TOMO XXXIII - 4 PLANETAS INTERNOS - MARTE part2

GEOLOGIA DE MARTE

Cores falsas indicam as altitudes do planeta, em escala para o vermelho as mais elevadas, e para o violeta as mais baixas.

Vista de Planum Boreum, na calota marciana do polo norte. As áreas brancas são regiões com maior espessura de gelo. Créditos: NASA/ASI/JPL/FREAQS/PSI/SI

Superfície de Marte

A composição da superfície é fundamentalmente de basalto vulcânico com um alto conteúdo em óxidos de ferro, muito hidratado que lhe dão o vermelho característico da superfície. Assim como na crosta da Terra e da Lua predominam os silicatos e os aluminatos, no solo de Marte são preponderantes os ferrossilícios. Os seus três principais constituintes são, por ordem de abundância, o oxigênio, o silício e o ferro.

Marte à primeira vista parece seco e estéril, mas sob a superfície logo abaixo a grandes depósitos de gelo e água que ao que parece estão em movimento sob a forma de lama, talvez pelo planeta não ser geologicamente morto e ainda possuir energia geotermal.


O solo Marciano

Marte possui uma topografia diversificada, com planícies do norte, que foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso do sul, sulcado por antigas crateras com aproximadamente 3, 800 milhões de anos.

O Sul de Marte é velho, alto, e escarpado com crateras semelhantes à da Lua, contrasta bastante com o Norte que é jovem, baixo e plano. Imagem Opportunity's NASA.

Imagens das sondas robóticas VIKINGs na superfície de Marte

Região montanhosa marciana

Imagem da sonda Robótica Spirit's

Dunas em marte


Os Ventos fortes não são frequentes no planeta vermelho, mas não só os ventos por lá movimentam á areia. Ela também se movimenta por causa da gravidade fraca. Enquanto na Terra as dunas mudam sua posição de um ano para o outro, nos desertos de Marte o mesmo processo pode demorar milhares de anos.



As dunas mudam de formato conforme as estações do ano, segundo imagens de alta resolução divulgadas pela NASA. Os pesquisadores dizem que as ondulações e cristas observadas são formadas pelo vento, e elas devem sua aparência única a algumas peculiaridades da atmosfera de Marte.

Entre estas peculiaridades temos á já comentada ação de gravidade, a baixa densidade atmosférica, as tempestades frequentes, a ação dos raios cósmicos mais incidentes sobre a superfície entre outras ainda sendo estudadas.

Recente selfie de Curiosity em Bagnold Dunes,

A sonda Curiosity realizou mais um feito inédito na história... tornou-se a primeira ferramenta humana a explorar uma duna de areia em outro planeta, que nesse caso Marte. O veículo registrou várias imagens e amostras do solo de uma seção das Dunas

Regiões Montanhosas

Montes Ceraun

Marte possui uma distribuição montanhosa diferente da que observamos na Terra. O Hemisfério sul e montanhoso e bem mais elevado que o norte. Possuindo diversos planaltos e vulcões extintos. O centro e o norte de Marte apesar de se situar entre vales e planícies possui maior quantidade e os maiores vulcões, além do gigante do sistema solar; é sortido de planícies. Algumas planícies são tão baixas em comparação ao resto do planeta que sugerem ter sido mares num passado não tão remoto.

Como em Plutão, marte tem uma região em forma de coração.

Através das fotografias tiradas das sondas em órbita, nelas veem-se muitas crateras, mas não estão uniformemente repartidas pelo planeta Em Marte a algumas áreas há um grande número de crateras colossais (maiores que 300 km em diâmetro), basicamente no hemisfério sul; rico em zonas montanhosas e mais elevado que o hemisfério Norte. Mas em geral as áreas de impacto menores estão situadas a pequenas localidades, em pontos concentrados mas estes agrupamentos se encontram espaçados entre si de forma heterogenia.

As áreas na mesma região boreal de marte, são as que menos possuem impacto de meteoritos. Algumas áreas possuem algumas pequenas crateras e toda a região norte possui poucos agrupamentos de impacto.

Círculo de Fogo

Região dos Tharsis e Monte Olimpos em pleno vulcanismo

Os vulcões marcianos são pouco numerosos, mas são testemunhas do passado violento e vulcânico principalmente na zona central marciana.

Largamente maiores que a maior montanha de origem vulcânica na Terra, o Kilimanjaro (5895 m) na África. As áreas vulcânicas ocupam cerca de 10% da superfície do planeta sendo que algumas crateras mostram sinais de erupção recente a nível geológico, e têm lava petrificada nos cantos.

Cone vulcânico do Monte Tyrhena

As imagens da sonda Mars Express mostraram também o que parecem ser cones vulcânicos na região do polo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupção muito recente, o que levou alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente ativo.

Poderão existir entre 50 a 100 destes cones com 300 a 600 metros de altura cobrindo uma região do polo norte com um milhão de quilômetros quadrados; parte da região de Tharsis também tem características semelhantes. Estes aspectos na superfície podem ter sido o resultado de antigas elevações que tenham sofrido erosão pelo vento, mas julga-se que isto é pouco provável devido à inexistência de crateras e aos aspectos originados pelo vento naquela região.

Do espaço pode-se ver Monte Olimpo, um ponto algo branco a oeste e isolado, seguindo para sudeste os três Montes vulcânicos de Tharsis, ao que tudo indica extintos, e Vales Marineris a este destes e a cratera Hellas no hemisfério sul.

Monte Olimpo



O Monte Olimpo está localizado em sua região equatorial, mais especificamente no planalto de Tharsis. Cálculos estimam que ele erga-se a 21,9 km acima do nível médio da superfície marciana, sendo três vezes mais alto que o Monte Everest, a segunda mais alta montanha do Sistema Solar, atrás apenas da cratera Rheasilvia no Asteroide Vesta, que estima-se possuir 22 km de altura a partir de sua base.



Seria ele o segundo maior vulcão em extensão do Sistema Solar (sua base estende-se 625 km de diâmetro, e perde apenas para o Tamu Massif, que está escondido nas águas ao noroeste do oceano Pacífico, próximo ao Japão, e que tem 650 km de diâmetro).
O monte Olimpo tem uma caldeira tem dimensões de 85 km por 60 km, é possível observar nela a formações de vários círculos menores, evidências de antigas atividades vulcânicas. Tem um declive suave, o que faz sua base ser vinte vezes maior que a altura. O Monte Olimpos em Marte possui 24000 metros de altura, é o maior vulcão do sistema solar passando da atmosfera do planeta que tem apenas 11km.



Não se sabe ao certo a origem desse vulcão talvez tenha se formado ainda no início da formação do planeta, quando as atividades tectônicas eram mais intensas. Mas alguns astrônomos acreditam que a sua formação está relacionada à Bacia de Hellas, que acabara causando a fusão de rochas, dando origem não só ao monte Olimpo, como também aos Tharsis Montes e aos Valles Marineris.

Segundo uma pesquisa, publicada em 2017 no periódico Science Advances, que fez uma análise de um meteorito de 2,4 bilhões de anos de idade que caiu na Argélia em 2012, e que foi nomeado de Northwest Africa 7635, este vulcão teria permanecido dois bilhões de anos em erupção ininterrupta.

Dados do colosso

Região vulcânica de Tharsis.

Patera Alba

Pátera Alba é um vulcão único em Marte e no sistema solar.

Pátera Alba localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que surge em Tharsis e se estende para norte. Pátera Alba é enorme, com mais de 1600 km de diâmetro, tem uma caldeira central, mas em compensação as enormes dimensões uma altura de apenas 03 km, no seu ponto mais alto. Possui canais nos flancos, e a maioria deles têm 100 km de comprimento, alguns chegam a ter 300 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo.

OS CANAIS MARCIANOS

Diferentemente dos canais observados no seculo XIX, os canais e quenions marcianos são reais, e nem de longe artificiais, são imensos e geologicamente representam vestígios de um mundo coberto por mares a bilhões de anos atras.

Vales Marineres

Marte possui um atual sistema de Cânions chamado vale Mariners que possui a largura dos Estados Unidos, cortando o planeta de Leste a oeste.

O que atualmente e um vale imenso a olhos vistos percorrendo a região equatorial marciana á 03 bilhões de anos era um imenso mar, ponto de encontro de centenas de rios e afluentes que lembrariam a rede hídrica da atual bacia Amazônica.

Mas tudo mudou, com a perda dos oceanos o mar virou um lago, depois um rio e por último o Cânion que vemos atualmente. Marcas são evidentes de leitos fossilizados, registro de um mundo rico em recursos hídricos agora escassos e congelados.

Deslizamento de terra no vale Marineres

O Marineres, o vale Ma'adim (Ma'adim significa Marte em Hebreu) é um grande desfiladeiro com aproximadamente de 700 km de comprimento, e como ele, maior que o Grand Canyon nos Estados Unidos. Possui 20 km de largura e 2 km de profundidade em alguns locais.

Origens do Vale Marineres

Durante a formação geológica planetária, ao solidificar a crosta, Marte passou hipoteticamente por um período de intenso vulcanismo e movimento tectônico. A região se elevou pela ação das plumas magmáticas de forma intensa, ao redor do futuro vale, que terminou por fender a crosta marciana. A ação orogênica acabaria colapsando a região oposta formando assim os vales Marineres.

Os vales Mariners possuem 4000 km de comprimento e 07 km de profundidade, com uma extensão equivalente à extensão da Europa, se estende-se por um quinto da superfície do planeta Marte.

POLOS MARCIANOS

Fazes de contração e retração do polo norte marciano durante e as estações do planeta.

Os polos estão cobertos por calotas polares formadas por dióxido de carbono congelado e gelo de água. Estas calotas tornam-se menores na Primavera e chegam a desaparecer durante o Verão, devido ao aumento da temperatura.

As calotas polares mostram uma estrutura estratificada com capas alternantes de gelo e diferentes quantidades de poeira escura. Não se tem a certeza sobre o que causa a estratificação, mas pode ser devido a mudanças climáticas relacionadas com variações a longo prazo da inclinação do equador marciano em relação ao plano da órbita.

Os polos marcianos avançando e se contraindo nas estações.

As diferentes estações do ano nas calotas produzem mudanças alterações na pressão atmosférica global que se calcula em cerca de 25% sobre o total. O vapor de água move-se de um polo para o outro com a mudança climática entre o Verão e o Inverno, ajudando não só na criação de calotas semelhantes à da Terra, mas também nuvens de cirros, compostas por gelo de água e que foram fotografados pelo Rover Opportunity em 2004.
Quando chega o inverno e com a chegada de temperaturas inferiores a -120 °C, o depósito de gelo é coberto por um manto de neve carbônica que se produz com a congelação da atmosfera de dióxido de carbono.

Polo Norte marciano

Tempestade polar marciana

A Mars Global Surveyor determinou em 1998 que a massa total de gelo da calota polar norte equivale à metade do gelo que existe na Groenlândia. O gelo do polo Norte assenta-se sobre uma grande depressão de terreno, estando coberto por gelo seco.

Este é a figura originada por uma série de imagens obtidas pela sonda espacial da NASA Mars imagem Superinteressante.

A calota gelada parece elevar-se abruptamente desde o terreno adjacente, emparedado e acabando por ser uma grande meseta de gelo. Nos cantos da calota, O gelo seco apresenta bandas claras e escuras que podem indicar processos de sedimentação tipo morenas glaciais.

Dunas polares marcianas

Formação de gelo

Gelo marciano

Demorou muitos anos para se encontrar evidencia de gelo de água em Marte, e os polos foram a primeira opção logica que acabou se concretizando na detecção deste na década de 90. Geralmente aparece coberto pelo gelo seco ou misturado ao lodo nas línguas de morenas durante o verão e pelo barro congelado no inverno.

Espectrograma em cores falsas onde o azul representa hidrogênio que possivelmente está combinado com oxigênio na forma de gelo de água.

Polo Sul Marciano

Polo sul de marte

No Verão austral, o dióxido de carbono congelado evapora por completo, deixando uma capa residual de gelo de água. Em cem anos de observação, a calota polar austral já desapareceu duas vezes por completo, enquanto a do Norte nunca desapareceu por completo.



Mesmo que o clima do hemisfério Sul seja mais rigoroso, a Primavera e o Verão do hemisfério Sul ocorrem quando o planeta está no periélio, assim as temperaturas máximas acontecem no hemisfério sul, o que leva a que a calota sofra bastante. O Inverno no sul é também mais frio, devido ao planeta encontrar-se no afélio.

Florestas de canais de degelo do polo sul marciano.

Eras Glaciais

Tal qual a Terra, Marte sofre variações na sua órbita e na inclinação do eixo planetário a cada centena de milhares de anos. 

Na Terra, as variações orbitais foram aparentemente as responsáveis pelas grandes glaciações pelas quais o planeta passou. A teoria indicava que algo semelhante tinha acontecido com Marte. Mas faltavam provas dessas glaciações marcianas. Nos polos do planeta, foram encontrados sinais claros de que, há 370 mil anos, Marte vivia sua própria era do gelo. Os resultados dessas observações foram publicados na revista Science

As glaciações na Terra acontecem quando a inclinação do planeta muda, reduzindo a quantidade de radiação solar recebida pelo Polo Norte por milhares de ano. Com isso, o gelo nessa região se expande e se espraia em direção ao equador, fazendo as temperaturas globais cair.

Em Marte, o processo é ligeiramente diferente. A começar pela inclinação do planeta – enquanto a inclinação do eixo da Terra varia em torno de 2°, a inclinação do eixo marciano pode variar em até 60°. bem mais drástico. Além disso, uma era do gelo marciana começa quando os polos se aquecem. Com isso, as temperaturas caem nas latitudes mais baixas, próximas ao equador do planeta, formando grandes geleiras nessas regiões. Quando a inclinação do planeta torna a mudar, e os polos se resfriam, o gelo volta a se acumular nessas áreas extremas.

TOMO XXXIII - 4 PLANETAS INTERNOS - MARTE part1

MARTE


Marte a esquerda como era visto pelos pouco potentes telescópicos do século XIX, imagem que serviria de base para o best Selles Guerra dos Mundos de Wells, escrito no final deste século. A direita imagem fornecida pela NASA do que seria o real planeta vermelho.

O sol está a pino, a luz do verão e intensa e quente deixa á temperatura próxima dos 25°C.... o vento está aumentando, principal indicio de mudança climática devido a chegada de uma tempestade. Raios são observados no lusco-fusco horizonte da planície pedregosa ao sopé do monte Elysium. Uma pena pois a água a poucos dias começou á escorrer pelos leitos perenes oriundos das regiões mais altas. Águas borbulhantes... literalmente como água mineral com gás, pois é isso mesmo realmente.

Logo os córregos sublimarão com a alta da estação, mas no início do outono recomeçarão a se condensar em um lodo viscoso até se congelar sob a areia ferrosa da região.

Será preciso se abrigar, pois a tempestade que se aproxima pode durar meses, são agressivas... com vários tornados... e por vezes recobrem o planeta todo.

Isso é Marte, próximo novo mundo a ser colonizado, mas sem nativos para exterminar como ocorreu nas Américas, mas com muito mais riscos que passar e lutas a realizar, não pelo território, mas para se manter vivo. Os raios cósmicos penetram sem, dificuldade com a ausência de um campo magnético e uma camada de ozônio. o clima varia de temperaturas glaciais a criogênicas a noite a um veranico no aspe do dia nas regiões equatoriais e baixas, mas em geral não chegam bem próximas zero. Com certeza iremos desbravar este mundo, é uma questão vital para a própria existência da raça humana, mas tão difícil como manter a nossa espécie será os desafios aos quais teremos de passar para sobrevivermos em um obre ao qual não fomos forjados a sobreviver.



Marte já fora um mundo completamente diferente do que observamos hoje, possuía um vasto oceano, rios, lagos, mares a até aproximadamente 02 bilhões de anos atrás quando se congelou, seu núcleo se solidificou destruindo seu campo magnético e assim perdeu sua atmosfera se tornando um mundo inóspito para nós atualmente.
Marte é muito parecido com o deserto de Mojave na Califórnia, rico em oxido de ferro em forma de partículas.

O interior de Marte lembra muito o da Lua, mas fica só na lembrança. Seu núcleo e semissólido com um manto de magma semelhante ao terrestre, mas bem mais frio.

CLIMA DE MARTE

A atmosfera marciana possui em média 11 km de altura, composta por 95,32 por cento de dióxido de carbono (CO2), 2,7 por cento de Nitrogênio (N2), 1,6 por cento de Argônio (AR), 0,13 por cento de Oxigênio (O2), 0,08 por cento de Monóxido de Carbono (CO) e 0,03 por cento de Vapor de água (H2O).

A pressão atmosférica na superfície é cerca de 0,75 por cento da média da Terra. Alternando ao longo do ano devido à dissipação durante o Verão do dióxido de carbono congelado nos polos, tornando a atmosfera mais densa. Em 2003, descobriu-se metano na atmosfera, sendo sua presença muito intrigante, já que é um gás instável e indica que existe (ou existiu nos últimos cem anos) uma fonte do gás no planeta. A atividade vulcânica, o impacto de cometas e a existência de vida sob a forma de microrganismos estão entre as possíveis causas ainda não comprovadas.

O metano aparece em certos pontos da atmosfera, o que sugere que é rapidamente quebrado, logo poderá estar a ser constantemente libertado para a atmosfera, antes que se distribua uniformemente por esta. Foram feitos planos recentemente para procurar gases "companheiros" que podem sugerir as fontes mais prováveis; a produção biológica de metano na Terra tende a ser acompanhada por etano, enquanto a produção vulcânica tende a ser acompanhada por dióxido de enxofre.

As estações do ano

Marte tem estações do ano similares as terrestres só que duram o dobro das estações na Terra; o ano marciano é também o dobro do terrestre (cerca de 1 ano e 11 meses terrestres). Já a duração do dia em Marte é pouco diferente do da Terra: 24 horas, 39 minutos e 35 segundos.

Não existem dados suficientes que permitam conhecer a evolução ao longo do ano marciano nas diferentes latitudes e, muito menos, as particularidades regionais. Além de se encontrar mais afastado do Sol que a Terra, de sua atmosfera ser tênue, a ainda baixa condutividade térmica do solo marciano e uma diferença mais pronunciada que a Terra no que toca à variação das temperaturas diurna e noturna.

A temperatura superficial depende da latitude e apresenta variações entre as diferentes estações do ano, sendo a temperatura média à superfície é de cerca de -55 °C. A variação da temperatura durante o dia é muito elevada já que se trata de uma atmosfera rarefeita.

o Verão em Marte, a temperatura média atinge os -36 graus antes do nascer do dia. Pela tarde, atinge os -31 graus, por vezes a média pode chegar aos -45 graus e são raras as temperaturas superiores a zero grau, mas que podem alcançar os 20 °C ou mais no equador.


No entanto, a temperatura mínima pode descer até aos 80 graus negativos. No Inverno, as temperaturas descem até aos -130 graus nos polos e chega mesmo a neva dióxido de carbono, já que o carbono é o principal constituinte da atmosfera. A temperatura mais baixa registrada em Marte foi de -187 graus e a mais alta, em pleno Verão e quando o planeta se encontrava mais próximo do Sol, foi de 27 °C.

A tênue atmosfera marciana não é capaz de manter temperaturas muito elevadas.

Amanhecer em Marte

Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amarelo-acastanhado, exceto durante o nascer e o pôr-do-sol, quando adquire uma tonalidade rosa e vermelha. Se a atmosfera fosse limpa de poeira, o céu de Marte seria tão azul como o da Terra. Em alturas em que há menos poeira, a cor do céu é então mais próxima do azul da Terra.

Tempestades

Apesar da atmosfera ténue, formam-se manchas de nuvens e nevoeiro e ventos intensos varrem poeiras, tornando o céu rosado. Ocasionalmente e de forma repentina, todo o planeta é submergido por uma tempestade maciça de poeira que pode persistir durante semanas ou até meses.

Estas tempestades são mais frequentes durante o periélio da órbita do planeta e no hemisfério sul, quando ali é final da Primavera, estas tempestades são causadas por ventos na ordem dos 150 km/h. As tempestades têm origem na diferença de energia que o planeta recebe do Sol no afélio e no periélio. Quando Marte se encontra perto do periélio da sua órbita, a temperatura eleva-se no hemisfério Sul no final da Primavera devido a se encontrar mais perto do Sol, e o solo perde mais umidade.

Tempestades sobre o solo Marciano ricas em dióxido de carbono.

Em certas regiões, especialmente entre Noachis e Hellas, desencadeia-se uma tempestade local violenta que arranca do solo seco imponentes massas de poeira. Esta poeira, por ser muito fina, eleva-se a grandes altitudes e, em semanas, cobre o solo todo do hemisfério, ou o planeta.

Redemoinhos de areia Marcianos.

Redemoinhos de poeira foram primeiramente fotografados pelas sondas Viking já na década de 1970 do século XX. Em 1997 a sonda Pathfinder detectou um redemoinho. Estes redemoinhos podem ser até cinquenta vezes mais largo e até dez vezes mais altos que os terrestres. O veículo robô Spirit fotografou várias imagens a partir do chão de redemoinhos de poeira.

As nuvens marcianas

Formações de nuvens diversas em Marte.

          

Fotos do amanhecer e entardecer em Marte obtidas pelas sondas terrestres no planeta.

Quem um dia puder presenciar um pôr-do-sol em Marte terá a chance também de observar a existência das nuvens de altas altitudes que ocorrem por lá.

São nuvens que se situam entre 80 quilômetros e 100 quilômetros do solo e não são formadas por vapor de água. Fora as sondas terrestres temos as medições feitas por equipamentos instalados a bordo da sonda europeia Mars Express.

Os cientistas estimam que as nuvens, por serem muito tênues, poderiam ser vistas por um observador apenas no momento do pôr-do-sol. Isso porque haveria mais contraste entre a nuvem e o escuro do céu. As novas nuvens descobertas em Marte ocorrem em uma área da atmosfera muito mais rarefeita em comparação com a Terra.

Como a temperatura da atmosfera marciana a 100 quilômetros de altitude é de aproximadamente 193ºC negativos, é impossível que exista vapor de água na região. Por isso, os pesquisadores estão especulando que as nuvens de altas altitudes são formadas por dióxido de carbono. O outro componente também presente nas estruturas seriam grãos de poeiras manométricos. Eles podem ter origem no próprio solo de Marte ou então nos meteoritos que cruzam a região.

A existência de nuvens em altas altitudes pode ter implicação também nas futuras missões espaciais tripuladas ao planeta Marte. Com esse novo elemento talvez seja provável que a atmosfera marciana seja ainda mais densa do que eles imaginavam anteriormente.

As fotos da sonda orbital ExoMars TGO, mostram outras coisas interessantes: fendas escuras causadas pela erosão eólica. Graças a uma altitude de voo relativamente baixa (cerca de 1,8 mil quilômetros da superfície de Marte), cada pixel corresponde a um quadrado de 20 metros.

ExoMars

ExoMars TGO Trace Gas Orbiter (TGO), Sonda que transportou a sonda marciana Schiaparelli. Há missão ExoMars conseguiu se recompor depois que esta Sonda de solo se espatifou na área prevista onde deveria ser seu pouso em 2016.

Depois do acontecido a tensão com a missão se abrandou no momento em que a ExoMars ao atravessar a atmosfera superior de Marte, (de forma a atingir uma velocidade apropriada para seguir a trajetória necessária para seu funcionamento) começou a monitorar a superfície planetária marciana.

Antes deste procedimento, a sonda orbital captou fotografias da superfície de Marte e as analisou todo com todo o seu equipamento científico. Foi então que a sonda conseguiu fazer as fotos das nuvens marcianas e novos desafios com a melhor compreensão delas.

Nuvens tipo Cirro

A poeira em suspensão na atmosfera causa uma neblina amarela que escurece os aspectos mais marcantes do planeta. Ao tapar o sol, as temperaturas máximas diminuem, mas como é criada uma manta que impede a dissipação do calor, as temperaturas mínimas aumentam. Em consequência, a oscilação térmica diurna diminui de forma drástica. Assim aconteceu em 1971, as tempestades impossibilitaram durante um certo tempo as observações que deveriam efetuar as duas sondas norte-americanas Mariner e as duas sondas soviéticas Mars que tinham acabado de chegar a Marte.

Ciclo da água em Marte

Planeta tem neve, geada e nevoeiro, mostram dados da sonda Phoenix; que também encontra sinais de água salgada. Estudo mostra como a neve se forma em Marte, e há intensas tempestades à noite. Na imagem um hipotético ciclo da água em Marte.

Marte tem neve de madrugada: cristais de gelo caem das nuvens sobre o ártico. Eles não chegam a tocar ao solo, evaporando-se no caminho e saturando a atmosfera de água. Essa neblina espessa produz uma geada que vira vapor ao amanhecer, devolvendo a água à atmosfera. Por volta da meia-noite, as nuvens formam-se outra vez, nutrindo os cristais que cairão na madrugada seguinte.

Nevoeiros matutinos marcianos.

Fora confirmada a presença, no ártico marciano, uma camada de gelo no subsolo, começando a uma profundidade de 5 centímetros. Em teoria, a água líquida ainda pode existir no planeta, sob a forma de gotículas, ou em poças, devido ao ponto de congelamento da substância cair por conta da grande concentração de sais dissolvidos. Teoricamente pode existir líquido em qualquer ponto do planeta onde a temperatura mínima fique acima dos 70º C negativos e exista uma fonte de água, como gelo subterrâneo.

Estas imagens da Phoenix mostram as três pernas da sonda. Gotículas de material marciano numa das pernas (esquerda) podem ser água sublimando ao nascerdo Sol em Marte.

O cientista brasileiro Nilton Rennó, da Universidade de Michigan apresenta o “smoking gun” como a prova cabal da presença de água em estado líquido em Marte, visto em uma sequência de três imagens do apoio de uma das pernas da Phoenix. Elas mostram o desaparecimento de um glóbulo de gelo que havia se formado na peça. O glóbulo escurece antes de sumir - e, como a água em estado líquido é mais escura do que gelo, aí estaria um indicador de que a pequena esfera congelada teria, de fato, derretido e escorrido.

Ciclo do Metano marciano

Possíveis métodos para o ciclo de metano na atmosfera de Marte 

O rover Curiosity detectou flutuações na concentração de metano na atmosfera, o que implica em algumas teorias sobre a origem adequada para o tipo de atividade observada, e que ocorre atualmente em Marte. Pode ser de origem  inorgânica ate uma confirmação de respiração biológica.

PERCLORATO

Presença de sais percloratos no solo do planeta, que podem manter a água em estado líquido em temperaturas de até 70 graus negativos.

Simulações realizadas aqui na Terra por uma outra equipe de cientistas, imitando condições marcianas, mostram uma dinâmica de congelamento e derretimento de gotículas de água saturada com um tipo de sal - perclorato - que segue de perto as explicações oferecidas por Rennó para o que estava acontecendo na perna da Phoenix.

Além de ser capaz de manter água em estado líquido mesmo em condições climáticas extremas, o sal é uma possível fonte de energia - alimento - para micro-organismos.

O percloratos é bem diferente do observado aqui na Terra, devido em Marte à pressão atmosférica ser tão baixa e sendo a água encontrada no solo, em forma de gelo, devido as temperaturas chegarem a -80 °C em média, mas quando a temperatura se eleva, o gelo sublima em vapor de água.


Tempestades de Neve

Em 2008, a nave Phoenix, da NASA, encontrou pela primeira vez a ocorrência de neve em Marte, como vimos acima, no parágrafo anterior

Um estudo publicado no periódico científico Nature Geoscience, cuja pesquisa de dados indica que as tempestades de neve noturnas acontecem de maneira localizada, e se movimenta rapidamente. Isso seria possível graças à formação de nuvens de gelo e água na fina atmosfera marciana, sendo que, à noite, essas partículas se resfriam, causando a instabilidade que pode ocasionar tempestades de neve.

Mas um novo estudo revela como a precipitação surge, as maneiras que ela se move, de onde ela vem, e para onde ela vai. Dessa forma, os cientistas da Terra conseguem, cada vez mais, compreender melhor como os fenômenos naturais marcianos ocorrem, a fim de preparar cada vez melhor a ida do homem para Marte.

Recentemente descobriu-se o que parece ser um lago gelado à superfície e em teoria a existência de um lençol de gelo subterrâneo, o que nos possibilitaria a existência de um mar de gelo.

LAGOS CRIOGÊNICOS

Vastitas Borealis

Polo Norte  e a cratera ao Sul 8000 20050728 Vastitas Borealis

A 29 de Julho de 2005, é anunciada a existência de um lago de gelo em Marte. Fotografias ao lago foram tiradas pela Mars Express da Agência Espacial Europeia, uma sonda que tem explorado o planeta vermelho.




O disco de gelo está localizado em Vastitas Borealis, uma planície vasta que cobre as latitudes mais a norte de Marte. O gelo que é bem visível está deitado sobre uma cratera que tem 35 km de diâmetro, com uma profundidade máxima de cerca de 2 km.

Os cientistas que estudaram as imagens dizem ter a certeza que não é gelo seco (dióxido de carbono gelado), isto porque o gelo seco já tinha desaparecido da capa polar do Norte na altura em que a imagem foi tirada.

O MAR OCULTO

Zonas hídricas marcianas.

Os astrônomos poderiam ter descoberto um imenso mar gelado de dióxido de carbono, abaixo da superfície de Marte na região sul de Elysium, perto do equador, compreendendo uma área coberta por sedimentos de 800 por 900 km. O gelo seco que terá formado este mar em Elysium, parece ter tido origem de baixo da superfície do planeta, emergindo numa série de fraturas conhecidas como Fossa Cerberus.

Detalhes da superfície do planeta vermelho, pela HiRISE mostram enormes crateras, montanhas cobertas de gelo e ilusões óticas que sugerem que há "árvores" em determinadas regiões, como a região de Elysium.

Após o lançamento do projeto, em 2006, a NASA através HiRISE, (a maior câmera usada pela Nasa para capturar detalhes da superfície do planeta vermelho) fez uma série de descobertas sobre o planeta[T1] . Entre elas, a de que a região de Elysium Planitia, que tem o mesmo tamanho que o estado americano de Oregon, surgiu da erupção de um vulcão, e que o derretimento do gelo seco que cobre o planeta no inverno vira líquido na primavera e forma caminhos parecidos com uma teia de aranha por onde passa.

A análise dos dados da sonda Mars Express (ESA) e da Mars Reconnaissance (NASA) revela que o volume liquido, não formaria um oceano, mas mesmo assim teríamos liquido em abundância o suficiente para pequenos mares.

Finalmente água

Deposito de gelo gigante em Marte.

Os equipamentos da sonda MRO estão ajudando os cientistas a medir o volume das reservas de água gelada em Marte, encontradas no subsolo em uma das planícies do Planeta.

Já em 2017 pesquisadores estudando a estrutura incomum da planície de Utopia, localizada nas latitudes médias de Marte, usando os instrumentos da sonda MRO, que está coletando dados do Planeta Vermelho desde 2005.

A presença de incomuns buracos, fendas e estruturas parecidas com solo rachado, fizeram-nos suspeitar de que reservas significativas de água podiam se esconder debaixo desta planície.

Formas semelhantes de relevo, segundo os cientistas, podem ser vistos nas regiões do Canadá e noutros países do norte, onde há áreas de solo perenemente congelado.

Vestígios de água em um leito seco de rio em Marte

Eles verificaram esta ideia, utilizando o radar SHARAD a bordo do MRO, e se verificou debaixo da planície Utopia se esconde um mar inteiro de água, que é aproximadamente igual à área do Mar Cáspio ou do maior país europeu.

Primeiras imagens de Marte com pouca qualidade não mostravam a evidencia geológica da presença de água no planeta. Após correções e melhorias nos pixeis, puderam ser retratadas as primeiras suposições sobre o planeta vermelho.

O mar representa uma geleira de espessura variando entre 80-170 metros, constituída em 85 por cento de água, e de 15 por cento de pó ou pedras arredondadas grandes característica típica de uma morena glacial.

O volume de água no mar, segundo as estimativas dos investigadores, é quase o mesmo existente nos Grandes Lagos, o maior reservatório de água doce da América do Norte e da Terra.

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Ao analisar dados coletados entre 2002 e 2009 pelo espectrômetro da sonda Mars Odyssey, os pesquisadores observaram altas concentrações de hidrogênio que, costumam indicar água congelada subterrânea, em torno de seções do equador do planeta vermelho.

O espectrômetro em si não consegue detectar a água, e sim medir nêutrons, o que ajudou a equipe de Jack Wilson, da Universidade John Hopkins, para calcular a abundância de hidrogênio que pode estar presente ali. Para os pesquisadores, a forma como a água congelada ficou preservada ainda é um mistério.

Em 2015, a NASA anunciou a descoberta de evidências de água líquida na superfície marciana. Trata-se de pequenos cursos d'água que podem estar fluindo agora mesmo sobre o solo arenoso do planeta vermelho. Em 2010, quando uma série de rastros sazonais foram verificados surgindo em depósitos de sal localizados em encostas íngremes do planeta vermelho. A principal hipótese era de que as linhas estavam sendo criadas justamente por água líquida, só faltavam evidências mineralógicas fortes o suficiente para sustentar a alegação.

Em estudo publicado na Nature, os cientistas revelaram que, semana após semana quando as temperaturas estavam altas, as linhas ficavam maiores — bem na época em que as condições são mais propícias para a existência de água líquida. Os sais (perclorato e clorato de magnésio e perclorato de sódio) ajudam a estabilizar a água corrente, para que não ferva ou congele.

Quando chegava o inverno, os rastros iam sumindo aos poucos. Estava bem claro para os cientistas o que acontecia ali, mas a prova definitiva veio através do instrumento CRISM, acoplado à sonda Mars Reconaissance Orbiter, da NASA, este extraiu informações espectrais dos depósitos de sal, que mostraram traços químicos que indicavam, claramente, a presença de moléculas de água em meio aos cristais.