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Where there is no vision, the people perish.
- Proverbs 29:18
Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.
Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.
Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.
Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.
A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:
O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.
Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.
A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).
A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.
| Animações de Marte |
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| Vistas de Marte |
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O Interior de Marte
O conhecimento actual do interior de Marte sugere que pode ser constituído
por uma crusta fina, semelhante à da Terra, um manto e um núcleo. Utilizando
quatro parâmetros, a dimensão e massa do núcleo de Marte podem ser
determinados. No entanto, apenas são conhecidos três desses quatro parâmetros,
que são a massa total, a dimensão de Marte e o momento de inércia. A massa
e a dimensão foram determinados em pormenor em missões anteriores. O momento
da inércia foi determinado pela sonda Viking e por valores Doppler do Pathfinder,
pela medida da taxa de precessão de Marte. O quarto parâmetro, necessário
para completar o modelo do interior, será obtido por futuras missões. Com os
três parâmetros conhecidos, o modelo é significativamente reduzido.
Se o núcleo marciano é denso (composto de ferro) semelhante ao da Terra, ou
os meteoritos SNC são originários de Marte, então o raio mínimo do núcleo
seria de cerca de 1300 quilómetros. Se o núcleo é feito de material menos denso,
tal como uma mistura de enxofre e ferro, o raio máximo seria provavelmente
de menos de 2000 quilómetros.
(Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)
Mapa Topográfico de Marte
Esta imagem é um mapa topográfico de Marte recentemente divulgado. A topografia
completa de Marte tem cerca de 19 milhas (30 quilómetros),
uma vez e meia as altitudes encontradas na Terra. O aspecto
mais curioso do mapa é a diferença entre o hemisfério Norte baixo
e suave e o hemisfério Sul com muitas crateras, que é,
em média, cerca de três milhas (cinco quilómetros) mais alto
do que o norte.
(Cortesia GSFC/NASA)
Hemisfério Schiaparelli
Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiaparelli de Marte.
O centro da imagem é perto
da cratera de impacto Schiaparelli, com 450 quilómetros
(280 milhas) de diâmetro.
As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na
região Oxie Palus, à esquerda e acima na imagem, foram causadas pela erosão
e/ou depósito pelo vento. Áreas brancas brilhantes a sul,
incluindo a bacia de impacto Hellas no extremo inferior direito, estão
cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS)
Vales Marineris
Esta imagem é um mosaico do hemisfério dos Vales Marineris de Marte.
É uma vista semelhante à que se poderia ver
de uma nave espacial. O centro da cena mostra todo o sistema de desfiladeiros Vales
Marineris, com mais de 3,000 quilómetros (1,860 milhas) de comprimento
e cerca de 8 quilómetros (5 milhas) de profundidade, que se estende de Noctis
Labyrinthus, o sistema de falhas tectónicas em forma de arco, a oeste, até ao terreno caótico
a leste. Muitos imensos canais de rios antigos começam no terreno caótico
e nos desfiladeiros no centro-norte e correm para norte. Muitos dos canais
fluíram até uma bacia chamada Acidalia Planitia, que é a área escura
no extremo norte desta fotografia. Os três vulcões Tharsis
(pontos vermelho escuro), cada um com cerca de 25 quilómetros (16 milhas) de altura,
são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos cobertos por muitas crateras de impacto
a sul dos Vales Marineris.
(Cortesia USGS)
Abismo Candor Central - Vista oblíqua
Esta imagem mostra parte do Abismo Candor nos Vales Marineris.
Está centrado na latitude -5.0, longitude 70.0. O ponto de vista é
de norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor
é complexa, modelada por forças tectónicas, perda de massa, vento e talvez por água
e vulcanismo.
(Cortesia USGS)
Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada)
Esta fotografia (centrada na latitude 4° S, longitude 76° W) mostra áreas centrais dos
Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (em baixo à esquerda), Ophir Chasm
(em baixo à direita), e Hebes Chasm (acima à direita). Níveis de depósitos complexos nos
desfiladeiros podem ter ocorrido em lagos, e se aconteceu, estes são de grande interesse
em futuras pesquisas de vida fóssil em Marte. Os depósitos de tom rosa no Abismo Candor
podem ser devidos a alterações hidrotérmicas e à produção de óxidos de ferro cristalino. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde) e 279B12 (vermelho) com uma resolução de 240 metros/pixel.
A fotografia tem 231 quilómetros de largura. O norte está a 47° do topo, no sentido horário.)
Deslizamento nos Vales Marineris
Apesar de os Vales Marineris terem sido originados como uma estrutura tectónica,
foram modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em pormenor
de um deslizamento da parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento
removeu parcialmente a borda da cratera que está no planalto adjacente
aos Vales Marineris. Note-se a textura dos depósitos por onde o deslizamento
fluiu pelo solo dos Vales Marineris. Podem ser vistas várias camadas distintas
nas paredes da depressão. Estas camadas podem ser regiões de composição química
ou propriedades mecânicas distintas na crusta marciana.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
3 Vistas do TEH de Marte em Oposição
Estas vistas do Telescópio Espacial Hubble fornecem a cobertura mais completa
e detalhada do Planeta Vermelho, alguma vez vista da Terra. As fotografias foram
obtidas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103
milhões de quilómetros (65 milhões de milhas). Para surpresa dos pesquisadores,
Marte tem mais nuvens do que o visto em anos anteriores. Isto significa que o
planeta está mais frio e mais seco, porque o vapor de água na atmosfera congela
para formar nuvens de cristais de gelo. As três imagens mostram as regiões de Tharsis,
Vales Marineris e Syrtis Major.
(Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de
Colorado; e NASA)
Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho, do Hubble
Esta vista de Marte do Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a fotografia
mais nítida alguma vez obtida da Terra, superada apenas pelas imagens em pormenor
enviadas pela sondas espaciais que visitaram o planeta. A fotografia foi obtida em
25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de cerca de 103
milhões de quilómetros (65 milhões de milhas) da Terra.
Por ser Primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono
congelado à volta da calote de água gelada sublimou, e a calote regrediu até
ao tamanho do seu núcleo de água congelada, com várias centenas de milhas de diâmetro.
A abundância de porções de nuvens brancas indica que a atmosfera é mais fria
do que o observado por sondas espaciais na década de 1970.
Notam-se nuvens matinais ao longo da borda ocidental (à esquerda) do planeta. Estas
formaram-se durante a noite quando a temperatura de Marte baixa e a água na atmosfera
congela e forma nuvens de cristais de gelo. O vulcão Ascraeus Mons, que se ergue a
25 quilómetros (16 milhas) acima das planícies que o circundam, emerge da camada de nuvens
próximas da borda ocidental. Os Vales Marineris estão abaixo à esquerda.
(Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de
Colorado; e NASA)
Origem da Corrente do Canal Ravi Vallis
Esta imagem da parte inicial de Ravi Vallis mostra uma porção do canal
com 300 quilómetros (186 milhas). Tal como muitos outros canais que desembocam
nas planícies norte de Marte, Ravi Vallis teve a sua origem numa região de
terreno desmoronado e quebrado ("caótico") nos planaltos mais antigos
e cheios de crateras. As estruturas nestes canais indicam que foram cavadas
por água líquida em correntes a grande velocidade. O início abrupto do canal
aparentemente sem afluentes, sugere que a água foi libertada em grande pressão
de uma camada limitada do solo congelado. À medida que a água era libertada e corria,
a superfície desmoronava, produzindo a quebra e a derrocada aqui mostradas.
Podem ser vistas nesta imagem três destas regiões de material desmoronado caótico,
ligadas por um canal cujo leito foi limpo por água corrente. A corrente neste canal
era de oeste para leste (da esquerda para a direita). Este canal, por fim, liga-se a um
sistema de canais que fluem para norte para a bacia Chryse.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Ilhas de Linhas Aerodinâmicas
A água que escavou os canais no norte e leste do sistema de desfiladeiros dos Vales
Marineris tem um tremendo poder erosivo. Uma consequência desta erosão foi a formação
de ilhas de linhas aerodinâmicas onde a água encontra obstáculos no seu caminho.
Esta imagem mostra duas ilhas deste tipo que se formaram devido ao desvio da água
provocado por duas crateras com 8 a 10 quilómetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas
da boca do Vallis na Chryse Planitia.
A água correu de sul para norte (de baixo para cima na imagem).
A altura da escarpa que circunda a ilha de cima é de cerca de 400
metros (1,300 pés), e a escarpa que circunda a ilha do sul tem cerca de 600 metros
(2,000 pés) de altura.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Rede de Vales
Ao contrário do mostrado nas duas imagens acima, muitos sistemas em Marte
não mostram evidências de inundações catastróficas. Pelo contrário, mostram uma
semelhança com sistemas de drenagem na Terra, onde a água corre mais lentamente
durante maiores intervalos de tempo. Tal como na Terra, os canais aqui mostrados
juntam-se para formar canais maiores.
No entanto, estas redes de vales estão menos desenvolvidas do que os sistemas
de drenagem na Terra, faltando aos exemplos marcianos canais pequenos que
alimentam vales grandes. Por causa da ausência de canais pequenos nas redes de
vales marcianas, acredita-se que os vales foram escavados pela água corrente e não
pela água da chuva. Apesar da água líquida ser actualmente instável na superfície
de Marte, estudos teóricos indicam que a água corrente pode ter formado redes de
vales se a água correu por baixo de uma camada protectora de gelo. Em alternativa,
pelo motivo de as redes de vales estarem confinadas a regiões relativamente velhas
de Marte, a sua presença pode indicar que Marte já teve um clima mais quente e húmido
no início da sua história.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI)
Calote do Polo Sul
Esta imagem mostra a calote do polo sul de Marte tal como aparece no seu tamanho mais
pequeno, com cerca de 400 quilómetros (249 milhas). Consiste principalmente de dióxido
de carbono congelado. Esta calote de dióxido de carbono nunca derrete completamente.
O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA)
Calote do Polo Norte
Esta imagem representa uma vista oblíqua da calote do polo norte de Marte.
Ao contrário do polo sul, a calote do polo norte provavelmente consiste de água
congelada.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Terreno Polar Laminado
Uma das descobertas da sonda Mariner 9 foi que a calote polar sul de Marte é feita de camadas finas ou lâminas de gelo e sedimento. Quatro anos mais tarde, em 10 de Outubro de 1976, a sonda Viking 2 obteve esta fotografia da calote polar norte marciana. As camadas visíveis ocorreram como resultado de poeira levada pelo vento para a calote polar. Por existirem variações climáticas nas calotes, elas expandem-se e contraem-se. As camadas de sedimento de poeira tendem a tornar-se mais espessas perto dos polos onde os depósitos de gelo permanecem durante longos períodos de tempo. A espessura dos depósitos indica que foram formados durante variações climáticas cíclicas e não durante alterações anuais. Enquanto o gelo se afasta de uma região, o vento expõe as camadas esculpindo vales e escarpas. A formação dos depósitos em camadas é um processo actualmente activo.
(Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton)
Campo de Dunas
Esta imagem mostra diversos tipos de dunas que se encontram no campo de dunas circumpolar
norte. Esta imagem reduzida mostra uma secção de dunas transversais. A imagem completa
tem um campo de dunas transversais à esquerda e dunas do tipo "barchan" à direita
com uma zona de transição entre elas. As dunas transversais estão orientadas
perpendicularmente à direcção predominante do vento. São longas e lineares e
frequentemente unem-se às vizinhas numa junção em "Y" num ângulo pequeno.
As dunas do tipo barchan são pequenos montes em forma de crescente com as pontas
na direcção do vento. Estas dunas são comparáveis em dimensão às maiores dunas
encontradas na Terra.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Tempestade de Poeira Local
Tempestades de poeira local são relativamente comuns em Marte. Têm tendência para
ocorrer em áreas de gradientes topográficos e/ou térmicos elevados (normalmente perto
das calotes polares), onde os ventos de superfície seriam mais fortes.
A tempestade tem várias centenas de quilómetros de extensão e está localizada
perto do extremo da calote do polo sul. Algumas tempestades locais crescem, outras
extinguem-se.
(Copyright Calvin J. Hamilton; legenda de LPI)
Rocha Branca
Esta imagem mostra uma formação menos conhecida e invulgar em Marte. É normalmente denominada de "Rocha Branca". A formação branca é o preenchimento de uma cratera erodida, mas exactamente como foi formada não foi ainda satisfatoriamente explicado. A Rocha Branca não foi formada por processos polares porque está situada perto do equador a uma latitude de -8 graus e uma longitude de 355 graus. Foi modificada por erosão eólica mostrando características de erosão transversais e longitudinais. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton)
A Atmosfera Marciana
Esta imagem oblíqua obtida pela sonda orbital Viking
mostra uma ténue faixa da atmosfera marciana. A fotografia está tirada para
nordeste através da bacia Argyre. A bacia Argyre tem cerca de 600
quilómetros de diâmetro com uma borda escarpada com cerca de 500 quilómetros
de espessura.
(Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton)
| Resumo das Luas de Marte |
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A tabela seguinte mostra o raio, massa, distância do centro do planeta, o descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Marte:
| Lua | # | Raio (km) | Massa (kg) | Distância (km) | Descobridor | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Fobos | I | 13.5x10.8x9.4 | 1.08e+16 | 9,380 | A. Hall | 1877 |
| Deimos | II | 7.5x6.1x5.5 | 1.80e+15 | 23,460 | A. Hall | 1877 |
| Referências |
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Beatty, J. K. and A. Chaikin, eds. The New Solar System. Massachusetts: Sky Publishing, 3rd Edition, 1990.
Carr M. H. The Surface of Mars. Yale University Press, New Haven, 1981.
Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, and Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Mutch T. A., Arvidson R. E., Head J. W. III, Jones K. L., and Saunders R. S. The Geology of Mars. Princeton University Press, Princeton, 1976.
Williams, Steven H. The Winds of Mars: Aeolian Activity and Landforms - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Regresso à Terra
Viagem a Júpiter
