Imagem mostrando duas fotografias obtidas pelo Telescópio Espacial
Hubble em datas diferentes (26/06/2001 e 04/09/2001), mostrando a dramática
diferença da visão normal de Marte (à esquerda) com a
tempestade global (à direita). A tempestade que começou em Junho
de 2001, na bacia Hellas localizada no hemisfério Sul, atinge velocidades
de 100 Km/h e aumentou a temperatura atmosférica para 30° Celsius.
Ilustração artística da superfície de Marte durante
uma tempestade de areia no local da sonda Mars Pathfinder.
As variações anuais de temperatura de Marte, ou de qualquer outro planeta, dependem de dois fatores: inclinação axial (eixo) e distância variável ao Sol. A medida que um planeta descreve seu movimento de translação ao redor do Sol, este pode aproximar ou afastar-se do Sol, dependendo da forma de sua órbita (circular ou elipse). Assim, quando mais próximo do Sol, maior a temperatura e vice-versa. Em relação à inclinação axial, se um planeta não possuísse nenhuma inclinação, a temperatura seria maior no equador, pois aí os raios solares incidiriam perpendicularmente à superfície, e os pólos seriam igualmente iluminados. A medida que o planeta vai adquirindo inclinação axial, a luz solar incidirá mais em um dos pólos, deixando o outro com menos luminosidade.
A ilustração acima mostra o movimento de translação
de Marte, onde podemos ver o efeito da inclinação axial e a
variação da distância ao Sol. Devido à inclinação
axial, vemos, à esquerda, que o Pólo Sul está na escuridão
enquanto que o Pólo Norte está totalmente iluminado. Essa situação
inverte-se no próximo solstício (à direita). Nos equinócios,
a luminosidade é igual em ambos os pólos (a nomenclatura da
figura refere-se as estações do hemisfério norte). Os
números indicam a distância de Marte ao Sol, em unidades astronômicas.
Percebe-se que no verão do hemisfério sul, Marte está
mais próximo do Sol.
Marte possui uma órbita elíptica em torno do Sol, conseqüentemente a distância de Marte ao Sol varia de 1,38 UA a 1,65 UA em um ano marciano. Esta grande variação, combinada com a inclinação axial de Marte um pouco maior do que a da Terra (Terra 23,45 graus e Marte 25,19 graus), causa grandes variações anuais, bem mais importante do que aquelas vistas aqui na Terra.
Ilustração comparando o formato da órbita e a inclinação
axial de Marte (abaixo) e da Terra (acima). clique para ampliar
Outra conseqüência das estações do ano em Marte é o derretimento da calota polar, com conseqüente aumento do gás carbônico na atmosfera, ventos forte e tempestades de areia. Esse efeito deve-se à inclinação axial de Marte, que deixa um pólos sob ação direta dos raios solares, causando a sublimação do gás carbônico.
Essa figura o Hubble mostra o processo de contração da calota
polar norte de Marte. Outubro de 1996: início da primavera. Janeiro
de 1997: meio da primavera. Março de 1997: começo do verão.
Video Variação do tamanho da calota polar norte
Para entendermos melhor como ocorrem as variações anuais da temperatura em função das estações do ano em Marte, podemos traçar o gráfico da incidência de luz solar em Marte ao meio-dia, como visto na figura abaixo. O eixo Y representa a latitude do planeta e está dividido em hemisfério norte e sul (vide figura). O eixo X representa o intervalo de tempo equivalente a um ano marciano e está dividido nas quatro estações do ano, conforme esquematizado na figura. As cores mostram a intensidade da incidência de luz solar. O vermelho indica maior insolação e maior temperatura, enquanto que o azul mostra regiões com menor insolação e temperatura. Ao analisar a figura vemos que Marte apresenta maior insolação e, conseqüentemente temperaturas mais elevadas, no final da primavera e começo do verão do hemisfério sul, quanto Marte está mais próximo do Sol.
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.
Esta imagem foi obtida pela Mars Pathfinder e mostra o céu marciano.
Os riscos brilhantes são provavelmente nuvens de gelo que são
formadas durante a noite.
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, sendo classificadas em vários tipos:
Estas nuvens formam-se em sotaventos (lado de um objeto que fica protegido do vento) de grandes obstáculos como montanhas, picos, crateras e vulcões. O ar nessa região sofre oscilações formando ondas.
Este é um exemplo de Lee Wave associado a cratera de impacto. Note
a periodicidade das ondas nas nuvens.
Estas nuvens aparecem como fileiras de nuvens lineares. São comuns nas bordas das calotas polares.
São freqüentemente encontradas nas bordas das calotas polares
e na região de Tharsis e Lunae Planum.
Estas nuvens exibem uma dupla periodicidade. Elas aparecem em filas lineares de nuvens semelhantes aos cúmulos.
Esse tipo de nuvem mostrada na figura exibe um dupla periodicidade. Ocorrem
no pólo norte e nas regiões de Tharsis e Syria Planum.
