazônico (nomeado
a partir da Amazonis
Planitia): de
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.
Alguma atividade geológica ainda ocorre no planeta.
O Athabasca Valles apresenta vestígios de
derramamento de lava de cerca de 200 milhões de
anos. 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 a partir
de um precipício de 700 metros de altura.
Solo
Panorama da cratera Gusev, onde o Spirit analisou basaltos vulcânicos. |
A sonda Phoenix enviou dados que mostraram que o solo
marciano é ligeiramente alcalino e contém 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 pela sonda
mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 7,7 e contém 0,6%
do sal 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 o tempo. Elas podem começar em
uma pequena área e, em seguida, espalhar-se por centenas de metros. Elas também
foram vistas seguindo as bordas das pedras e outros obstáculos em seu caminho.
As teorias mais comumente aceitas indicam que elas são camadas subjacentes
escuras do solo descobertas após avalanches de poeira brilhante ou redemoinhos.
Várias explicações têm sido
propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de
organismos.
Fotografia panorâmica da cratera Victoria feita pela Opportunity em 2006. - NASA |
HIDROLOGIA
MARTE já abrigou um ciclo hidrológico ativo, como demonstrado por
características geológicas em sua superfície. Porém, ele não possui mais a
quantidade de água necessária para produzir essas impressões geológicas. Água
líquida não poderia existir na superfície de MARTE devido à baixa pressão
atmosférica, que é cerca de 100 vezes mais fraca que a da Terra, a não ser em
menores elevações por curtos períodos.
As duas calotas polares marcianas também parecem ser
feitas em grande parte de água. O
volume de água congelada na camada de gelo do polo sul, se derretido, seria
suficiente para cobrir toda a superfície do planeta a uma profundidade de 11
metros. Um manto de permafrost se estende desde o polo
até latitudes de cerca de
60°.
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. Telescópios
ópticos baseados em terra estão tipicamente limitados à resolução de acidentes
geográficos maiores que 300 km quando a Terra e MARTE estão mais próximos,
devido à atmosfera terrestre.
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 se pareciam com mares e continentes;
faixas escuras e longas foram interpretadas por alguns como canais de irrigação para a água líquida. Estas
características foram mais tarde explicadas como ilusões de ótica, 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 polose em latitudes médias. A sonda robótica Spirit coletou amostras de compostos químicos
que continham moléculas de água em março de 2007, enquanto a sonda Phoenix encontrou
amostras de gelo no solo marciano raso em julho de 2008. Em setembro de 2015, cientistas
da NASA anunciaram a descoberta de córregos sazonais com água em estado líquido
na superfície do planeta com base em dados do Mars Reconnaissance
Orbiter.
Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity - nasa |
Possível escoamento de água do solo de MARTE. - Foto captada pelo rover Curiosity - NASA |
Acredita-se que grandes quantidades de água congelada estejam presas dentro da espessa criosfera de MARTE. Os dados de radar da Mars Express e da Mars Reconnaissance Orbiter mostram grandes quantidades de gelo em ambos os polos (julho de 2005) e nas latitudes médias (novembro de 2008). A sonda Phoenix retirou amostras de água congelada do solo marciano em 31 de julho de 2008.
Formas de relevo visíveis em MARTE também sugerem fortemente que água em estado líquido tenha existido na
superfície do planeta. Faixas lineares enormes de terra lavada, conhecidas como
canais de escoamento, atravessam a superfície em cerca de 25 lugares. Acredita-se
que essas faixas sejam registros de erosões que ocorreram durante a liberação
catastrófica de água de aquíferos subterrâneos, embora haja hipóteses de que
algumas dessas estruturas tenham resultado da ação de geleiras ou de lava. Um dos maiores exemplos, 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 tenha
sido escavado por água corrente no início da história do planeta.[60] Acredita-se
que os mais novos desses canais tenham se formado recentemente, há apenas
alguns milhões de anos.[61] Em outros
lugares, particularmente nas áreas mais antigas da superfície marciana, redes
dendríticas de vales em escala menor estão espalhadas por proporções significativas da
paisagem. As características desses vales e sua distribuição indicam fortemente
que eles foram escavados 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 acidentes 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 sugeriram que o seu processo de formação envolvia água
líquida, provavelmente gelo liquefeito,
embora outros tenham defendido mecanismos de formação de
geada de dióxido de carbono ou o movimento de pó seco. Não foram observadas ravinas parcialmente
degradadas pelo intemperismo ou
crateras de impacto sobrepostas, indicando que estes são acidentes muito
jovens, possivelmente ainda ativos atualmente.[
Outras características geológicas,
como deltas e leques aluviais preservados
em crateras, também apontam para condições mais quentes e mais úmidas em algum
intervalo ou intervalos na história antiga de MARTE Tais condições requerem necessariamente
a presença generalizada de lagos de cratera em uma grande
proporção da superfície, para os quais também há evidências mineralógicas,
sedimentológicas e geomorfológicas independentes.
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 hematita e goethita, ambos os quais se
formam, por vezes, na presença de água. Em 2004, o Opportunity detectou o
mineral jarosita, que se forma somente na presença de água ácida, demonstrando que a
água uma vez existiu em MARTE.[70] Evidências
mais recentes de água líquida vêm do achado do mineral gipsita na superfície
pelo Opportunity em dezembro de 2011. O líder do estudo, Francis
McCubbin, cientista planetário da Universidade do Novo México em Albuquerque, analisando hidroxilas em minerais cristalinos de MARTE,
declarou que a quantidade de água no manto superior de MARTE é igual ou maior
do que a da Terra, entre 50 e 300 partes por milhão, o que é suficiente para cobrir todo o planeta a uma profundidade de
200 a 1 000 metros.
Vista da cratera Korolev onde é visível uma espessa camada de gelo de cerca de 1.9 km. Imagem tirada pelo Mars Express da ESA. |
Em 18 de março de 2013, a NASA relatou evidências,
encontradas pelos instrumentos do rover Curiosity,
de hidratação mineral, provavelmente sulfato de cálcio hidratado, em várias amostras de rochas, incluindo fragmentos das
rochas "Tintina" e "Sutton Inlier", bem como em inclusões e nódulos em outras
rochas, como "Knorr" e "Wernicke". Análises usando o instrumento
DAN do Curiosity forneceram evidências da presença de água
subterrânea até uma profundidade de 60 cm, num teor de até 4% de água, na
travessia do rover desde o Bradbury Landing até
a área do Yellowknife Bay, na locação Glenelg.
Em 28 de setembro de 2015, a NASA anunciou que
havia encontrado evidência conclusiva de fluxos sazonais de salmoura hidratada em encostas, com
base em leituras espectrométricas das áreas escuras das encostas. Essas
observações confirmaram hipóteses anteriores, baseadas na época da formação e
taxa de crescimento, de que essas estrias escuras resultaram do fluxo de água
na subsuperfície muito rasa. As estrias contêm sais hidratados, percloratos,
que possuem moléculas de água em sua estrutura cristalina. As estrias fluem
pelas encostas no verão marciano, quando a temperatura está acima de -23 °C, e
congelam em temperaturas menores.
Linhas escuras que escorrem pelas encostas da cratera Hale são uma forte evidência de água em estado líquido na superfície marciana - NASA |
Pesquisadores
acreditam que grande parte das planícies baixas do norte do planeta foi coberta por um
oceano com centenas de metros de profundidade, embora esta tese ainda
seja controversa. Em março de 2015, cientistas afirmaram que tal oceano pode
ter tido o tamanho do Oceano Ártico da Terra. Este achado foi
obtido a partir da relação entre a água e o deutério na atmosfera marciana
moderna em comparação com a relação encontrada na Terra. Oito vezes mais
deutério foi encontrado em MARTE do que existe na Terra, o que sugere que
antigamente MARTE tinha níveis significativamente mais elevados de água. Os
resultados do rover Curiosity já haviam encontrado uma alta
proporção de deutério na cratera Gale, embora não significativamente alta para sugerir a
presença de um oceano. Outros cientistas advertiram que o estudo não foi
confirmado e apontaram que os modelos climáticos marcianos naquele momento não
demonstraram que o planeta era quente o suficiente no passado para manter
corpos de água líquida. No entanto, a maioria
concorda que um oceano existiu há mais de 3 bilhões de anos, mas há uma
variedade de opiniões sobre quanto tempo durou.
Nenhuma água salgada líquida foi definitivamente
encontrada em MARTE. Mas houve indícios de água escorrendo do subsolo e um relatório de 2018
controverso da MARSIS de
um lago de 20 km de diâmetro, enterrado quase 1,5 km abaixo da superfície, perto do polo sul do
planeta. A investigação revelou que o polo sul é
composto por várias camadas de gelo e poeira a uma profundidade de cerca de 1,5
km, distribuídos por uma região de 200 km de largura.Os pesquisadores
descobriram que um tipo de salmoura poderia permanecer líquido na
superfície do planeta e alguns centímetros abaixo por até seis horas
consecutivas em 40% do planeta, principalmente nas latitudes médias a altas do
norte.[ No entanto, essas salmouras
nunca ficariam mais quentes do que cerca de -48° C, cerca de 25 graus abaixo da
tolerância conhecida pela vida na Terra.
Calotas
polares
Calota polar norte
em 1999
Calota polar sul em
2000
MARTE tem duas calotas polares de gelo permanente. Durante o inverno em um dos polos, ele fica em escuridão contínua, que resfria a superfície e provoca a deposição de 25 a 30% da atmosfera em placas de gelo de CO2 (gelo seco).
Quando o polo é novamente
exposto à luz solar, o CO2 congelado sublima, criando enormes ventos
que varrem o polo a velocidades de até 400 km/h. Esses ventos sazonais
transportam grandes quantidades de poeira e vapor d’água, dando origem a geadas semelhantes
às da Terra e de grandes nuvens cirrus. Nuvens de água e gelo foram fotografadas
pelo rover Opportunity em 2004.
As calotas polares em ambos os polos
são compostas principalmente (70%) 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 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 se degradando 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 milhão de quilômetros cúbicos (km³) 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. 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, foi estimado em 1,6 milhão de
quilômetros cúbicos. Ambas as
calotas polares apresentam calhas espirais, que recente o radar SHARAD mostrou serem resultados de ventos
catabáticos.
A queda de geada sazonal em algumas
áreas perto da calota polar sul resulta na formação e 1 metro de
espessura de gelo seco acima do solo. Com a chegada da primavera, a luz solar
aquece o subsolo, e a pressão
do CO2 sublimado aumenta sob o bloco, elevando-o e, finalmente,
rompendo-o. Isto leva a erupções semelhantes a 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, uma taxa de
variação bastante incomum em geologia - especialmente para MARTE. O gás fluindo
sob um bloco em direção a um gêiser escava sob o gelo um padrão de canais
radiais do tipo teia de aranha, num processo que é o equivalente inverso de uma
rede de erosão formada pela água que é drenada por um ralo. Em 2021 cientistas recriaram uma
versão parecida com formas de araneiformes negras em seu laboratório. Os experimentos mostram diretamente
que os padrões de aranha que observamos em MARTE em
órbita podem ser esculpidos pela conversão direta de gelo seco de sólido em
gasoso.
Perda de água
Pensa-se que a perda de água de MARTE
para o espaço resulta do transporte de água para a atmosfera superior, onde é
dissociada ao hidrogênio e foge do planeta. Mas uma observação em 2019 sugere
que a súbita perda de água ocorre na atmosfera superior de MARTE, aumentando a
abundância de hidrogênio. Na atmosfera superior, a luz solar e a química
desassociam moléculas de água em átomos de hidrogênio e oxigênio que a fraca
gravidade não pode impedir de escapar para o espaço.
Um cientista revelou que o vapor de
água está se acumulando em grandes quantidades e proporções inesperadas a uma
altitude de mais de 80 km na atmosfera marciana. As estimativas indicaram que
grandes bolsas atmosféricas estão mesmo em uma condição de supersaturação, com
a atmosfera contendo 10 a 100 vezes mais vapor de água do que sua temperatura
deveria permitir hipoteticamente. Com as taxas de supersaturação observadas, o
limite de fuga de água aumentaria significativamente durante estações
específicas.
GEOGRAFIA
Embora sejam mais lembrados por terem
mapeado a Lua, Johann Heinrich von Mädler
e Wilhelm Beer foram os primeiros "areógrafos". Eles começaram pela
constatação de que a maioria dos acidentes geográficos 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.
Em vez de dar nomes para as várias marcas na superfície, Beer e Mädler
simplesmente designaram-nas com letras; Sinus Meridiani foi,
assim, o acidente "a".
Hoje, as características de MARTE são
denominadas a partir de uma variedade de fontes. Características de albedo são nomeadas 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 homenageiam cidades e vilas do
mundo com população inferior a 100 mil habitantes. Grandes vales são nomeados
pela palavra "MARTE" ou "estrela" em várias línguas;
pequenos vales são nomeados por rios
As grandes estruturas de albedo
mantêm muitos dos nomes antigos, que são frequentemente atualizados para
refletir novos conhecimentos sobre a natureza dessas características. Por
exemplo, Nix Olympica (as neves do Olimpo) tornou-se Olympus
Mons (Monte Olimpo). 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 ricas 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 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 primário" foi estabelecida, 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 fornecer grande quantidade
de imagens de MARTE em 1972, uma pequena cratera (mais tarde chamada de
Airy-0), localizada no Sinus Meridiani ("Baía
Meridiana"), foi escolhida 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 com elevação zero também teve de ser selecionada para 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) de pressão atmosférica. Esta pressão corresponde
ao ponto triplo da
água e é cerca de 0,6% da pressão na superfície do nível do mar na Terra (0,006
atm). Na prática, atualmente esta
superfície é definida diretamente pela medição da gravidade por satélites.
Crateras
Cratera Bonneville e o local de pouso da sonda 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, marcadas por crateras de
antigos impactos de asteroides. Uma pesquisa de 2008 apresentou
evidências sobre uma 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 confirmado, 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
da Europa, Ásia e Austrália juntas, superando a Bacia do Polo Sul-Aitken, na Lua, como a maior cratera de
impacto do Sistema Solar.
MARTE é marcado por um conjunto de crateras de
impacto: cerca de 43 mil crateras com um diâmetro de 5 quilômetros ou mais
foram encontradas em sua superfície.[113] A maior delas é a bacia de
impacto Hellas Planitia, uma característica de 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 oriundos 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, 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
O gigantesco MONTE OLIMPO, o maior vulcão do
Sistema Solar, com cerca de 27 km de altura.
O vulcão Monte Olimpo é
um vulcão extinto na
vasta região de Tharsis, que
contém vários outros grandes vulcões. O Monte Olimpo é três vezes maior que
o Monte Everest, que por
comparação tem pouco mais de 8,8 km de altura.
É a montanha mais alta do Sistema Solar, dependendo da com de
cerca 27 km de altura. Foi fotografada
pela primeira ve pela sonda espacial Mariner 9 da NASA em 1971.
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, que causou o colapso da crosta na
área do desfiladeiro. Em 2012, foi proposto que o Valles Marineris não
é apenas um graben, mas
também um limite de placa, onde ocorreu um movimento transversal de 150 km, fazendo de MARTE um
planeta com, possivelmente, 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, nomeadas em
homenagem a entes queridos de seus descobridores, são conhecidas coletivamente
como as "sete irmãs". As entradas das cavernas
medem de 100 a 252 metros de largura e acredita-se que tenham, pelo menos, de
73 a 96 metros de profundidade. Dado que a luz não atinge o piso da maioria das
cavernas, é possível que elas se estendam muito mais profundamente do que as
estimativas inferiores e sejam mais largas abaixo da superfície. 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.
Pegadas de dunas em Hellas, também conhecidas como a insígnia da Frota Estelar Star Trek, são grandes dunas em forma de crescente (barchan). A insígnia foi criada quando a lava fluiu sobre a planície e ao redor das dunas, mas não sobre elas. A lava solidificou, mas essas dunas ainda se erguiam como ilhas e o vento continuava a soprar. Ao final, as pilhas de areia que eram as dunas migraram, deixando essas "pegadas" na planície de lava. Elas também são chamadas de "moldes de dunas" e registram a presença de dunas cercadas por lava.
ATMOSFERA
MARTE perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos, então o vento solar interage diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica ao remover 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 está sendo estudada pela sonda MAVEN. Em comparação com a Terra, a atmosfera de MARTE é muito rarefeita. A pressão atmosférica na superfície varia hoje 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).[129] A maior densidade atmosférica em MARTE é igual à densidade encontrada 35 km acima da superfície da Terra. A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% 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 é compensado tanto pela temperatura mais baixa quanto pelo peso molecular 50% maior da atmosfera de MARTE. 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.
Metano foi detectado na atmosfera
de MARTE, com uma fração molar de cerca de 30 ppb; ele
ocorre em plumas extensas, e os perfis implicam que o metano foi liberado a
partir de regiões distintas. No meio do verão do norte, a pluma principal
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, a primeira centrada perto de
30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W. Estima-se que MARTE deva
produzir 270 toneladas/ano de metano.
O metano pode existir na atmosfera de MARTE por um
período limitado de tempo até ser destruído – as estimativas do seu tempo de
vida variam entre 0,6 a 4 anos terrestres. A sua presença, apesar desta
vida curta, indica a existência de 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 se
sabe ser comum em MARTE.
Fotografia
do pôr-do-sol marciano pelo robô Spirit na cratera Gusev.
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 Mars Orbiter Mission, da Índia, está
pesquisando metano na atmosfera, enquanto a 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.
Amônia também foi detectada
em MARTE pelo satélite Mars Express, mas com a sua
vida útil relativamente curta, não ficou claro o que a tenha produzido. A
amônia não é estável na atmosfera marciana e desintegra-se depois de algumas
horas. Uma fonte possível é a atividade vulcânica.
A sonda Trace Gas Orbiter (TGO), da
Agência Espacial Europeia, chegou a MARTE em 2016, e em 2018 começou a escanear
a atmosfera por metano. Dois dos espectrômetros do TGO - um instrumento belga
chamado NOMAD e um russo chamado ACS - foram projetados para detectar o metano
em concentrações muito baixas. No entanto, o satélite europeu não detectou um
único vestígio de metano.
Enormes plumas semelhantes a nuvens,
260 km acima da superfície de MARTE, chegam a entrar na exosfera, onde a
atmosfera se funde com o espaço interplanetário. Nenhum dos esclarecimentos
costumeiros para tais nuvens faz sentido, uma vez que a água, o gelo de dióxido
de carbono, as tempestades de poeira ou as descargas de luz auroral, na maior
parte das vezes, não atingem tais alturas. Em 2019, cientistas propuseram que
elas devem sua existência ao fenômeno chamado "fumaça meteórica",
poeira gelada criada por detritos espaciais que se chocam com a atmosfera do
planeta. Cerca de duas a três toneladas de detritos espaciais colidem em MARTE
todos os dias, em média, e à medida que esses meteoros se desintegram na
atmosfera do planeta, injetam um enorme volume de poeira no ar.
AURORAS
Em 1994 a sonda Mars Express da Agência Espacial Europeia descobriu um brilho
ultravioleta proveniente de “guarda-chuvas magnéticos” no hemisfério sul. MARTE
não possui um campo magnético global que guie as partículas carregadas que
entram na atmosfera, mas tem múltiplos campos magnéticos em forma de
guarda-chuva, principalmente no hemisfério sul, que são remanescentes de um
campo global que decaiu bilhões de anos atrás.
No final de dezembro de 2014, a sonda
MAVEN da NASA detectou evidência de auroras muito espalhadas pelo hemisfério
norte e descendo até aproximadamente 20-30 graus de latitude norte em relação
ao equador de MARTE. As partículas penetravam na atmosfera marciana, criando
auroras abaixo de 100 km da superfície (as auroras da Terra variam de altitude
entre 100 e 500 km). Os campos magnéticos no vento solar caem como cortinas
sobre MARTE, inclusive para a atmosfera, e as partículas carregadas
simplesmente seguem essas linhas para a atmosfera, fazendo com que as auroras
aconteçam fora dos guarda-chuvas magnéticos.
Em 18 de março de 2015, a NASA
anunciou a detecção de uma aurora que não é completamente entendida, bem como
uma não explicada nuvem de poeira na atmosfera de MARTE.
As observações anteriores não
capturaram nenhum brilho verde em MARTE, mas entre 24 de abril e 1 de dezembro
de 2019, uma luz verde foi observada na atmosfera de MARTE de altitudes de
observações que variam de 20 a 400 quilômetros da superfície marciana. A
emissão foi mais forte a uma altitude de cerca de 80 quilômetros e variou
dependendo da distância variável entre MARTE e o Sol.
CLIMA
TEMPESTADE DE AREIA EM MARTE.
De todos os planetas do Sistema Solar, MARTE é o que possui as estações do ano mais parecidas 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 ter duração equivalente a cerca de dois anos terrestres. As temperaturas de superfície de MARTE variam de −143 °C (no inverno nas calotas polares) até máximas de 35 °C (no verão equatorial). A ampla variação de temperaturas é devida à fina atmosfera, que não consegue armazenar muito calor solar, à baixa pressão atmosférica e à baixa inércia térmica do solo marciano. O planeta também é 1,52 vez mais distante do Sol que a Terra, o que resulta em apenas 43% da quantidade de luz solar em comparação com a Terra.
Se MARTE tivesse uma órbita semelhante à da Terra,
as suas estações também seriam semelhantes, porque a sua inclinação axial é
próxima 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
brandas. As temperaturas de verão no sul podem ser até 30 kelvin maiores do que as
temperaturas equivalentes de verão no norte.
MARTE 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.
ÓRBITA E ROTAÇÃO
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. O dia solar em MARTE é apenas um pouco
maior do que um dia na Terra: 24 horas, 39 minutos e 35,244 segundos. Um ano
marciano é igual a 1,8809 ano terrestre, ou seja, 1 ano, 320 dias e 18,2 horas. A inclinação do eixo de MARTE é de
25,19 graus, semelhante à da Terra. Como resultado, MARTE tem
estações como a Terra, embora sejam quase duas vezes mais longas, pois seu
período orbital é maior nesta proporção . Atualmente, a orientação do polo
norte de MARTE está próxima da estrela Deneb.
MARTE
passou pelo seu afélio em
março de 2010 e pelo seu periélio em março de 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 muito mais
circular 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 mil anos terrestres, comparado ao
ciclo de 100 mil anos da Terra. O
planeta tem um ciclo de excentricidade muito mais longo com um período de 2,2
milhões de anos terrestres e isso ofusca o ciclo de
96 mil 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
HABITABILIDADE
E PROCURA POR VIDA
O entendimento atual de habitabilidade planetária – a viabilidade de um mundo
desenvolver condições ambientais favoráveis ao surgimento de vida – favorece
planetas que possuam água líquida em sua superfície. Isto frequentemente requer
que a órbita de um planeta esteja dentro da zona habitável, que para o Sol se
localiza entre logo depois de Vênus e aproximadamente o semieixo maior de MARTE.[ Durante o periélio, MARTE penetra nesta
região, mas a fina (baixa pressão) atmosfera do planeta impede a existência de
água líquida em grandes regiões por muito tempo. O fluxo de água líquida no
passado demonstra o potencial do planeta para a habitabilidade. Evidência
recente sugeriu que qualquer água na superfície marciana deve ter sido muito
salgada e ácida para suportar uma vida terrestre regular.
A falta de uma magnetosfera e a atmosfera
extremamente fina de MARTE são um desafio: o planeta possui pequena
transferência de calor pela sua superfície, pouco isolamento contra o
bombardeio do vento solar e
pressão atmosférica insuficiente para reter água na forma líquida. MARTE está
quase, ou totalmente, geologicamente morto, e o fim da atividade vulcânica
aparentemente interrompeu a reciclagem de materiais e produtos químicos entre a
superfície e o interior do planeta.
Existem
evidências de que o planeta tenha sido significativamente mais habitável no
passado que nos dias de hoje, mas o fato de que tenha albergado vida permanece
incerto. As sondas Viking da década de 1970 continham
dispositivos projetados para detectar microrganismos no solo marciano e tiveram
alguns resultados positivos, inclusive um aumento temporário na produção de CO2 com
a exposição a água e nutrientes. Este sinal de vida foi mais tarde contestado
por cientistas, resultando em um debate intenso, com o cientista da NASA
Gilbert Levin sustentando que a Viking pode ter encontrado vida. Uma reanálise
dos dados da Viking, à luz do moderno conhecimento de formas extremófilas de vida, sugeriu que os
testes da Viking não eram suficientemente
sofisticados para detectar essas formas de vida e podem até mesmo ter matado
uma hipotética forma de vida.
Testes
conduzidos pela sonda Phoenix
Mars mostraram
que o solo tem um pH alcalino e contém magnésio, sódio, potássio e cloro.
Os
nutrientes do solo podem ser capazes de suportar vida, mas a vida ainda assim
teria que ser protegida da intensa luz ultravioleta. Análise recente do meteorito marciano
EETA79001 encontrou 0,6 ppm de ClO4−, 1,4 ppm de ClO3− e
16 ppm de NO3−, a maior parte provavelmente de origem
marciana. O ClO3− sugere a presença de outros
compostos altamente oxidantes de cloro e oxigênio, como ClO2− e
ClO, produzidos tanto por oxidação do Cl por ultravioleta quanto por radiólise
do ClO4− por raios-X. Portanto, somente substâncias
orgânicas ou formas de vida altamente refratárias ou bem protegidas
(subsuperficiais) teriam chance de sobreviver. Uma análise de 2014 da Phoenix WCL mostrou
que o Ca(ClO4)2 no solo da Phoenix não interagiu com
água líquida de qualquer forma talvez nos últimos 600 milhões de anos. Se
tivesse, o altamente solúvel Ca(ClO4)2 em contato
com água líquida teria formado somente CaSO4. Isto sugere um
ambiente extremamente árido, com mínima ou nenhuma interação com água líquida.
Foi
encontrado, em 2019, um grupo de compostos orgânicos, tiofenos, que normalmente ocorrem na
Terra em querogênio, carvão
e petróleo bruto, bem como em estromatólitos e microfósseis.
Isso
sugere um processo biológico, provavelmente envolvendo bactérias.
Cientistas propuseram que os glóbulos de carbonato
encontrados no meteorito ALH84001, que se acredita ter se originado em MARTE, podem ser micróbios
fossilizados que existiam em MARTE quando o meteorito foi arrancado da
superfície de MARTE por um choque de meteoro há cerca de 15 milhões de anos.
Esta proposta foi recebida com ceticismo e foi sugerida uma origem
exclusivamente inorgânica para as formas. Pequenas quantidades de metano e metanal detectadas pelas sondas em MARTE
foram indicadas como possíveis evidências para a vida, uma vez que esses
compostos químicos se decompõem rapidamente na atmosfera marciana. Entretanto, uma alternativa é
que esses compostos sejam repostos por vulcões ou outros meios geológicos, como
a serpentinização. Vidro formado pelo impacto de
meteoros, que na Terra pode preservar sinais de vida, foi encontrado na
superfície de crateras de impacto de MARTE. Da mesma forma, este vidro
poderia ter preservado sinais de vida se esta existisse no local.
Em junho de 2018, a NASA informou que o rover CURIOSITY havia encontrado evidências
de compostos orgânicos complexos de rochas com idade de aproximadamente 3,5 bilhões de
anos, cujas amostras vieram de dois locais
distintos em um lago seco na cratera Gale. As amostras de
rochas, quando pirolisadas pelo instrumento da Curiosity, liberaram
uma série de moléculas orgânicas; estes
incluem tiofenos contendo enxofre, compostos aromáticos tais
como benzeno e tolueno, além de compostos alifáticos tais como propano e buteno. Os níveis de compostos
orgânicos são 100 vezes maiores que as descobertas anteriores. Os autores
especulam que a presença de enxofre pode ter ajudado a preservar os compostos
orgânicos. Os produtos de decomposição se assemelham aos gerados pelo querogênio, um precursor do petróleo e do gás natural na Terra. A NASA afirmou que essas
descobertas não são evidências de que a vida existiu no planeta, mas que os
compostos orgânicos necessários para sustentar a vida
microscópica estavam
presentes. Devido à forma como a atmosfera marciana pode preservar esses
compostos, pode haver fontes mais profundas de compostos orgânicos no planeta.
Em julho de 2018, cientistas relataram a descoberta
de um lago subglacial em MARTE, o primeiro corpo estável de água conhecido no
planeta. Ele fica a 1,5 km abaixo da superfície na base da calota polar sul e
tem cerca de 20 quilômetros de largura.[193][194] O lago foi descoberto usando
o radar MARSIS a
bordo da sonda Mars Express, e os
dados foram coletados entre maio de 2012 e dezembro de 2015. O lago está localizado numa área plana que
não exibe características topográficas peculiares. É principalmente cercado por
terrenos mais altos, exceto em seu lado oriental, onde há uma depressão
MARTE tem duas luas naturais relativamente pequenas — Fobos, com cerca de 22 quilômetros de diâmetro, e Deimos, com cerca de 12 quilômetros de diâmetro — que têm órbitas próximas ao planeta. Acredita-se que essas luas sejam asteroides capturados pelo campo gravitacional marciano, mas a sua origem verdadeira permanece incerta. Ambos os satélites foram descobertos em 1877 por Asaph Hall e foram nomeados em homenagem aos deuses Fobos (pânico/medo) e Deimos (terror/horror), que na mitologia grega acompanhavam seu pai, Ares, o deus da guerra, durante as batalhas. MARTE era a contraparte romana de Ares. No grego moderno, porém, o planeta mantém seu antigo nome, Ares (Aris: Άρης).
Vistos da superfície de MARTE, os movimentos de Fobos e Deimos parecem muito diferentes do da Lua. Fobos nasce no oeste, se põe a leste e
nasce novamente em apenas 11 horas. Deimos, por
estar quase em órbita sincronizada — quando o período orbital iguala o período de rotação do planeta — nasce como esperado no leste, mas lentamente. Apesar
da órbita de 30 horas de Deimos, ele
leva 2,7 dias entre o nascente e o poente, para um observador no equador.
Como a órbita de Fobos está abaixo da altitude síncrona, as forças
de maré a partir de MARTE estão
gradualmente diminuindo a sua órbita. Em cerca de 50 milhões de anos, o
satélite ou colidirá com a superfície marciana ou irá desintegrar-se em uma
estrutura em forma de anel ao redor de MARTE.
A origem das duas luas não é bem compreendida. Seu baixo albedo e a composição de condrito carbonáceo foram considerados semelhantes aos de asteroides, apoiando a teoria de captura gravitacional. A órbita instável de Fobos parece apontar para uma captura relativamente recente. Mas ambas têm órbitas circulares, próximas do equador, o que é muito incomum para objetos capturados, já que a dinâmica de captura exigida é complexa. A possibilidade de acreção no início da história de MARTE também é plausível, mas não é compatível com uma composição parecida com a de asteroides, em vez de com a do próprio planeta. Uma terceira possibilidade é o envolvimento de um terceiro corpo ou algum tipo de impacto. Linhas mais recentes de evidências sobre Fobos sugerem que o satélite tem um interior altamente poroso e uma composição contendo principalmente filossilicatos e outros minerais conhecidos de MARTE, o que aponta a origem de Fobos para o material ejetado por um impacto em MARTE e que foi reagrupado na órbita marciana, semelhante à teoria dominante para a origem da Lua da Terra. Embora os espectros VNIR (em inglês: visible and near-infrared) das luas de MARTE se assemelhem aos de asteroides do cinturão externo, o espectro infravermelho termal de Fobos é inconsistente com condritos de qualquer tipo.
MARTE pode ter luas com menos de 50 ou 100 metros
de diâmetro, e prediz-se a existência de um anel de poeira entre Fobos e Deimos,.
ASTRONOMIA
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 com uma estrela e apenas um pouco mais brilhante do que Vênus na
Terra. Vários fenômenos conhecidos
na Terra foram 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 de Vênus, e as luas FOBOS e DEIMOS são de diâmetro angular
tão pequeno que seus "eclipses solares" parciais são melhor
considerados como trânsitos (ver Trânsito de DEIMOS em MARTE).
Em 19 de outubro de 2014, o cometa Siding Spring passou extremamente próximo
a MARTE (cerca de 140 mil quilômetros), tão perto que sua coma pode ter envolvido o
planeta.
OBSERVAÇÃO
de MARTE
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 sua atmosfera. O rover Spirit,
da NASA, registrou imagens de uma paisagem
marrom-esverdeada com pedras azul-acinzentadas e manchas de areia
vermelho-claras. Quando mais distante da
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 o final de setembro — muitos
detalhes de sua superfície podem ser vistos com um telescópio. Especialmente
notáveis, mesmo com 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 parece 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:
a) RELATIVA
O ponto em que a longitude
geocêntrica de MARTE é 180° em relação ao Sol é conhecido como oposição, que
está perto do momento de maior aproximação com a Terra. O momento da oposição
pode ocorrer a até 8 ½ dias 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 8 de
abril de 2014, a uma distância de cerca de 93 milhões de quilômetros. O tempo médio entre 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.
b) ABSOLUTA, EM TORNO DO TEMPO
PRESENTE
MARTE fez a sua maior aproximação com a Terra e o seu brilho aparente máximo dos últimos 60 mil anos, 55 758 006 km (0,372719 UA) e magnitude -2,88, em 27 de agosto de 2003 às 09h51min13 UTC. Isto ocorreu quando MARTE estava a um dia da sua oposição e a cerca de três dias do seu periélio, tornando o planeta particularmente fácil de ver a partir da Terra. Estima-se que a última vez em 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 será de 0,37279 UA.
ESTUDO
E EXPLORAÇÃO
Antiguidade
e Idade Média
A existência de MARTE como um objeto errante no céu
noturno foi registrada por astrônomos do Egito Antigo e, em 1534 a.C., eles já estavam familiarizados
com o movimento retrógrado do planeta.[225] 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
desaparecia 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 se tornou 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 Siddhanta estimou
o diâmetro de MARTE. Nas culturas da Ásia Oriental, MARTE era tradicionalmente
conhecido como a “estrela de fogo”, com base nos Cinco elementos.
Durante o século XVII, Tycho Brahe mediu a paralaxe diurna de MARTE, que Johannes Kepler usou para fazer um cálculo
preliminar da distância do planeta. Quando o telescópio se tornou disponível, a
paralaxe diurna de MARTE foi novamente medida em um esforço para determinar a
distância Sol-Terra. Isto foi realizado pela
primeira vez por Giovanni Domenico Cassini em 1672. As primeiras
medições da paralaxe foram prejudicadas pela qualidade dos instrumentos.[237] A única ocultação observada
de MARTE por Vênus foi a de 13 de outubro de 1590, vista por Michael Maestlin em Heidelberg.[238] Em 1610, MARTE foi visto
por Galileu Galilei, que foi o primeiro a observá-lo através de um telescópio.[239] A primeira pessoa a
desenhar um mapa de MARTE que exibia características da superfície foi o
astrônomo holandês Christiaan Huygens.[
CANAIS
Por volta do século XIX, a resolução dos telescópios atingiu um nível suficiente para que as caracerísticas da superfície de MARTE pudessem ser identificadas. Uma oposição periélica de MARTE ocorreu em 5 de setembro de 1877 e, naquele ano, o astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli usou um telescópio de 22 cm em Milão para produzir o primeiro mapa detalhado do planeta vermelho. Estes mapas continham características chamadas por Schiaparelli de canali, que mais tarde mostraram ser uma ilusão de óptica. Estes canali eram supostamente longas linhas retas na superfície de MARTE para as quais ele deu nomes de rios famosos na Terra.
Influenciado pelas observações, o orientalista Percival Lowell fundou um observatório que
tinha um telescópio de 30 cm e outro de 45 cm. O observatório foi utilizado
para a exploração de MARTE durante uma última boa oportunidade, em 1894. Ele
publicou vários livros sobre MARTE e a vida no planeta, que tiveram uma grande
influência sobre o público. ] Os canali também
foram encontrados por outros astrônomos, como Henri Joseph Perrotin e Louis
Thollon em Nice, usando um dos maiores
telescópios do mundo naquela época.
As mudanças sazonais (a diminuição das calotas polares e a formação de áreas escuras durante o verão marciano), em combinação com os canais, levaram a especulações sobre a presença de vida em MARTE e fizeram surgir uma crença, mantida por muito tempo, de que MARTE continha vastos mares e vegetação. O telescópio nunca chegou a uma resolução suficiente para provar quaisquer destas especulações. À medida que telescópios maiores foram usados, foram observados menos canali retos e longos. Durante uma observação em 1909 por Camille Flammarion com um telescópio de 84 cm, foram observados padrões irregulares, mas os canali não foram vistos.
Mesmo na década de 1960, artigos foram publicados
sobre a "biologia marciana", deixando de lado outras explicações para
as mudanças sazonais do planeta. Cenários detalhados do metabolismo e dos ciclos químicos de
um ecossistema funcional
chegaram a ser publicados.[247] 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 que a
hipótese de um planeta hostil e morto fosse geralmente aceita. A Mariner 9 e a Viking forneceram
dados que permitiram a obtenção de mapas melhores do planeta. Outro grande
salto foi a missão Mars Global Surveyor, lançada em
1996 e que funcionou até o final de 2006, e permitiu a obtenção de mapas
completos e extremamente detalhados da topografia, campo magnético e minerais da
superfície de MARTE. Estes mapas estão agora disponíveis on-line,
por exemplo, no Google Mars. O Mars Reconnaissance Orbiter e a Mars Express continuaram explorando com
novos instrumentos e apoiando as sondas na superfície. A NASA fornece duas
ferramentas on-line: Mars Trek, que apresenta visualizações do planeta a partir
de dados de 50 anos de exploração, e a Experience Curiosity, que simula viagens
em MARTE em 3-D com a Curiosity.
EXPLORAÇÃO
DIRETA
Rover Sojourner em MARTE, o primeiro veículo feito por humanos a transitar pelo planeta.
Dúzias de naves espaciais não tripuladas, como sondas orbitais e rovers, foram enviadas para MARTE
pela União Soviética, Estados Unidos, Europa e Índia para estudar a superfície, o clima e a
geologia do planeta. Atualmente, a informação está sendo obtida por sete sondas
ativas na superfície ou em órbita de MARTE, sendo cinco orbitais e dois rovers,
quais sejam: 2001 MARS ODYSSEY, MARS EXPRESS, MARS
RECONNAISSANCE ORBITER (MRO), MAVEN, MARS
ORBITER MISSION, OPPORTUNITY E CURIOSITY. O
público pode solicitar imagens de MARTE da MRO 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 velocidade de até 90 metros por hora. Os experimentos incluem um analisador químico a laser que pode deduzir a composição de rochas a uma distância de 7 m.[ Em 10 de fevereiro de 2013, o CURIOSITY obteve as primeiras amostras de rochas profundas já retiradas de outro corpo planetário, utilizando a sua broca embarcada.
.
O Curiosity na superfície de MARTE
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 marcianas. Equipada 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 Orbiter usou uma órbita de transferência de Hohmann para escapar da influência
gravitacional da Terra e catapultar para uma 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.
A Agência Espacial Europeia, em colaboração com a Agência Espacial Federal Russa - Roscosmos, enviou a
sonda ExoMars Trace
Gas Orbiter (TGO) e a sonda de superfície Schiaparelli em março de 2016. O
orbitador TGO conseguiu entrar na órbita marciana em 19 de outubro. Contudo,
o contato com o pousador Schiaparelli EDM foi perdido quando este já
estava próximo ao solo. Imagens feitas pela MRO da NASA comprovaram
que a sonda impactou violentamente contra o solo marciano e foi totalmente
destruída. Uma hipótese sugere que os retrofoguetes do pousador, que deveriam
reduzir sua velocidade, se apagaram muito antes do esperado.
O MAIS RECENTE E
REVOLUCIONÁRIO ROVER
Objetivo da missão é buscar vestígios de vida em
uma cratera do planeta que já foi um lago há bilhões de anos. Perseverance é o
robô explorador mais sofisticado já enviado ao espaço.
O
robô explorador PERSEVERANCE,
da Nasa, pousou na
superfície de MARTE no final da tarde do dia 18 de fevereiro de 2021, sete meses depois de a missão ter partido da
Terra.
A chegada, -- transmitida ao vivo pelas redes sociais da agência espacial -- ocorreu na cratera de Jezero, local de pouso mais perigoso já tentado.
MENSAGEM DO PRÓPRIO
ROVER
De forma inédita, tão
logo o Rover transmitiu SUA PRÓPRIA MENSAGEM que foi retransmitida no Twitter e nas outras redes sociais, bem como para
as emissoras de rádio e TV sintonizadas:
"Estou seguro em MARTE. Perseverance levará vocês a qualquer lugar", foi a mensagem do
revolucionário NASA's Perseverance Mars
Rover.
O
objetivo da missão, chamada de MARS 2020, é buscar vestígios de
vida em um local do planeta que já foi um lago há bilhões de anos.
Para
isso, o robô carrega instrumentos que vão coletar amostras, observar a geologia
e transformar dióxido de carbono em oxigênio para viabilizar uma missão com
humanos no planeta. Essa conversão será um dos passos essenciais para a NASA conseguir levar astronautas em uma missão tripulada no futuro.
Acoplado ao PERSEVERANCE está o INGENUITY, um
helicóptero de 1,8 kg com hélices que giram cerca de 8 vezes mais
rápido do que um helicóptero comum.
O PERSEVERANCE – que partiu da Estação da
Força Aérea de Cabo Canaveral, na Flórida, em 30 de julho de 2020 – é o robô
explorador mais sofisticado já enviado ao espaço e o mais recente robô da linha
de enviados a MARTE.
O primeiro foi o
SOJOURNER, em 1997, seguido por SPIRIT e OPPORTUNITY, que desembarcaram no
planeta em 2004. O último foi o
CURIOSITY, que está no planeta desde 2012.
Todos eles tiveram os nomes escolhidos em concursos nacionais.
Escolhido por um
estudante do sétimo ano do estado da Virgínia, o nome PERSEVERANCE foi
anunciado em março de 2021. Alexander
Mather teve a sugestão escolhida entre 28 mil inscrições feitas por alunos do
ensino fundamental e médio dos Estados Unidos.
'Sete
minutos de terror'
Alguns
minutos antes de entrar na atmosfera de MARTE, o robô se separou da parte de
cruzeiro, que o abasteceu de combustível durante a viagem.
Para
tocar o solo do planeta vermelho, o Perseverance realizou uma manobra altamente delicada, chamada “sete
minutos de terror”: nesse
intervalo de tempo, o veículo teve de reduzir a velocidade de 20 mil km/h para
0 km/h.
Por
causa das medidas de segurança contra a Covid-19,
a equipe que monitorou o pouso foi reduzida, e as pessoas ficaram separadas por
placas de acrílico. No momento do pouso, os integrantes comemoraram com uma
salva de palmas.
O objetivo da missão, chamada de MARS 2020,
é buscar vestígios de
vida em um local do planeta que já foi um lago há bilhões de anos.
Para isso, o rover carrega instrumentos que vão coletar
amostras, observar a geologia e
transformar dióxido de carbono em oxigênio para viabilizar uma missão
com humanos no planeta. Essa
conversão será um dos passos essenciais para a Nasa conseguir levar astronautas
em uma missão tripulada no futuro.
Diversos planos para uma missão tripulada a MARTE foram propostos ao longo do século XX e já no século XXI, mas nenhum plano em andamento tem data de chegada anterior a 2025.
Nasa seleciona
melhores fotos de Marte captadas pelo Perseverance