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)
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)
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
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.
Fonte: www.if.ufrgs.br
Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho devido a coloração avermelhada de seu solo e sua atmosfera. Os romanos atribuíram-lhe o nome Marte em honra ao deus da guerra, já os antigos egípcios, o chamaram de Her Descher, que significa o vermelho. Atualmente, Marte é um dos mais intrigantes planetas do sistema solar pelo fato de já ter sido um planeta rico em água, de clima mais quente e com as condições para um possível desenvolvimento de formas de vida. A possibilidade de Marte ter abrigado vida no passado desperta profundo interesse e admiração da comunidade científica e toda humanidade, já que a comprovação de vida em algum momento da história de Marte, prova definitivamente que o fenômeno da vida não é exclusivo ao planeta Terra.
O planeta vermelho possui aproximadamente metade do tamanho da Terra e está, em média, 230 milhões de kilomêtros longe do Sol. Um dia marciano tem quase a mesma duração que o nosso, cerca de 24 horas e 37 minutos, já o ano marciano tem uma duração de 687 dias terrestres. Como já foi dito anteriormente, Marte possui uma coloração avermelhada, podendo ser facilmente reconhecido no céu, mesmo a olho nu.
Marte possui uma atmosfera muito fina, constituída principalmente de gás carbônico; apresenta ainda tempestades de areia e formação de nuvens e neblinas. Em relação ao clima, é um planeta muito frio e seco, sua temperatura máxima fica em torno de 26°C no local mais quente do planeta, mas em média a temperatura do planeta é de -60°C. Como a atmosfera do planeta é muito tênue, durante a noite não existe nenhuma proteção para impedir a dissipação do calor, sendo que a temperatura chega a atingir -140°C na região mais fria do planeta. Também apresenta estações do ano semelhantes às da Terra.
A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por gás carbônico com pequenas porções de outros gases:
| Gás carbônico | 95,32% |
| Nitrogênio | 2,7% |
| Argônio | 1,6% |
| Oxigênio | 0,13% |
| Monóxido de carbono | 0,07% |
| Água | 0,03% |
| Neônio | 0,00025% |
| Criptônio | 0,00003% |
| Xenônio | 0,000008% |
| Ozônio | 0,000003% |
O ar marciano contém apenas cerca de 1/1000 de água do nosso ar, mas essa 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 da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo a cada inverno.
A atmosfera de Marte é muito rarefeita, como mostra a figura ao lado, obtida pela sonda Viking. 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. Uma grande quantidade de poeira bem fina encontra-se dispersa na atmosfera marciana conferindo-lhe um tom avermelhado, como pode ser visto ao lado. 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.
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 média de Marte é 8 milibares, bem menor que a da Terra que fica em torno de 1000 milibares. A pressão marciana corresponde, na Terra, a uma pressão equivalente a uma altitude de 30000 metros acima do nível do mar.
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 (veja figura ao lado mostrando grande quantidade de gás carbônico dispersa na atmosfera, principalmente no lado esquerdo da imagem). 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 torno de 9 milibares.
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. A tabela seguinte mostra a variação da pressão atmosférica no local da sonda Viking 1, durante um ano marciano:
| Dia do ano | Pressão atmosférica (milibar) |
|---|---|
| 0 | 8.0 |
| 57 | 8.25 |
| 114 | 8.40 |
| 172 | 7.75 |
| 229 | 7.00 |
| 286 | 6.90 |
| 343 | 7.25 |
| 400 | 8.00 |
| 458 | 8.80 |
| 515 | 8.90 |
| 572 | 8.50 |
| 629 | 8.00 |
Gráfico mostrando a variação da pressão atmosférica no local da Viking 1: No eixo y temos a pressão atmosférica em milibares, e no x, o tempo em dias, começando (à esquerda) no verão do pólo norte e inverno do sul. Note que a pressão atmosférica atinge valores altos no verão do pólo sul ( valor máximo) e no verão do pólo norte.
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.
O clima de Marte é bastante dinâmico. De um modo geral, o planeta é frio, apresenta grandes variações de temperatura, inúmeras tempestades de areia, ciclones, calotas polares que variam de tamanho conforme as estações do ano, geadas, nuvens e neblinas. A foto ao lado foi feita pela Viking 2 em Maio de 1979. É possível observar depósitos de geada sobre as rochas (áreas brancas), durante o inverno marciano. Esse depósito é formado por "gelo seco" e uma fina camada de água congelada.
Marte é um planeta frio, com temperatura média de 60 graus Celsius negativos. A temperatura pode variar de -140 graus Celsius nos pólos durante o inverno, até 26 graus na região equatorial, durante o verão (a maior temperatura registrada no planeta). Entretanto, mesmo durante um único dia marciano, a temperatura pode variar de modo bastante significante. Na região equatorial a temperatura é de 25 graus Celsius no início da tarde. Cai para 50 graus negativos no começo da noite e atinge -70 graus Celsius à meia-noite. A variação de temperatura chegou a ser de 20 graus Celsius por minuto, durante o amanhecer.
Também ocorre variação da temperatura conforme a altitude. A sonda Mars Pathfinder revelou que se uma pessoa estivesse em pé ao lado da sonda, notaria um diferença de 15 graus Celsius entre os pés e o tórax. Essa intensa variação da temperatura em Marte, provoca ventos fortes, gerando as grandes tempestades de poeira vistas na superfície marciana.
As tempestades de poeira em Marte são bastante comuns. Elas se formam em áreas com grande variação de temperatura, ou seja, quando há mudanças na altitude e/ou latitude. Assim, o ar mais quente das baixas altitudes e baixas latitudes (próximo ao equador) migra para áreas mais frias, provocando ventos fortes e tempestades. Nos pólos há elevado gradiente térmico e topográfico, favorecendo o início de tempestades.
Durante o verão em um hemisfério, o gás carbônico do respectivo pólo sublima-se e migra para o pólo oposto. Se esse processo ocorrer rapidamente (principalmente no hemisfério sul, onde o verão é mais quente), as enormes quantidades de gás liberadas formam ciclones, onde a velocidade da ar chega a 240 Km/h, além de cobrir grandes regiões do planeta.
Tempestade de areia de vários quilômetros de extensão,
localizada próximo ao pólo Sul.
Grande tempestade fotografada pela MGS no hemisfério Norte. As manchas
brancas são gás carbônico congelado na calota polar e
o jato central tem 900 Km de comprimento. clique para ampliar
Tempestade fotografada pela Mars Global Surveyor em seqüência de intervalos de 2 horas. As nuvens brancas são de gelo de água e as alaranjadas são de poeira levantando do solo.
Algumas tempestades crescem e outras extinguem-se, um exemplo de tempestade que se expandiu e cobriu todo o planeta, ocorreu em 2001. Phill Christensen (cientista da MGS) explica: "Esta tempestade começou como uma pequena nuvem de poeira na bacia Hellas, uma cratera de impacto no hemisfério sul de Marte. Foi quando, em 27 de Junho, a tempestade explodiu. Deve ter atravessado algum ponto crítico e começou realmente a crescer. As grandes tempestades podem durar semanas ou mesmo meses... De fato, ainda não sabemos o que as faz parar".
